Você pode ter visto uma dessas seqüências de imagens em escala astronômica, da qual você vai da Terra a Júpiter, ao Sol, depois o Sol a Sirius - e até a maior estrela que conhecemos de VY Canis Majoris. No entanto, a maioria das estrelas no grande final da escala está em um ponto tardio do seu ciclo de vida estelar - tendo evoluído da sequência principal para se tornarem gigantes gigantes.
O Sol ficará gigante vermelho em 5 bilhões de anos ou mais - alcançando um novo raio de cerca de uma unidade astronômica - equivalente ao raio médio da órbita da Terra (e, portanto, o debate continua sobre se a Terra será ou não consumida). De qualquer forma, o Sol corresponderá aproximadamente ao tamanho de Arcturus, que apesar de grande volume, possui apenas uma massa de aproximadamente 1,1 massa solar. Portanto, comparar o tamanho das estrelas sem considerar os diferentes estágios de sua evolução estelar pode não estar lhe dando uma visão completa.
Outra maneira de considerar a "grandeza" das estrelas é considerar sua massa, nesse caso a estrela extremamente massiva mais confiável e confirmada é a NGC 3603-A1a - com 116 massas solares, em comparação com as 30-40 massas solares medianas de VY Canis Majoris.
A estrela mais massiva de todas pode ser a R136a1, que tem uma massa estimada em mais de 265 massas solares - embora o número exato seja objeto de debate em andamento, já que sua massa só pode ser inferida indiretamente. Mesmo assim, sua massa está quase certamente acima do limite de massa estelar "teórica" de 150 massas solares. Esse limite teórico é baseado na modelagem matemática do limite de Eddington, o ponto em que a luminosidade de uma estrela é tão alta que sua pressão de radiação externa excede sua auto-gravidade. Em outras palavras, além do limite de Eddington, uma estrela deixará de acumular mais massa e começará a soprar grandes quantidades de sua massa existente como vento estelar.
Especula-se que estrelas muito grandes do tipo O possam derramar até 50% de sua massa nos estágios iniciais de seu ciclo de vida. Assim, por exemplo, embora se especule que R136a1 tenha uma massa atualmente observada de 265 massas solares, ele pode ter até 320 massas solares quando começou sua vida como uma estrela principal da sequência.
Portanto, pode ser mais correto considerar que o limite de massa teórica de 150 massas solares representa um ponto na evolução de uma estrela massiva em que um certo equilíbrio de forças é alcançado. Mas isso não quer dizer que não poderia haver estrelas com mais massa do que 150 massas solares - é só que elas sempre estarão em declínio em massa para 150 massas solares.
Tendo descarregado uma proporção substancial de sua massa inicial, essas estrelas massivas podem continuar como gigantes azuis sub-Eddington, se ainda tiverem hidrogênio para queimar, se tornarem gigantes vermelhos se não - ou se tornarem supernovas.
Vink et al modelam os processos nos estágios iniciais de estrelas muito grandes do tipo O para demonstrar que há uma mudança de ventos estelares opticamente finos para ventos estelares opticamente espessos, momento em que essas estrelas massivas podem ser classificadas como estrelas de Wolf-Rayet. A espessura óptica resulta do gás expelido que se acumula ao redor da estrela como nebulosas de vento - uma característica comum das estrelas Wolf-Rayet.
Estrelas de menor massa evoluem para o estágio supergigante vermelho através de diferentes processos físicos - e como a concha externa expandida de um gigante vermelho não atinge imediatamente a velocidade de escape, ela ainda é considerada parte da fotosfera da estrela. Há um ponto além do qual você não deve esperar super gigantes gigantes, já que estrelas progenitoras mais massivas seguirão um caminho evolutivo diferente.
Essas estrelas mais massivas passam grande parte de seu ciclo de vida despejando massa através de processos mais energéticos e as realmente grandes se tornam hipernovas ou até supernovas com instabilidade de pares antes de chegarem perto da fase supergigante vermelha.
Então, mais uma vez, parece que talvez o tamanho não seja tudo.
Leitura adicional: Vink et al. Modelos de vento para estrelas muito massivas no universo local.
