Jūs, iespējams, esat redzējis vienu no šīm astronomiskā mēroga attēlu sekvencēm, kur jūs dodaties no Zemes līdz Jupiteram līdz Saulei, tad no Saules līdz Siriusam - un līdz pat lielākajai zvaigznei, kādu mēs zinām par VY Canis Majoris. Tomēr lielākā daļa zvaigžņu skalas lielajā galā atrodas zvaigžņu dzīves cikla vēlīnā brīdī - kad tās ir mainījušās no galvenās secības un kļuvušas par sarkanajiem supergalvjiem.
Apmēram 5 miljardu gadu laikā Saule kļūs sarkana milža - sasniegs jaunu aptuveni vienas astronomijas vienības rādiusu -, kas ir ekvivalents Zemes orbītas vidējam rādiusam (un tāpēc debates turpinās ap to, vai Zeme tiks patērēta vai nē). Jebkurā gadījumā Saule pēc tam aptuveni sakrīt ar Arktūra lielumu, kurš, kaut arī ir milzīgi liels, ir tikai aptuveni 1,1 Saules masa. Tātad, salīdzinot zvaigžņu izmērus, neņemot vērā atšķirīgos to zvaigžņu evolūcijas posmus, iespējams, netiks sniegts pilnīgs attēls.
Vēl viens veids, kā apsvērt zvaigžņu “cieņu”, ir ņemt vērā to masu, šajā gadījumā visdrošāk apstiprinātā ārkārtīgi masīvā zvaigzne ir NGC 3603-A1a - pie 116 saules masām, salīdzinot ar VY Canis Majoris “vidējo” 30–40 saules masu.
Vismasīvākā zvaigzne no visām var būt R136a1, kuras aptuvenā masa pārsniedz 265 saules masas - lai gan par precīzu skaitli notiek diskusijas, jo tās masu var secināt tikai netieši. Pat tad tā masa gandrīz noteikti pārsniedz “teorētisko” zvaigžņu masas robežu - 150 saules masas. Šī teorētiskā robeža ir balstīta uz Eddingtona robežas matemātisku modelēšanu - punktu, kurā zvaigznes mirdzums ir tik liels, ka starojuma spiediens uz āru pārsniedz tā pašsmagumu. Citiem vārdiem sakot, pārsniedzot Eddington robežu, zvaigzne pārstāj uzkrāt vairāk masas un zvaigžņu vēja ietekmē sāks izpūst lielu daudzumu esošās masas.
Tiek spekulēts, ka ļoti lielas O tipa zvaigznes dzīves cikla sākumposmā var nokrist līdz 50% no savas masas. Piemēram, lai arī R136a1 tiek spekulēts ar 265 saules masu masām, tai varētu būt pat 320 saules masas, kad tā sāka savu galveno zvaigzni.
Tātad, varbūt pareizāk ir uzskatīt, ka 150 saules masu teorētiskā masas robeža ir punkts masīvas zvaigznes evolūcijā, kurā tiek sasniegts noteikts spēku līdzsvars. Bet tas nenozīmē, ka nevarētu būt zvaigznes, kas būtu masīvākas par 150 saules masām - tas tikai nozīmē, ka to masa vienmēr samazināsies līdz 150 saules masām.
Pēc lielu sākotnējās masas izkraušanas šādas masīvas zvaigznes var turpināt darboties kā zem Eddingtonas zilie milži, ja viņiem vēl ir ūdeņradis, lai sadedzinātu, kļūt par sarkaniem supergranātiem, ja to nav - vai kļūt par supernovām.
Vinks et al. Modelē procesus ļoti masīvu O tipa zvaigžņu sākumposmā, lai parādītu, ka notiek pāreja no optiski plānajiem zvaigžņu vējiem uz optiski biezajiem zvaigžņu vējiem, kurā šīs masīvās zvaigznes var klasificēt kā Wolf-Rayet zvaigznes. Optisko biezumu rada izpūstas gāzes, kas uzkrājas ap zvaigzni kā vēja miglāji - tā ir Wolf-Rayet zvaigznēm raksturīga iezīme.
Zemes masas zvaigznes, izmantojot dažādus fizikālos procesus, attīstās līdz sarkanai supergānu pakāpei - un tā kā sarkanā milža paplašinātais ārējais apvalks uzreiz nesasniedz aizbēgšanas ātrumu, tas joprojām tiek uzskatīts par daļu no zvaigznes fotosfēras. Ir punkts, aiz kura nevajadzētu cerēt, ka būs lielāki sarkanie supergiganti, jo masīvākas priekšteču zvaigznes vedīs atšķirīgu evolūcijas ceļu.
Šīs masīvākās zvaigznes lielu dzīves cikla daļu pavada, izdalot masu, izmantojot enerģētiskus procesus, un patiešām lielās zvaigznes kļūst par hipernovām vai pat par pāris nestabilitātes supernovām, pirms tās nonāk visur sarkanās supergāzes fāzes tuvumā.
Tātad vēlreiz šķiet, ka varbūt izmērs nav viss.
Papildu informācija: Vink et al Vēja modeļi ļoti masīvām zvaigznēm lokālajā Visumā.
