आपने इनमें से एक खगोलीय पैमाने के चित्र दृश्यों को देखा होगा, जहां आप पृथ्वी से बृहस्पति तक सूर्य, फिर सूर्य से सीरियस तक जाते हैं - और सबसे बड़े तारे तक जो हम VY Canis Majoris के बारे में जानते हैं। हालांकि, पैमाने के बड़े छोर पर अधिकांश सितारे अपने तारकीय जीवनचक्र में एक देर बिंदु पर हैं - लाल सुपरजाइंट बनने के लिए मुख्य अनुक्रम से विकसित हुए हैं।
सूर्य 5 अरब वर्षों में लाल विशालकाय हो जाएगा - एक खगोलीय इकाई की एक नई त्रिज्या को प्राप्त करना - जो पृथ्वी की कक्षा के औसत त्रिज्या के बराबर है (और इसलिए इस बात पर बहस जारी है कि पृथ्वी भस्म होगी या नहीं)। किसी भी स्थिति में, सूर्य तब लगभग आर्कटुरस के आकार से मेल खाएगा, जो कि स्वेच्छा से बड़ा है, केवल 1.1 सौर द्रव्यमान का एक द्रव्यमान है। इसलिए, उनके तारकीय विकास के विभिन्न चरणों पर विचार किए बिना स्टार आकारों की तुलना करना आपको पूरी तस्वीर नहीं दे सकता है।
तारों के ess गरिमा ’पर विचार करने का एक और तरीका है, उनके द्रव्यमान पर विचार करना, जिसमें VY Canis Majoris के 30-40 सौर द्रव्यमानों की तुलना में 116 सौर द्रव्यमान वाले NGC 3603-A1a में सबसे मज़बूती से पुष्टि की जाने वाली अत्यंत विशाल तारा है।
सभी का सबसे बड़ा स्टार R136a1 हो सकता है, जिसमें अनुमानित रूप से 265 से अधिक सौर द्रव्यमान हैं - हालांकि सटीक आंकड़ा चल रही बहस का विषय है, क्योंकि इसका द्रव्यमान केवल अप्रत्यक्ष रूप से अनुमान लगाया जा सकता है। फिर भी, इसका द्रव्यमान लगभग निश्चित रूप से 150 सौर द्रव्यमान की ’सैद्धांतिक’ तारकीय द्रव्यमान सीमा से अधिक है। यह सैद्धांतिक सीमा गणितीय रूप से एडिंगटन सीमा के मॉडलिंग पर आधारित है, जिस बिंदु पर एक स्टार की चमक इतनी अधिक है कि इसका बाहरी विकिरण का दबाव इसके आत्म-गुरुत्वाकर्षण से अधिक है। दूसरे शब्दों में, एडिंगटन सीमा से परे, एक तारा अधिक द्रव्यमान जमा करने के लिए बंद हो जाएगा और अपने मौजूदा द्रव्यमान की बड़ी मात्रा को तारकीय हवा के रूप में उड़ाना शुरू कर देगा।
यह अनुमान लगाया गया है कि बहुत बड़े O प्रकार के सितारे अपने जीवन चक्र के शुरुआती चरणों में अपने द्रव्यमान का 50% तक बहा सकते हैं। उदाहरण के लिए, हालांकि R136a1 में वर्तमान में 265 सौर द्रव्यमान का द्रव्यमान होने का अनुमान है, यह 320 सौर द्रव्यमान के रूप में हो सकता है जब यह पहली बार एक मुख्य अनुक्रम स्टार के रूप में अपना जीवन शुरू करता था।
इसलिए, यह विचार करना अधिक सही हो सकता है कि 150 सौर द्रव्यमानों की सैद्धांतिक द्रव्यमान सीमा एक बड़े स्टार के विकास में एक बिंदु का प्रतिनिधित्व करती है जहां बलों का एक निश्चित संतुलन हासिल किया जाता है। लेकिन यह कहना नहीं है कि 150 सौर द्रव्यमानों से अधिक बड़े पैमाने पर तारे नहीं हो सकते हैं - यह सिर्फ इतना है कि वे हमेशा बड़े पैमाने पर 150 सौर द्रव्यमानों की ओर घटते रहेंगे।
अपने शुरुआती द्रव्यमान के पर्याप्त अनुपात को उतारने के बाद ऐसे विशाल सितारे उप-एडिंगटन ब्लू दिग्गज के रूप में जारी रह सकते हैं यदि उनके पास अभी भी जलने के लिए हाइड्रोजन है, तो लाल सुपरजाइंट बन सकते हैं यदि वे नहीं हैं - या सुपरनोवा बन जाते हैं।
विंक एट अल बहुत बड़े पैमाने पर हे टाइप सितारों के शुरुआती चरणों में प्रक्रियाओं को प्रदर्शित करता है कि वैकल्पिक रूप से पतली तारकीय हवाओं से एक बदलाव होता है, वैकल्पिक रूप से मोटी तारकीय हवाएं जिस बिंदु पर इन बड़े पैमाने पर तारों को वुल्फ-रायल तारों के रूप में वर्गीकृत किया जा सकता है। वुल्फ-रेबेट सितारों की एक सामान्य विशेषता - हवा की नेबुला के रूप में तारे के आसपास जमा होने वाली गैस से होने वाली ऑप्टिकल मोटाई का परिणाम होता है।
कम द्रव्यमान वाले तारे विभिन्न भौतिक प्रक्रियाओं के माध्यम से लाल अति सुंदर अवस्था में विकसित होते हैं - और चूंकि लाल विशाल के विस्तारित बाहरी आवरण से तुरंत वेग प्राप्त नहीं होता है, यह अभी भी तारे के प्रकाश क्षेत्र का हिस्सा माना जाता है। एक ऐसा बिंदु है जिसके आगे आपको बड़े लाल सुपरजायंट्स की उम्मीद नहीं करनी चाहिए, क्योंकि अधिक बड़े पूर्वज सितारे एक अलग विकासवादी पथ का अनुसरण करेंगे।
वे अधिक विशाल सितारे अपने जीवन चक्र को अधिक ऊर्जावान प्रक्रियाओं के माध्यम से बड़े पैमाने पर उड़ाने में खर्च करते हैं और वास्तव में बड़े लोग अतिमानव या यहां तक कि जोड़ी-अस्थिरता वाले सुपरनोवा बन जाते हैं, इससे पहले कि वे लाल अतिरंजित चरण के पास कहीं भी पहुंचते हैं।
इसलिए, एक बार फिर यह प्रतीत होता है कि शायद आकार सब कुछ नहीं है।
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