Ίσως έχετε δει μια από αυτές τις αστρονομικές ακολουθίες εικόνας κλίμακας, όπου πηγαίνετε από τη Γη στον Δία στον Ήλιο, στη συνέχεια στον Ήλιο στον Σείριο - και μέχρι το μεγαλύτερο αστέρι που γνωρίζουμε για τον VY Canis Majoris. Ωστόσο, τα περισσότερα από τα αστέρια στο μεγάλο άκρο της κλίμακας βρίσκονται σε καθυστερημένο σημείο στον αστρικό κύκλο ζωής τους - έχοντας εξελιχθεί από την κύρια ακολουθία για να γίνουν κόκκινα υπεργία.
Ο Ήλιος θα γίνει κόκκινος γίγαντας σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια - επιτυγχάνοντας μια νέα ακτίνα περίπου μιας Αστρονομικής Μονάδας - ισοδύναμη με τη μέση ακτίνα της τροχιάς της Γης (και ως εκ τούτου συνεχίζεται η συζήτηση γύρω από το εάν θα καταναλωθεί ή όχι η Γη). Εν πάση περιπτώσει, ο Ήλιος θα ταιριάζει περίπου στο μέγεθος του Arcturus, το οποίο αν και ογκώδη μεγάλο, έχει μόνο μάζα περίπου 1,1 ηλιακών μαζών. Έτσι, η σύγκριση των μεγεθών των αστεριών χωρίς να ληφθούν υπόψη τα διαφορετικά στάδια της αστρικής εξέλιξής τους μπορεί να μην σας δίνει την πλήρη εικόνα.
Ένας άλλος τρόπος να εξεταστεί η «ευγένεια» των αστεριών είναι να ληφθεί υπόψη η μάζα τους, οπότε το πιο αξιόπιστα επιβεβαιωμένο εξαιρετικά ογκώδες αστέρι είναι το NGC 3603-A1a - σε 116 ηλιακές μάζες, σε σύγκριση με τις μεσαίες μάζες 30-40 του VY Canis Majoris.
Το πιο ογκώδες αστέρι από όλα μπορεί να είναι το R136a1, το οποίο έχει εκτιμώμενη μάζα πάνω από 265 ηλιακές μάζες - αν και το ακριβές σχήμα είναι το αντικείμενο συνεχιζόμενης συζήτησης, καθώς η μάζα του μπορεί να συναχθεί μόνο έμμεσα. Παρόλα αυτά, η μάζα της είναι σχεδόν σίγουρα πάνω από το «θεωρητικό» αστρικό όριο των 150 ηλιακών μαζών. Αυτό το θεωρητικό όριο βασίζεται στη μαθηματική μοντελοποίηση του ορίου του Eddington, το σημείο στο οποίο η φωτεινότητα ενός αστεριού είναι τόσο υψηλή που η πίεση ακτινοβολίας προς τα έξω υπερβαίνει την αυτοβαρύτητά του. Με άλλα λόγια, πέρα από το όριο του Eddington, ένα αστέρι θα σταματήσει να συσσωρεύει περισσότερη μάζα και θα αρχίσει να εκτοξεύει μεγάλες ποσότητες της υπάρχουσας μάζας του ως αστρικός άνεμος.
Υποτίθεται ότι πολύ μεγάλα αστέρια τύπου Ο ενδέχεται να ρίξουν έως και το 50% της μάζας τους στα πρώτα στάδια του κύκλου ζωής τους. Έτσι, για παράδειγμα, αν και το R136a1 εικάζεται ότι έχει μια επί του παρόντος παρατηρούμενη μάζα 265 ηλιακών μαζών, μπορεί να είχε έως και 320 ηλιακές μάζες όταν ξεκίνησε για πρώτη φορά τη ζωή του ως ένα κύριο αστέρι ακολουθίας.
Έτσι, μπορεί να είναι πιο σωστό να θεωρήσουμε ότι το θεωρητικό όριο μάζας των 150 ηλιακών μαζών αντιπροσωπεύει ένα σημείο στην εξέλιξη ενός μαζικού αστεριού όπου επιτυγχάνεται μια συγκεκριμένη εξισορρόπηση δυνάμεων. Αλλά αυτό δεν σημαίνει ότι δεν θα μπορούσαν να υπάρχουν αστέρια πιο μαζικά από 150 ηλιακές μάζες - είναι απλώς ότι μειώνουν πάντα μάζα προς 150 ηλιακές μάζες.
Έχοντας εκφορτώσει ένα σημαντικό ποσοστό της αρχικής τους μάζας, αυτά τα τεράστια αστέρια θα μπορούσαν να συνεχιστούν ως γαλάζιοι γίγαντες του Eddington, εάν εξακολουθούν να έχουν υδρογόνο για να κάψουν, να γίνουν κόκκινα υπεργεντικά εάν δεν - ή να γίνουν σουπερνόβα.
Οι Vink et al μοντελοποιούν τις διαδικασίες στα αρχικά στάδια των πολύ μαζικών αστεριών τύπου Ο για να αποδείξουν ότι υπάρχει μια μετατόπιση από οπτικά λεπτούς αστρικούς ανέμους, σε οπτικά πυκνούς αστρικούς ανέμους, οπότε αυτά τα τεράστια αστέρια μπορούν να ταξινομηθούν ως αστέρια Wolf-Rayet. Το οπτικό πάχος προκύπτει από το διογκωμένο αέριο που συσσωρεύεται γύρω από το αστέρι ως νεφελώματα ανέμου - ένα κοινό χαρακτηριστικό των αστεριών Wolf-Rayet.
Τα αστέρια χαμηλότερης μάζας εξελίσσονται σε κόκκινο υπερκείμενο στάδιο μέσω διαφορετικών φυσικών διεργασιών - και δεδομένου ότι το διογκωμένο εξωτερικό περίβλημα ενός κόκκινου γίγαντα δεν επιτυγχάνει αμέσως την ταχύτητα διαφυγής, εξακολουθεί να θεωρείται μέρος της φωτοσφαίρας του αστεριού. Υπάρχει ένα σημείο πέρα από το οποίο δεν πρέπει να περιμένετε μεγαλύτερα κόκκινα υπεργέρματα, καθώς πιο μαζικά προγονικά αστέρια θα ακολουθήσουν μια διαφορετική εξελικτική πορεία.
Αυτά τα πιο ογκώδη αστέρια περνούν μεγάλο μέρος του κύκλου ζωής τους ανατινάσσοντας τη μάζα μέσω πιο ενεργητικών διεργασιών και τα πραγματικά μεγάλα γίνονται υπερκαινοφανείς ή ακόμα και σουπερνόβα αστάθειας ζευγαριού πριν φτάσουν οπουδήποτε κοντά στην κόκκινη υπεραπτική φάση.
Έτσι, για άλλη μια φορά φαίνεται ότι ίσως το μέγεθος δεν είναι το παν.
Περαιτέρω ανάγνωση: Vink et al Wind Models for Very Massive Stars στο Τοπικό Σύμπαν.
