Potresti aver visto una di queste sequenze di immagini in scala astronomica, dove vai dalla Terra a Giove al Sole, poi al Sole a Sirio - e fino alla stella più grande che conosciamo di VY Canis Majoris. Tuttavia, la maggior parte delle stelle alla fine della scala sono in ritardo nel loro ciclo di vita stellare - essendosi evolute dalla sequenza principale per diventare supergiganti rosse.
Il Sole diventerà rosso gigante tra circa 5 miliardi di anni - raggiungendo un nuovo raggio di circa un'unità astronomica - equivalente al raggio medio dell'orbita terrestre (e quindi il dibattito continua sul fatto che la Terra verrà consumata o meno). In ogni caso, il Sole corrisponderà all'incirca alle dimensioni di Arturo, che sebbene voluminosamente grande, ha solo una massa di circa 1,1 masse solari. Quindi, confrontare le dimensioni delle stelle senza considerare le diverse fasi della loro evoluzione stellare potrebbe non darti il quadro completo.
Un altro modo di considerare la "grandezza" delle stelle è quello di considerare la loro massa, nel qual caso la stella estremamente massiccia confermata in modo affidabile è NGC 3603-A1a - a 116 masse solari, rispetto alle medie 30-40 masse solari del VY Canis Majoris.
La stella più massiccia di tutte potrebbe essere l'R136a1, che ha una massa stimata di oltre 265 masse solari - sebbene la cifra esatta sia oggetto di dibattito in corso, poiché la sua massa può essere dedotta solo indirettamente. Anche così, la sua massa supera quasi sicuramente il limite di massa "teorico" di 150 masse solari. Questo limite teorico si basa sulla modellizzazione matematica del limite di Eddington, il punto in cui la luminosità di una stella è così elevata che la sua pressione di radiazione esterna supera la sua auto-gravità. In altre parole, oltre il limite di Eddington, una stella cesserà di accumulare più massa e inizierà a scaricare grandi quantità della sua massa esistente come vento stellare.
Si ipotizza che le stelle di tipo O molto grandi potrebbero perdere fino al 50% della loro massa nelle prime fasi del loro ciclo di vita. Quindi, per esempio, sebbene si ipotizzi che R136a1 abbia una massa attualmente osservata di 265 masse solari, potrebbe aver avuto fino a 320 masse solari quando ha iniziato la sua vita come stella della sequenza principale.
Quindi, potrebbe essere più corretto considerare che il limite di massa teorica di 150 masse solari rappresenta un punto nell'evoluzione di una stella massiccia in cui si ottiene un certo bilanciamento delle forze. Ma questo non vuol dire che non potrebbero esserci stelle più massicce di 150 masse solari - è solo che diminuiranno sempre di massa verso 150 masse solari.
Avendo scaricato una parte sostanziale della loro massa iniziale, tali enormi stelle potrebbero continuare a diventare giganti blu sub-Eddington se hanno ancora idrogeno da bruciare, se diventano supergiganti rossi se non lo fanno - o diventano supernovae.
Vink et al. Modellano i processi nelle prime fasi di stelle di tipo O molto massicce per dimostrare che c'è uno spostamento da venti stellari otticamente sottili, a venti stellari otticamente spessi a quel punto queste enormi stelle possono essere classificate come stelle Wolf-Rayet. Lo spessore ottico deriva dall'accumulo di gas scaricato attorno alla stella sotto forma di nebulose eoliche - una caratteristica comune delle stelle Wolf-Rayet.
Le stelle di massa inferiore si evolvono in uno stadio supergigante rosso attraverso diversi processi fisici - e poiché il guscio esterno espanso di un gigante rosso non raggiunge immediatamente la velocità di fuga, è ancora considerato parte della fotosfera della stella. C'è un punto oltre il quale non dovresti aspettarti grandi supergiganti rossi, dal momento che stelle progenitrici più grandi seguiranno un percorso evolutivo diverso.
Quelle stelle più massicce trascorrono gran parte del loro ciclo di vita soffiando via la massa attraverso processi più energici e quelle veramente grandi diventano ipernove o addirittura supernove di instabilità di coppia prima di avvicinarsi ovunque alla fase supergigante rossa.
Quindi, ancora una volta sembra che forse la dimensione non sia tutto.
Ulteriori letture: Vink et al Wind Models for Very Massive Stars nell'universo locale.
