Olet ehkä nähnyt yhden näistä tähtitieteellisistä mittakaavoista kuvajaksosta, jossa siirryt maasta Jupiteriin aurinkoon, sitten aurinko Siriusen - ja aina korkeimpaan tähtiin, jonka tiedämme VY Canis Majorisista. Suurin osa asteikon suuressa päässä olevista tähtiistä on kuitenkin myöhäisessä vaiheessa tähtien elinkaarensa aikana - kehittyneiden pääsekvenssien jälkeen punaisiksi supernäyttäjiksi.
Aurinko muuttuu punaiseksi jättiläiseksi noin viidessä miljardissa vuodessa - saavuttaen uuden noin yhden tähtitieteellisen yksikön säde -, joka vastaa maan kiertoradan keskimääräistä sädettä (ja keskustelu jatkuu siis siitä, kulutetaanko maapalloa vai ei). Joka tapauksessa, aurinko vastaa sitten karkeasti Arcturuksen kokoa, jolla, vaikka se onkin volyymin suuri, on vain noin 1,1 aurinkomassan massa. Joten tähtikokojen vertaaminen ottamatta huomioon niiden tähtien kehityksen eri vaiheita ei ehkä anna sinulle kokonaiskuvaa.
Toinen tapa harkita tähtien "arvokkuutta" on harkita niiden massaa, jolloin luotettavin vahvistettu erittäin massiivinen tähti on NGC 3603-A1a - 116 aurinkomassassa, verrattuna VY Canis Majoriksen keskiraskaaseen 30 - 40 aurinkopainoon.
Massiivisin tähti kaikista voi olla R136a1, jolla on arviolta yli 265 aurinkomassan massa - vaikka tarkka luku on jatkuvan keskustelun aiheena, koska sen massa voidaan päätellä vain epäsuorasti. Silti sen massa on melkein varmasti yli 150 aurinkomassan 'teoreettisen' tähtimassan rajan. Tämä teoreettinen raja perustuu Eddingtonin rajan matemaattiseen mallintamiseen, pisteeseen, jossa tähden valoisuus on niin suuri, että sen ulospäin suuntautuva säteilypaine ylittää sen itsepainoisuuden. Toisin sanoen, Eddingtonin rajan yli, tähti lakkaa kertymästä enemmän massaa ja alkaa puhaltaa suuria määriä nykyisestä massastaan tähtituulena.
On arveltu, että erittäin suuret O-tyypin tähdet saattavat menettää jopa 50% massastaan elinkaarensa alkuvaiheissa. Joten esimerkiksi vaikka arvellaan, että R136a1: llä on tällä hetkellä havaittu massa 265 aurinkopainoa, sillä voi olla ollut jopa 320 aurinkopainoa, kun se aloitti elämänsä pääsekvenssitähtänä.
Joten voi olla oikeampaa katsoa, että 150 aurinkomassan teoreettinen massaraja edustaa pistettä massiivisen tähden evoluutiossa, jossa saavutetaan tietty voimien tasapainotus. Mutta tämä ei tarkoita sitä, että tähtiä, jota ei olisi enemmän kuin 150 aurinkovoimamassa, ei voisi olla - on vain, että niiden massa pienenee aina kohti 150 aurinkoa.
Kun nämä lastit ovat purkaneet huomattavan osan alkuperäisestä massastaan, niin massiiviset tähdet saattavat jatkaa ala-Eddingtonin sinisinä jättiläisinä, jos heillä on vielä vettä polttaa, tulla punaisiksi superjoukkoiksi, jos niitä ei ole - tai tulla supernovoiksi.
Vink ym. Mallinntavat erittäin massiivisten O-tyyppisten tähtijen alkuvaiheessa tapahtuvia prosesseja osoittaakseen, että tapahtuu siirtymä optisesti ohuista tähtituuleista optisesti paksuihin tähtituuleihin, jolloin nämä massiiviset tähdet voidaan luokitella Wolf-Rayet-tähtiiksi. Optinen paksuus johtuu puhalletusta kaasusta, joka kerääntyy tähden ympärille tuulen sumuna - tämä on Wolf-Rayet-tähtien yleinen piirre.
Alemman massan tähdet kehittyvät punaiseksi supergiantasteiksi erilaisten fysikaalisten prosessien kautta - ja koska punaisen jättilän laajennettu ulkokuori ei saavuta heti poistumisnopeutta, sitä pidetään yhä osan tähden valokuvassa. Siellä on piste, jonka ulkopuolella ei pitäisi odottaa isompien punaisten supermiesten syntymistä, koska massiivisemmat esi-tähdet seuraavat erilaista evoluutiopolkua.
Ne massiivisemmat tähdet viettävät suuren osan elinkaarestaan puhaltamalla massaa energisempien prosessien kautta ja todella suurista tulee hypernovat tai jopa parin epävakauden supernoovat ennen kuin he pääsevät mihin tahansa lähellä punaista supergiantia.
Joten jälleen kerran näyttää siltä, että ehkä koko ei ole kaikki.
Lisätietoja: Vink et al: n tuulimallit erittäin massiivisille tähtiille paikallisessa universumissa.
