Je hebt misschien een van deze astronomische schaalbeeldsequenties gezien, waarbij je van de aarde naar Jupiter naar de zon gaat en vervolgens naar de zon naar Sirius - en helemaal tot aan de grootste ster die we kennen van VY Canis Majoris. De meeste sterren aan de grote kant van de schaal bevinden zich echter op een laat punt in hun sterlevenscyclus - ze zijn geëvolueerd uit de hoofdreeks om rode superreuzen te worden.
De zon wordt over 5 miljard jaar een rode reus - en bereikt een nieuwe straal van ongeveer één astronomische eenheid - equivalent aan de gemiddelde straal van de baan van de aarde (en daarom gaat het debat verder rond of de aarde al dan niet zal worden geconsumeerd). In ieder geval zal de zon dan ongeveer overeenkomen met de grootte van Arcturus, die weliswaar volumineus groot is, maar slechts een massa heeft van ongeveer 1,1 zonsmassa. Dus, het vergelijken van sterformaten zonder rekening te houden met de verschillende stadia van hun stellaire evolutie, geeft je misschien niet het volledige beeld.
Een andere manier om de 'grootsheid' van sterren te beschouwen, is door naar hun massa te kijken, in welk geval de meest betrouwbaar bevestigde extreem massieve ster NGC 3603-A1a is - met 116 zonsmassa's, vergeleken met de middelmatige 30-40 zonsmassa's van VY Canis Majoris.
De meest massieve ster van allemaal is misschien R136a1, die een geschatte massa heeft van meer dan 265 zonsmassa's - hoewel het exacte cijfer onderwerp van voortdurend debat is, aangezien de massa ervan alleen indirect kan worden afgeleid. Toch is de massa vrijwel zeker hoger dan de ‘theoretische’ stellaire massalimiet van 150 zonsmassa's. Deze theoretische limiet is gebaseerd op het wiskundig modelleren van de Eddington-limiet, het punt waarop de helderheid van een ster zo hoog is dat de uitwendige stralingsdruk zijn zelfzwaartekracht overschrijdt. Met andere woorden, voorbij de Eddington-limiet zal een ster ophouden meer massa te verzamelen en zal hij grote hoeveelheden van zijn bestaande massa als stellaire wind afblazen.
Er wordt gespeculeerd dat zeer grote sterren van het O-type in de vroege stadia van hun levenscyclus tot 50% van hun massa zouden kunnen verliezen. Dus, hoewel wordt gespeculeerd dat R136a1 een momenteel waargenomen massa van 265 zonsmassa's heeft, heeft het misschien wel 320 zonsmassa's gehad toen het voor het eerst zijn leven begon als een hoofdreeksster.
Het kan dus juister zijn om te bedenken dat de theoretische massalimiet van 150 zonsmassa's een punt vertegenwoordigt in de evolutie van een massieve ster waar een bepaalde krachtenverdeling wordt bereikt. Maar dit wil niet zeggen dat er geen sterren kunnen zijn die zwaarder zijn dan 150 zonsmassa's - het is alleen dat ze altijd in massa zullen afnemen naar 150 zonsmassa's.
Nu ze een aanzienlijk deel van hun oorspronkelijke massa hebben gelost, kunnen zulke zware sterren doorgaan als sub-Eddington blauwe reuzen als ze nog waterstof moeten verbranden, rode superreuzen worden als ze dat niet doen - of supernova's worden.
Vink et al modelleren de processen in de vroege stadia van zeer massieve O-type sterren om aan te tonen dat er een verschuiving is van optisch dunne sterrenwinden naar optisch dikke sterrenwinden, waarna deze massieve sterren als Wolf-Rayet-sterren kunnen worden geclassificeerd. De optische dikte is het gevolg van het wegwaaien van gas dat zich rond de ster ophoopt als windnevels - een veelvoorkomend kenmerk van Wolf-Rayet-sterren.
Sterren met een lagere massa evolueren via verschillende fysische processen naar het rode superreus stadium - en aangezien de geëxpandeerde buitenste schil van een rode reus niet onmiddellijk de ontsnappingssnelheid bereikt, wordt het nog steeds beschouwd als onderdeel van de fotosfeer van de ster. Er is een punt waarop je geen grotere rode superreuzen mag verwachten, omdat zwaardere voorlopercellen een ander evolutionair pad zullen volgen.
Die meer massieve sterren brengen een groot deel van hun levenscyclus door met het afblazen van massa via meer energetische processen en de echt grote worden hypernova's of zelfs supernova's van paarinstabiliteit voordat ze in de buurt komen van de rode superreuzenfase.
Dus nogmaals, het lijkt erop dat grootte misschien niet alles is.
Verder lezen: Vink et al Windmodellen voor zeer massieve sterren in het lokale universum.
