Можливо, ви бачили одну з таких послідовностей картин астрономічного масштабу, де ви йдете від Землі до Юпітера до Сонця, потім Сонця до Сіріуса - і аж до найбільшої зірки, яку ми знаємо про В.Я. Каніса Майоріса. Однак більшість зірок на великому кінці шкали знаходяться в пізній точці свого зоряного життєвого циклу - еволюціонувавши від основної послідовності, щоб стати червоними надгігантами.
Через 5 мільярдів років Сонце перетвориться на червоного гіганта - досягнувши нового радіуса приблизно в одній астрономічній одиниці - еквівалентному середньому радіусу земної орбіти (і, отже, триває дискусія навколо того, споживається Земля чи ні). У будь-якому випадку, Сонце буде приблизно відповідати розміру Арктура, який, хоча і є об'ємно великим, має лише масу приблизно 1,1 маси сонячної енергії. Таким чином, порівняння розмірів зірок без урахування різних етапів їх зоряної еволюції може не дати тобі повної картини.
Іншим способом розгляду «величини» зірок є врахування їх маси, і в цьому випадку найбільш достовірно підтвердженою надзвичайно масивною зіркою є NGC 3603-A1a - 116 сонячних мас, порівняно із середньою масою 30-40 сонячних мас VY Canis Majoris.
Наймасовішою зіркою з усіх може бути R136a1, яка має орієнтовну масу понад 265 сонячних мас - хоча точна цифра є предметом триваючих дискусій, оскільки про її масу можна визначити лише опосередковано. Незважаючи на це, його маса майже напевно перевищує «теоретичну» межу зоряної маси 150 сонячних мас. Ця теоретична межа заснована на математичному моделюванні границі Еддінгтона, точки, в якій світність світила настільки висока, що її зовнішній випромінювальний тиск перевищує її самогравітацію. Іншими словами, поза межами Еддінгтона, зірка перестане накопичувати більше маси і почне видувати велику кількість своєї існуючої маси як зоряний вітер.
Припускається, що дуже великі зірки типу О можуть скинути до 50% своєї маси на ранніх стадіях свого життєвого циклу. Так, наприклад, хоча, як вважається, R136a1 має спостережувану в даний час масу 265 сонячних мас, він, можливо, мав аж 320 сонячних мас, коли вперше розпочав своє життя як головна зірка послідовності.
Отже, може бути правильніше вважати, що теоретична межа маси 150 сонячних мас являє собою точку в масовій еволюції зірки, де досягається певне врівноваження сил. Але це не означає, що не могло бути зірок, масивніших за 150 сонячних мас - це просто те, що вони будуть постійно зменшуватися в напрямку до 150 сонячних мас.
Вивантаживши значну частину своєї початкової маси, такі масивні зірки можуть продовжуватись, як сині гіганти Еддінгтона, якщо у них все ще буде горіти водень, стати червоними надгігантами, якщо вони не стануть - або стають суперновими.
Вінк та ін моделюють процеси на ранніх стадіях дуже масивних зірок типу О, щоб продемонструвати, що відбувається перехід від оптично тонких зоряних вітрів, до оптично товстих зоряних вітрів, при яких ці масивні зірки можуть бути віднесені до зірок Вольфа-Реєта. Оптична товщина є результатом видутого газу, що накопичується навколо зірки у вигляді вітряних туманностей - загальна особливість зірок Вольфа-Реєта.
Зірки нижчої маси еволюціонують до червоної надгігантської стадії за допомогою різних фізичних процесів - і оскільки розширена зовнішня оболонка червоного гіганта не одразу досягає швидкості втечі, вона все ще вважається частиною фотосфери зірки. Існує точка, за якою не слід очікувати великих червоних надгігантів, оскільки більш масивні зірки-потомственники будуть йти іншим еволюційним шляхом.
Ці більш масивні зірки проводять більшу частину свого життєвого циклу, видуваючи масу за допомогою більш енергійних процесів, і справді великі стають гіпернованими або навіть парними нестабільними надновами, перш ніж потрапити де-небудь поблизу червоної надгігантської фази.
Отже, знову з’являється, що, можливо, розмір - це не все.
Подальше читання: Вінк та інші вітрові моделі для дуже масивних зірок у місцевому Всесвіті.
