Galbūt esate matę vieną iš šių astronominių mastelio paveikslėlių sekų, kur einate nuo Žemės iki Jupiterio iki Saulės, tada Saulės iki Sirijaus - ir iki pat didžiausios mums žinomos žvaigždės apie VY Canis Majoris. Tačiau dauguma žvaigždžių dideliame skalės gale yra vėlyvoje savo žvaigždžių gyvenimo ciklo vietoje - jos pagrindinė seka išsiskyrė ir tapo raudonaisiais supergalviais.
Saulė taps raudona milžine po maždaug 5 milijardų metų - pasiekdama naują maždaug vieno astronominio vieneto spindulį, lygų vidutiniam Žemės orbitos spinduliui (ir todėl diskusijos tęsiasi aplink, ar Žemė bus sunaudota, ar ne). Bet kokiu atveju, Saulė apytiksliai atitiks Arkturo dydį, kuris, nors ir yra nepaprastai didelis, turi tik maždaug 1,1 Saulės masės. Taigi, palyginę žvaigždžių dydžius, neatsižvelgdami į skirtingus jų žvaigždžių evoliucijos etapus, galbūt negausite viso vaizdo.
Kitas būdas įvertinti žvaigždžių „drąsą“ yra atsižvelgti į jų masę; tokiu atveju patikimiausia patvirtinta ypač masyvi žvaigždė yra NGC 3603-A1a - esant 116 saulės masių, palyginti su „VY Canis Majoris“, kurios vidurkis yra 30–40 saulės masių.
Masyviausia žvaigždė iš visų gali būti R136a1, kurios apskaičiuota masė viršija 265 saulės mases - nors dėl tikslaus skaičiaus vyksta nuolatinės diskusijos, nes jos masė gali būti nustatyta tik netiesiogiai. Nepaisant to, jo masė beveik neabejotinai viršija „teorinę“ žvaigždžių masės ribą - 150 saulės masių. Ši teorinė riba pagrįsta matematiniu Eddingtono ribos modeliavimu - taško, kuriame žvaigždės šviesumas yra toks didelis, kad jos išorinis radiacijos slėgis viršija jos savaime gravitaciją. Kitaip tariant, peržengusi Eddingtono ribą, žvaigždė nustos kaupti daugiau masės ir pradės pūsti didelius esamos masės kiekius kaip žvaigždžių vėjas.
Spėliojama, kad labai didelės O tipo žvaigždės ankstyvosiose gyvenimo ciklo stadijose gali išmesti iki 50% savo masės. Pavyzdžiui, nors spėjama, kad R136a1 masė šiuo metu yra 265 Saulės masės, ji galėjo turėti net 320 Saulės masių, kai pirmą kartą pradėjo savo gyvenimą kaip pagrindinė sekos žvaigždė.
Taigi gali būti teisingiau manyti, kad teorinė 150 saulės masių masės riba rodo didžiulės žvaigždės evoliucijos tašką, kuriame pasiekiamas tam tikras jėgų balansavimas. Bet tai nereiškia, kad negali būti žvaigždžių, kurių masė didesnė nei 150 Saulės masių - tiesiog tai bus, kad jų masė visada mažės iki 150 Saulės masių.
Iškrovę didelę dalį savo pradinės masės, tokios masyvios žvaigždės gali tęstis kaip Eddingtono žydrieji milžinai, jei jie vis dar turi degti vandenilį, gali tapti raudonaisiais supergalviais, jei jų nėra - arba tapti supernovomis.
Vink ir kt. Modeliuoja labai masyvių O tipo žvaigždžių procesus ankstyvosiose stadijose, norėdami parodyti, kad yra perėjimas nuo optiškai plonų žvaigždžių vėjų iki optiškai storų žvaigždžių vėjų, kur šios didžiulės žvaigždės gali būti klasifikuojamos kaip „Wolf-Rayet“ žvaigždės. Optinį storį lemia išpūstos dujos, susikaupiančios aplink žvaigždę kaip vėjo ūkas - tai bendras „Wolf-Rayet“ žvaigždžių bruožas.
Mažesnės masės žvaigždės išsivysto į raudoną supergalvišką stadiją skirtingais fiziniais procesais - ir kadangi išsiplėtęs raudonojo milžino išorinis apvalkalas ne iškart pasiekia pabėgimo greitį, jis vis dar laikomas žvaigždės fotosferos dalimi. Yra taškas, už kurio nereikėtų tikėtis didesnių raudonųjų supergalvių, nes masyvesnės žvaigždės žvaigždės eis kitu evoliucijos keliu.
Tos masyvesnės žvaigždės didžiąją savo gyvenimo ciklo dalį praleidžia masės per energetiškesnius procesus metu, o išties didžiosios tampa hipernovomis ar net porų nestabilumo supernovomis, kol jos patenka kur nors šalia raudonos supergalvinės fazės.
Taigi dar kartą paaiškėja, kad galbūt dydis dar ne viskas.
Tolesni skaitymai: Vink ir kiti vėjo modeliai labai didelėms žvaigždėms vietinėje visatoje.
