Možno ste videli jednu z týchto obrázkových sekvencií v astronomickom meradle, kde idete zo Zeme k Jupiteru k Slnku, potom k Slnku k Slnku - a až po najväčšiu hviezdu, ktorú poznáme VY Canis Majoris. Väčšina hviezd na konci stupnice je však v neskorom štádiu svojho hviezdneho životného cyklu - vyvinula sa z hlavnej sekvencie, aby sa stali červenými supergiantmi.
Slnko pôjde za päť miliárd rokov do červeného obra - dosiahne nový polomer asi jednej astronomickej jednotky - čo je priemerný polomer orbity Zeme (a teda pokračuje debata o tom, či bude Zem spotrebovaná). V každom prípade bude Slnko zhruba zodpovedať veľkosti Arcturu, ktorý má síce objemnú veľkosť, ale má iba približne 1,1 slnečnej hmoty. Porovnanie veľkostí hviezd bez ohľadu na rôzne fázy ich hviezdneho vývoja vám nemusí poskytnúť úplný obraz.
Ďalším spôsobom, ako zvážiť „bigness“ hviezd, je zvážiť ich hmotnosť. V tomto prípade je najspoľahlivejšou potvrdenou extrémne masívnou hviezdou NGC 3603-A1a - pri 116 slnečných masách v porovnaní so strednými 30-40 slnečnými masami VY Canis Majoris.
Najhmotnejšou hviezdou zo všetkých môže byť R136a1, ktorá má odhadovanú hmotnosť viac ako 265 slnečných hmôt - aj keď presná hodnota je predmetom prebiehajúcej diskusie, pretože jej hmotnosť možno odvodiť len nepriamo. Napriek tomu je jej hmotnosť takmer určite nad limitom „teoretickej“ hviezdnej hmotnosti 150 solárnych hmôt. Táto teoretická hranica je založená na matematickom modelovaní Eddingtonovho limitu, čo je bod, v ktorom je svietivosť hviezdy taká vysoká, že jej vonkajší tlak žiarenia presahuje jej gravitáciu. Inými slovami, po Eddingtonovom limite hviezda prestane hromadiť viac hmoty a začne vyfukovať veľké množstvo svojej existujúcej hmoty ako hviezdny vietor.
Predpokladá sa, že veľmi veľké hviezdy typu O by sa mohli zbaviť až 50% svojej hmotnosti v počiatočných fázach svojho životného cyklu. Napríklad, aj keď sa predpokladá, že R136a1 má v súčasnosti pozorovanú hmotu 265 slnečných hmôt, mohla mať až 320 slnečných hmôt, keď prvýkrát začala svoj život ako hviezda hlavnej sekvencie.
Možno teda bude správne vziať do úvahy, že teoretický hmotnostný limit 150 slnečných hmôt predstavuje bod vývoja masívnej hviezdy, kde sa dosiahne určité vyrovnanie síl. To však neznamená, že nemôžu existovať hviezdy hmotnejšie ako 150 slnečných hmôt - je to len tak, že budú vždy klesať v hmote smerom k 150 slnečným masám.
Po vyložení podstatnej časti svojej pôvodnej hmotnosti by také masívne hviezdy mohli pokračovať ako modro-obri sub-Eddingtona, ak majú stále vodík na horenie, ak sa stanú červenými supergianmi, alebo ak sa stanú supernovy.
Vink a kol. Modelujú procesy v raných štádiách veľmi masívnych hviezd typu O, aby demonštrovali, že dochádza k posunu od opticky tenkých hviezdnych vetrov k opticky silným hviezdnym vetrom, kedy môžu byť tieto masívne hviezdy klasifikované ako Wolf-Rayetove hviezdy. Optická hrúbka je výsledkom odfúknutého plynu, ktorý sa hromadí okolo hviezdy ako veterné hmloviny - spoločný znak hviezd Wolf-Rayet.
Hviezdy s nižšou hmotnosťou sa vyvíjajú na červené supergiantné štádium rôznymi fyzikálnymi procesmi - a keďže rozšírená vonkajšia škrupina červeného obra nedosiahne okamžite únikovú rýchlosť, stále sa považuje za súčasť fotosféry hviezdy. Je tu bod, po ktorom by ste nemali očakávať väčšie červené supergianty, pretože mohutnejšie progenitorové hviezdy budú nasledovať inú evolučnú cestu.
Tieto hmotnejšie hviezdy trávia väčšinu svojho životného cyklu vyfukovaním hmoty pomocou energetických procesov a tie skutočné sa stanú hypernovami alebo dokonca pármi nestabilných supernov skôr, ako sa dostanú kamkoľvek blízko červenej supergiantnej fázy.
Opäť sa zdá, že veľkosť nie je všetko.
Ďalšie čítanie: Modely Vink a kol. Pre veľmi masívne hviezdy v miestnom vesmíre.
