Es posible que haya visto una de estas secuencias de imágenes a escala astronómica, donde va de la Tierra a Júpiter al Sol, luego del Sol a Sirio, y hasta la estrella más grande que conocemos de VY Canis Majoris. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el gran extremo de la escala están en un punto tardío de su ciclo de vida estelar, habiendo evolucionado fuera de la secuencia principal para convertirse en supergigantes rojas.
El Sol se volverá gigante rojo en 5 mil millones de años más o menos, logrando un nuevo radio de aproximadamente una Unidad Astronómica, equivalente al radio promedio de la órbita de la Tierra (y, por lo tanto, continúa el debate sobre si la Tierra se consumirá o no). En cualquier caso, el Sol coincidirá aproximadamente con el tamaño de Arcturus, que aunque es voluminosamente grande, solo tiene una masa de aproximadamente 1.1 masas solares. Por lo tanto, comparar los tamaños de las estrellas sin considerar las diferentes etapas de su evolución estelar podría no darte una idea completa.
Otra forma de considerar la "grandeza" de las estrellas es considerar su masa, en cuyo caso la estrella extremadamente masiva más confiablemente confirmada es NGC 3603-A1a, con 116 masas solares, en comparación con las masas solares de 30-40 de VY Canis Majoris.
La estrella más masiva de todas puede ser R136a1, que tiene una masa estimada de más de 265 masas solares, aunque la cifra exacta es objeto de debate en curso, ya que su masa solo puede inferirse indirectamente. Aun así, su masa es casi seguramente superior al límite de masa estelar "teórico" de 150 masas solares. Este límite teórico se basa en modelar matemáticamente el límite de Eddington, el punto en el cual la luminosidad de una estrella es tan alta que su presión de radiación externa excede su gravedad propia. En otras palabras, más allá del límite de Eddington, una estrella dejará de acumular más masa y comenzará a expulsar grandes cantidades de su masa existente como viento estelar.
Se especula que las estrellas tipo O muy grandes podrían perder hasta el 50% de su masa en las primeras etapas de su ciclo de vida. Entonces, por ejemplo, aunque se especula que R136a1 tiene una masa observada actualmente de 265 masas solares, puede haber tenido hasta 320 masas solares cuando comenzó su vida como una estrella de secuencia principal.
Por lo tanto, puede ser más correcto considerar que el límite de masa teórico de 150 masas solares representa un punto en la evolución de una estrella masiva donde se logra un cierto equilibrio de fuerzas. Pero esto no quiere decir que no pueda haber estrellas más masivas que 150 masas solares, es solo que siempre disminuirán en masa hacia 150 masas solares.
Después de descargar una proporción sustancial de su masa inicial, tales estrellas masivas podrían continuar como gigantes azules sub-Eddington si todavía tienen hidrógeno para quemar, convertirse en supergigantes rojas si no lo hacen, o convertirse en supernovas.
Vink et al modelan los procesos en las primeras etapas de estrellas tipo O muy masivas para demostrar que hay un cambio de vientos estelares ópticamente delgados a vientos estelares ópticamente gruesos, en cuyo punto estas estrellas masivas pueden clasificarse como estrellas Wolf-Rayet. El espesor óptico resulta de la descarga de gas que se acumula alrededor de la estrella como una nebulosa de viento, una característica común de las estrellas Wolf-Rayet.
Las estrellas de menor masa evolucionan a una etapa supergigante roja a través de diferentes procesos físicos, y dado que la capa externa expandida de un gigante rojo no alcanza de inmediato la velocidad de escape, todavía se considera parte de la fotosfera de la estrella. Hay un punto más allá del cual no deberías esperar grandes supergigantes rojas, ya que las estrellas progenitoras más masivas seguirán un camino evolutivo diferente.
Esas estrellas más masivas pasan gran parte de su ciclo de vida eliminando masa a través de procesos más energéticos y las realmente grandes se convierten en hipernovas o incluso en supernovas de inestabilidad de pares antes de llegar a la fase supergigante roja.
Entonces, una vez más parece que tal vez el tamaño no lo es todo.
Lectura adicional: Vink et al. Modelos de viento para estrellas muy masivas en el universo local.
