Возможно, вы видели одну из этих последовательностей изображений астрономического масштаба, где вы идете от Земли до Юпитера к Солнцу, затем от Солнца до Сириуса - и вплоть до самой большой из известных нам звезд VY Canis Majoris. Тем не менее, большинство звезд на большом конце шкалы находятся на поздней стадии своего звездного жизненного цикла - развились из главной последовательности, чтобы стать красными супергигантами.
Через 5 миллиардов лет Солнце станет красным гигантом, достигнув нового радиуса примерно в одну астрономическую единицу, что эквивалентно среднему радиусу орбиты Земли (и, следовательно, продолжается дискуссия о том, будет ли Земля поглощена). В любом случае, тогда Солнце будет примерно соответствовать размеру Арктура, который, хотя и является объемным, имеет массу всего около 1,1 солнечной массы. Таким образом, сравнение размеров звезд без учета различных этапов их звездного развития может не дать вам полной картины.
Другим способом рассмотрения «величины» звезд является рассмотрение их массы, и в этом случае наиболее надежно подтвержденной чрезвычайно массивной звездой является NGC 3603-A1a - при 116 солнечных массах по сравнению со средними 30–40 солнечными массами VY Canis Majoris.
Самой массивной звездой из всех может быть R136a1, которая имеет оценочную массу более 265 солнечных масс - хотя точная цифра является предметом продолжающихся дискуссий, поскольку ее масса может быть определена только косвенно. Несмотря на это, его масса почти наверняка превышает «теоретический» предел звездной массы в 150 солнечных масс. Этот теоретический предел основан на математическом моделировании предела Эддингтона, точки, в которой светимость звезды настолько высока, что ее внешнее радиационное давление превышает ее самогравитацию. Другими словами, за пределами Эддингтона, звезда перестанет накапливать больше массы и начнет сдувать большие количества своей существующей массы в виде звездного ветра.
Предполагается, что очень большие звезды типа О могут потерять до 50% своей массы на ранних стадиях своего жизненного цикла. Так, например, хотя R136a1 предположительно имеет наблюдаемую в настоящее время массу 265 солнечных масс, он мог иметь целых 320 солнечных масс, когда он впервые начал свою жизнь в качестве звезды главной последовательности.
Таким образом, может быть более правильным считать, что теоретический предел массы в 150 солнечных масс представляет собой точку в эволюции массивной звезды, где достигается определенная балансировка сил. Но это не значит, что не может быть звезд массой более 150 солнечных масс - просто их масса всегда будет уменьшаться до 150 солнечных масс.
Выгрузив значительную часть своей первоначальной массы, такие массивные звезды могли бы стать голубыми гигантами суб-Эддингтона, если у них еще есть водород для горения, стать красными супергигантами, если они этого не делают, или стать сверхновыми.
Винк и др. Моделируют процессы на ранних стадиях очень массивных звезд типа O, чтобы продемонстрировать, что происходит переход от оптически тонких звездных ветров к оптически толстым звездным ветрам, в которых эти массивные звезды могут быть классифицированы как звезды Вольфа-Райе. Оптическая толщина обусловлена тем, что выдуваемый газ накапливается вокруг звезды в виде ветровых туманностей - общая черта звезд Вольфа-Райе.
Звезды меньшей массы превращаются в стадию красного сверхгиганта через различные физические процессы - и поскольку расширенная внешняя оболочка красного гиганта не сразу достигает скорости убегания, она все еще считается частью фотосферы звезды. Есть точка, за которой вы не должны ожидать больших красных супергигантов, так как более массивные звезды-прародители пойдут другим эволюционным путем.
Эти более массивные звезды проводят большую часть своего жизненного цикла, сдувая массу с помощью более энергичных процессов, и действительно большие становятся гиперновыми или даже сверхновыми с нестабильной парой, прежде чем они приблизятся к красной супергигантской фазе.
Итак, еще раз кажется, что, возможно, размер это не все.
Дальнейшее чтение: Винк и др. Модели ветра для очень массивных звезд в локальной вселенной.
