Möglicherweise haben Sie eine dieser Bildsequenzen im astronomischen Maßstab gesehen, in der Sie von der Erde zum Jupiter zur Sonne, dann von der Sonne zu Sirius - und bis zum größten Stern, den wir von VY Canis Majoris kennen. Die meisten Sterne am großen Ende der Skala befinden sich jedoch zu einem späten Zeitpunkt in ihrem Sternlebenszyklus - sie haben sich aus der Hauptsequenz heraus zu roten Überriesen entwickelt.
Die Sonne wird in ungefähr 5 Milliarden Jahren zum roten Riesen - und erreicht einen neuen Radius von ungefähr einer astronomischen Einheit - was dem durchschnittlichen Radius der Erdumlaufbahn entspricht (und daher wird weiterhin darüber diskutiert, ob die Erde verbraucht wird oder nicht). In jedem Fall entspricht die Sonne dann ungefähr der Größe von Arcturus, der zwar voluminös groß ist, aber nur eine Masse von ungefähr 1,1 Sonnenmassen hat. Wenn Sie also die Sterngrößen vergleichen, ohne die verschiedenen Stadien ihrer Sternentwicklung zu berücksichtigen, erhalten Sie möglicherweise nicht das vollständige Bild.
Eine andere Möglichkeit, die „Größe“ von Sternen zu betrachten, besteht darin, ihre Masse zu berücksichtigen. In diesem Fall ist NGC 3603-A1a der zuverlässigste bestätigte extrem massive Stern - mit 116 Sonnenmassen im Vergleich zu den mittleren 30-40 Sonnenmassen von VY Canis Majoris.
Der massereichste Stern von allen ist möglicherweise R136a1 mit einer geschätzten Masse von über 265 Sonnenmassen - obwohl die genaue Zahl Gegenstand laufender Debatten ist, da seine Masse nur indirekt abgeleitet werden kann. Trotzdem liegt seine Masse mit ziemlicher Sicherheit über der „theoretischen“ Sternmassengrenze von 150 Sonnenmassen. Diese theoretische Grenze basiert auf der mathematischen Modellierung der Eddington-Grenze, dem Punkt, an dem die Leuchtkraft eines Sterns so hoch ist, dass sein Strahlungsdruck nach außen seine Selbstgravitation übersteigt. Mit anderen Worten, jenseits der Eddington-Grenze wird ein Stern aufhören, mehr Masse anzusammeln und große Mengen seiner vorhandenen Masse als Sternwind abblasen.
Es wird spekuliert, dass sehr große Sterne vom Typ O in den frühen Stadien ihres Lebenszyklus bis zu 50% ihrer Masse verlieren könnten. Obwohl beispielsweise spekuliert wird, dass R136a1 eine derzeit beobachtete Masse von 265 Sonnenmassen aufweist, hatte es zu Beginn seines Lebens als Hauptreihenstern möglicherweise bis zu 320 Sonnenmassen.
Es mag also richtiger sein zu bedenken, dass die theoretische Massengrenze von 150 Sonnenmassen einen Punkt in der Entwicklung eines massiven Sterns darstellt, an dem ein gewisser Kräfteausgleich erreicht wird. Dies bedeutet jedoch nicht, dass es keine Sterne geben könnte, die massereicher als 150 Sonnenmassen sind - es ist nur so, dass ihre Masse immer in Richtung 150 Sonnenmassen abnimmt.
Wenn solche massiven Sterne einen erheblichen Teil ihrer ursprünglichen Masse abgeladen haben, könnten sie als blaue Riesen unter Eddington fortbestehen, wenn sie noch Wasserstoff zum Verbrennen haben, zu roten Überriesen werden, wenn sie dies nicht tun - oder zu Supernovae werden.
Vink et al. Modellieren die Prozesse in den frühen Stadien sehr massereicher Sterne vom Typ O, um zu zeigen, dass es eine Verschiebung von optisch dünnen Sternwinden zu optisch dicken Sternwinden gibt. An diesem Punkt können diese massiven Sterne als Wolf-Rayet-Sterne klassifiziert werden. Die optische Dicke ergibt sich aus dem Abblasen von Gas, das sich als Windnebel um den Stern ansammelt - ein gemeinsames Merkmal von Wolf-Rayet-Sternen.
Sterne mit geringerer Masse entwickeln sich durch verschiedene physikalische Prozesse zum roten Überriesenstadium - und da die erweiterte Außenhülle eines roten Riesen nicht sofort die Fluchtgeschwindigkeit erreicht, wird sie immer noch als Teil der Photosphäre des Sterns betrachtet. Es gibt einen Punkt, ab dem Sie keine größeren roten Überriesen mehr erwarten sollten, da massereichere Vorläufer-Sterne einem anderen Entwicklungspfad folgen werden.
Diese massereicheren Sterne verbringen einen Großteil ihres Lebenszyklus damit, über energetischere Prozesse Masse abzublasen, und die wirklich großen werden zu Hypernovae oder sogar zu Supernovae mit Paarinstabilität, bevor sie sich der roten Überriesenphase nähern.
Es scheint also wieder einmal, dass Größe vielleicht nicht alles ist.
Weiterführende Literatur: Vink et al. Windmodelle für sehr massive Sterne im lokalen Universum.
