Можда сте видели један од ових низова слика астрономских размера, где идете од Земље до Јупитера ка Сунцу, затим Сунце ка Сиријусу - па све до највеће звезде коју познајемо из ВИ Цанис Мајорис. Међутим, већина звезда на великом крају скале је у касној тачки свог звјезданог животног циклуса - развијајући се из главне секвенције како би постали црвени суперјунаци.
Сунце ће постати црвени гигант за 5 милијарди или око толико година - постижући нови радијус од око једне астрономске јединице - што је еквивалентно просечном радијусу Земљине орбите (и стога се наставља расправа око тога да ли ће се земља конзумирати или не). У сваком случају, Сунце ће тада отприлике одговарати величини Арктуруса, који, иако волуминозно велик, има само масу од око 1,1 соларне масе. Дакле, упоређивање величина звезда без обзира на различите фазе њихове звездане еволуције можда вам не даје потпуну слику.
Други начин разматрања „величине“ звезда јесте разматрање њихове масе, у којем случају је најпоузданија потврђена изузетно масивна звезда НГЦ 3603-А1а - са 116 соларних маса, у поређењу са средњим 30-40 сунчевих маса ВИ Цанис Мајорис.
Најмасивнија звезда од свих може бити Р136а1, чија процењена маса износи преко 265 соларних маса - мада је тачна бројка предмет расправа у току, јер се о њеној маси може закључити само индиректно. Упркос томе, његова маса је готово сигурно изнад „теоријске“ границе звезде од 150 соларних маса. Ова теоријска граница заснива се на математичком моделирању Еддингтонове границе, тачке у којој је светлост звезде тако висока да њен спољњи притисак зрачења премашује њену самогравитацију. Другим речима, изван граница Еддингтона, звезда ће престати да накупља већу масу и почеће да пуше велике количине своје постојеће масе као звездани ветар.
Спекулише се да би веома велике звезде типа О могле да изгубе до 50% своје масе у раним фазама свог животног циклуса. Тако, на пример, иако се претпоставља да Р136а1 има тренутно посматрану масу од 265 соларних маса, можда је имао чак 320 соларних маса када је први пут започео свој живот као главна секвенцијална звезда.
Дакле, можда је тачније сматрати да теоријска гранична маса од 150 соларних маса представља тачку у масивном развоју звезде у којој се постиже одређени баланс снага. Али то не значи да не би могло бити звезда масивнијих од 150 соларних маса - то је само то да ће оне увек у маси опадати према 150 соларних маса.
Након што су искрцали значајан део своје почетне масе, тако масивне звезде могу наставити као плави дивови Суб-Еддингтона ако још увек имају водоник да сагоревају, постају црвени суперјунаци ако не - или постану супернове.
Винк и остали моделирају процесе у раним фазама врло масивних звезда типа О како би показали да постоји помак од оптички танких звјезданих вјетрова, до оптички дебелих звјезданих вјетрова у којима се ове масивне звијезде могу класифицирати као Волф-Раиет звијезде. Оптичка дебљина резултат је испуха плина који се акумулирао око звијезде као маглица вјетра - уобичајена карактеристика Волф-Раиет звијезда.
Звезде ниже масе еволуирају у црвену надмоћну фазу кроз различите физичке процесе - а пошто проширена спољна љуска црвеног гиганта не постигне одмах брзину бекства, још увек се сматра делом фотосфере ове звезде. Постоји тачка преко које не бисте требали очекивати веће црвене суперјунаке, јер ће масовније звезде потомства следити другачији еволутивни пут.
Они масивнији звезде проводе већи део свог животног циклуса пушећи масу енергичним процесима, а стварно велике постају хипернове или чак супернове нестабилности парова пре него што се нађу негде у близини црвене надвишне фазе.
Дакле, још једном се чини да можда величина није све.
Даље читање: Винк и остали модели ветра за веома масивне звезде у локалном свемиру.
