Možná jste viděli jednu z těchto obrazových sekvencí v astronomickém měřítku, kde jdete od Země k Jupiteru ke Slunci, potom ke Slunci ke Slunci - a až k největší hvězdě, kterou známe VY VY Canis Majoris. Většina hvězd na velkém konci stupnice se však nachází v pozdním bodě svého hvězdného životního cyklu - vyvinuly se z hlavní sekvence a staly se červenými supergianty.
Slunce zbude za 5 miliard let červeného obra - dosáhne nového poloměru asi jedné astronomické jednotky - ekvivalentního průměrnému poloměru oběžné dráhy Země (a tudíž debata pokračuje kolem toho, zda bude Země spotřebována). V každém případě bude Slunce zhruba odpovídat velikosti Arcturu, který, i když objemně velký, má pouze hmotu zhruba 1,1 solárních hmot. Porovnání velikostí hvězd bez uvažování o různých stádiích jejich hvězdného vývoje vám nemusí poskytnout úplný obraz.
Dalším způsobem, jak zvážit „bigness“ hvězd, je zvážit jejich hmotu. V tomto případě je nejspolehlivější potvrzenou extrémně masivní hvězdou NGC 3603-A1a - u 116 solárních hmot ve srovnání se středními 30-40 solárními hmotami VY Canis Majoris.
Nejhmotnější hvězdou ze všech může být R136a1, která má odhadovanou hmotnost přes 265 solárních hmot - ačkoli přesná hodnota je předmětem probíhající debaty, protože její hmotnost lze odvodit pouze nepřímo. Přesto je jeho hmotnost téměř jistě nad limitem „teoretické“ hvězdné hmotnosti 150 solárních hmot. Tato teoretická mez je založena na matematickém modelování Eddingtonovy meze, bodu, v němž je jasnost hvězdy tak vysoká, že její vnější radiační tlak přesahuje její vlastní gravitaci. Jinými slovy, za hranicí Eddingtonu hvězda přestane hromadit více hmoty a začne foukat velká množství své existující hmoty jako hvězdný vítr.
Předpokládá se, že velmi velké hvězdy typu O by mohly v prvních fázích svého životního cyklu zbavit až 50% své hmotnosti. Třebaže například R136a1 má spekulace, že má aktuálně pozorovanou hmotu 265 solárních hmot, může mít až 320 solárních hmot, když poprvé začalo svůj život jako hvězda hlavní sekvence.
Může být tedy správnější uvažovat, že teoretický hmotnostní limit 150 solárních hmot představuje bod ve vývoji hmotné hvězdy, kde je dosaženo určitého vyvážení sil. Ale to neznamená, že by neměly existovat hvězdy hmotnější než 150 solárních hmot - je to jen to, že budou vždy klesat v hmotě směrem k 150 solárním masám.
Když vyloží podstatnou část své počáteční hmotnosti, mohou takové hmotné hvězdy pokračovat jako modří obři subeddingtonského, pokud mají stále vodík, aby hořeli, stali by se červenými supergianty, pokud by nebyli - nebo se stali supernovy.
Vink et al modeluje procesy v raných stádiích velmi masivních hvězd typu O, aby demonstroval, že existuje posun od opticky tenkých hvězdných větrů k opticky tlustým hvězdným větrům, kdy mohou být tyto masivní hvězdy klasifikovány jako Wolf-Rayetovy hvězdy. Optická tloušťka je výsledkem odfukovaného plynu, který se hromadí kolem hvězdy jako větrné mlhoviny - společný rys hvězd Wolf-Rayet.
Hvězdy s nižší hmotností se vyvíjejí do červené supergiantní fáze různými fyzikálními procesy - a protože rozšířená vnější skořápka červeného obra nedosáhne okamžitě únikové rychlosti, je stále považována za součást fotosféry hvězdy. Je tu bod, za který byste neměli očekávat větší červené supergianty, protože mohutnější progenitorové hvězdy budou následovat jinou evoluční cestu.
Tyto hmotnější hvězdy tráví většinu svého životního cyklu foukáním hmoty prostřednictvím energetičtějších procesů a ty skutečné se stanou hypernovami nebo dokonce dvojicí nestabilních supernov, než se dostanou kamkoli blízko červené supergiantové fáze.
Takže znovu se zdá, že možná velikost není všechno.
Další čtení: Vink et al Wind Modely pro velmi masivní hvězdy v místním vesmíru.
