Du har måske set en af disse astronomiske billedsekvenser, hvor du går fra Jorden til Jupiter til Solen, derefter Solen til Sirius - og helt op til den største stjerne, vi kender til VY Canis Majoris. Imidlertid er de fleste af stjernerne i den store ende af skalaen på et sent tidspunkt i deres stjernernes livscyklus - efter at have udviklet sig fra hovedsekvensen til at blive røde supergiganter.
Solen vil blive rød kæmpe om 5 milliarder år eller deromkring - opnå en ny radius på cirka en astronomisk enhed - svarende til den gennemsnitlige radius for Jordens bane (og følgelig fortsætter debatten om, hvorvidt Jorden vil blive fortæret). Under alle omstændigheder vil solen derefter omtrent svare til størrelsen på Arcturus, som selvom voluminøst stor, kun har en masse på ca. 1,1 solmasser. Så hvis du sammenligner stjernestørrelser uden at overveje de forskellige faser i deres stjernernes udvikling, giver du muligvis ikke det fulde billede.
En anden måde at overveje stjernernes 'bignness' er at overveje deres masse, i hvilket tilfælde den mest pålideligt bekræftede ekstremt massive stjerne er NGC 3603-A1a - ved 116 solmasser sammenlignet med VY Canis Majoris 'mellemliggende 30-40 solmasser.
Den mest massive stjerne af alle kan være R136a1, som har en anslået masse på over 265 solmasser - selvom det nøjagtige tal er genstand for en løbende debat, da dens masse kun kan udledes indirekte. Alligevel er dens masse næsten helt sikkert over den 'teoretiske' stjernemassegrænse på 150 solmasser. Denne teoretiske grænse er baseret på matematisk modellering af Eddington-grænsen, det punkt, hvor en stjernes lysstyrke er så høj, at dens udadstrålingstryk overstiger dens selvtyngdekraft. Med andre ord, ud over Eddington-grænsen, vil en stjerne ophøre med at akkumulere mere masse og vil begynde at sprænge store mængder af sin eksisterende masse som stjernevind.
Det spekuleres i, at meget store O-type stjerner muligvis kaster op til 50% af deres masse i de tidlige stadier af deres livscyklus. Så selvom R136a1 for eksempel spekuleres i at have en aktuelt observeret masse på 265 solmasser, kan det have haft så meget som 320 solmasser, da det først begyndte sit liv som en hovedsekvensstjerne.
Så det kan være mere korrekt at overveje, at den teoretiske massegrænse på 150 solmasser repræsenterer et punkt i en massiv stjerneudvikling, hvor en vis balancering af kræfter opnås. Men dette er ikke til at sige, at der ikke kunne være stjerner mere massive end 150 solmasser - det er bare, at de altid vil falde i masse mod 150 solmasser.
Efter at have losset en betydelig del af deres oprindelige masse, kan sådanne massive stjerner fortsætte som under Eddington-blå giganter, hvis de stadig har brint at brænde, blive røde supergiganter, hvis de ikke gør det - eller bliver supernovaer.
Vink et al modellerer processerne i de tidlige stadier af meget massive stjerner af O-typen for at demonstrere, at der er et skifte fra optisk tynde stjernevinde til optisk tykke stjernevind, på hvilket tidspunkt disse massive stjerner kan klassificeres som Wolf-Rayet-stjerner. Den optiske tykkelse er resultatet af afblæst gas, der akkumuleres omkring stjernen som en vindstol - et fælles træk ved Wolf-Rayet-stjerner.
Stjerner med lavere masse udvikler sig til rød supergiant fase gennem forskellige fysiske processer - og da den udvidede ydre skal af en rød gigant ikke straks opnår flugthastighed, betragtes den stadig som en del af stjernens fotosfære. Der er et punkt over, som du ikke bør forvente større røde supergiganter, da mere massive afkomstjerner vil følge en anden evolutionær vej.
De mere massive stjerner tilbringer meget af deres livscyklus med at sprænge masse gennem mere energiske processer, og de virkelig store bliver hypernovaer eller endda par-ustabilitet supernovaer, før de kommer et sted i nærheden af rød supergiant fase.
Så igen ser det ud til, at størrelse måske ikke er alt.
Yderligere læsning: Vink et al. Wind Models for Very Massive Stars in the Local Universe.
