Potresti aver visto una di queste sequenze di immagini su scala astronomica, in cui vai dalla Terra a Giove al Sole, poi dal Sole a Sirio - e fino alla stella più grande che conosciamo VY Canis Major . Tuttavia, la maggior parte delle stelle all'estremità superiore della scala sono in un punto avanzato del loro ciclo di vita stellare, essendosi evolute dalla sequenza principale per diventare supergiganti rosse.
Il Sole diventerà gigante rosso 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 sarà 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 considerare la loro massa, nel qual caso la stella estremamente massiccia confermata in modo più affidabile è NGC 3603-A1a – a 116 masse solari, rispetto alle 30-40 masse solari medie di VY Canis Majoris.
La stella più massiccia di tutte potrebbe essere R136a1 , che ha una massa stimata di oltre 265 masse solari – anche se la cifra esatta è oggetto di dibattito in corso, poiché la sua massa può essere dedotta solo indirettamente. Anche così, la sua massa è quasi certamente al di sopra del limite di massa stellare 'teorico' di 150 masse solari. Questo limite teorico si basa sulla modellazione matematica del limite di Eddington , il punto in cui la luminosità di una stella è così alta che la sua pressione di radiazione verso l'esterno supera la sua gravità. In altre parole, oltre il limite di Eddington, una stella cesserà di accumulare più massa e inizierà a espellere grandi quantità della sua massa esistente sotto forma di vento stellare.
Si ipotizza che le stelle di tipo O molto grandi possano perdere fino al 50% della loro massa nelle prime fasi del loro ciclo di vita. Quindi, per esempio, anche se si ipotizza 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 di sequenza principale.
Quindi, può essere più corretto considerare che il limite di massa teorico di 150 masse solari rappresenta un punto nell'evoluzione di una stella massiccia in cui si ottiene un certo equilibrio di forze. Ma questo non vuol dire che non possano esserci stelle più massicce di 150 masse solari, è solo che diminuiranno sempre di massa verso 150 masse solari.
La stella Wolf-Rayet WR 124 e le sue nebulose del vento (in realtà indicate con M1-67). La massa di WR 124 è stimata in una moderata 20 masse solari, anche se questo avviene dopo che ha già perso gran parte della sua massa iniziale per creare la nebulosa del vento attorno ad essa. Credito: ESO.
Avendo scaricato una parte sostanziale della loro massa iniziale, stelle così massicce potrebbero continuare come giganti blu sub-Eddington se hanno ancora idrogeno da bruciare, diventare supergiganti rosse se non lo fanno o diventare supernove.
Vink e altri modellare i processi nelle prime fasi di molto massiccia O tipo stelle per dimostrare che c'è uno spostamento da venti stellari otticamente sottili, a venti stellari otticamente spessi, a quel punto queste stelle massicce possono essere classificate come Lupo-Rayet stelle. Lo spessore ottico deriva dal gas espulso che si accumula intorno alla stella sotto forma di nebulose del vento, una caratteristica comune delle stelle Wolf-Rayet.
Le stelle di massa inferiore evolvono allo stadio di supergigante rossa attraverso diversi processi fisici e poiché il guscio esterno espanso di una gigante rossa 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 supergiganti rosse più grandi, poiché le stelle progenitrici più massicce seguiranno un diverso percorso evolutivo.
Quelle stelle più massicce trascorrono gran parte del loro ciclo di vita espellendo massa attraverso processi più energetici e quelle veramente grandi diventano ipernovae o anche supernove ad instabilità di coppia prima che si avvicinino alla fase supergigante rossa.
Quindi, ancora una volta sembra che forse le dimensioni non siano tutto.
Ulteriori letture: Vink et al Modelli di vento per stelle molto massicce nell'universo locale .