지구에서 목성, 태양, 태양에서 시리우스까지, 그리고 우리가 VY Canis Majoris에 대해 알고있는 가장 큰 별까지가는 천문학적 규모의 그림 시퀀스 중 하나를 보았을 것입니다. 그러나, 규모의 가장 큰 끝에있는 대부분의 별들은 별의 생명주기에서 늦은 시점에있다. 주 계열에서 진화하여 붉은 초거성이되었다.
태양은 지구 궤도의 평균 반경에 해당하는 약 1 천문 단위의 새로운 반경을 달성하면서 약 50 억 년 안에 거대하게 갈 것입니다 (따라서 지구의 소비 여부에 대한 논쟁은 계속됩니다). 어쨌든, 태양은 거대한 크기이지만 대략 1.1 태양 질량의 질량을 갖는 Arcturus의 크기와 대략 일치 할 것입니다. 따라서 별의 진화 단계를 고려하지 않고 별 크기를 비교해도 전체 그림을 얻지 못할 수 있습니다.
별의 '거대한'을 고려하는 또 다른 방법은 질량을 고려하는 것입니다.이 경우 가장 확실하게 확인 된 매우 큰 별은 NGC 3603-A1a입니다. NGC 3603-A1a는 116 태양 질량으로, VY Canis Majoris의 30-40 태양 질량과 비교됩니다.
가장 큰 별은 R136a1 일 수 있는데,이 질량은 태양 질량이 265 개 이상인 것으로 추정됩니다. 비록 정확한 수치는 간접적으로 만 추론 할 수 있기 때문에 진행중인 논쟁의 대상입니다. 그럼에도 불구하고, 질량은 태양계 질량의 '이론적'항성 질량 한계를 거의 확실히 초과합니다. 이 이론적 한계는 별의 광도가 너무 높아서 외부 복사 압력이 자기 중력을 초과하는 지점 인에 딩턴 한계를 수학적으로 모델링 한 것입니다. 다시 말해,에 딩턴 한계를 넘어 서면 별은 더 많은 질량을 축적하는 것을 멈추고 기존의 질량을 별의 바람으로 날려 버리기 시작합니다.
매우 큰 O 형 별은 수명주기의 초기 단계에서 질량의 최대 50 %를 흘리게 될 것으로 추측됩니다. 예를 들어, R136a1은 현재 관측 된 질량이 265 개의 태양 질량을 갖는 것으로 추측되지만, 그것이 주 계열성으로서 처음 생명을 시작할 때 320 개의 태양 질량을 가졌을 수도 있습니다.
따라서 이론적 인 질량 질량 인 150 태양 질량의 한계는 특정 힘의 균형이 달성되는 거대한 별 진화의 한 지점을 나타내는 것으로 생각하는 것이 더 정확할 수 있습니다. 그러나 이것은 150 태양 질량보다 더 큰 별이있을 수 없다는 것은 아닙니다. 단지 150 태양 질량으로 갈수록 질량이 항상 감소한다는 것입니다.
초기 질량의 상당 부분을 언로드 했더라도, 그러한 거대한 별들은 여전히 수소를 태우고 있거나 초신성이 아닌 붉은 초거성이 될 경우에 딩턴 이하의 푸른 거인으로 계속 될 수 있습니다.
Vink 등은 매우 거대한 O 형 별의 초기 단계에서이 과정을 모델링하여 광학적으로 얇은 별풍에서 광학적으로 두꺼운 별풍으로 이동하여이 거대한 별이 Wolf-Rayet별로 분류 될 수 있음을 보여줍니다. 광학 두께는 Wolf-Rayet 별의 일반적인 특징 인 바람 성운으로 별 주위에 축적 된 가스로 인해 발생합니다.
질량이 낮은 별은 다른 물리적 과정을 통해 적색 초거성 단계로 진화합니다. 그리고 붉은 거인의 확장 된 외피는 탈출 속도를 즉시 달성하지 못하기 때문에 여전히 별의 광구의 일부로 간주됩니다. 더 큰 붉은 별이 다른 진화 경로를 따라갈 것이기 때문에 더 큰 적색 거인을 기 대해서는 안되는 시점이 있습니다.
그보다 더 큰 별들은 더 활기찬 과정을 통해 질량을 날려 버리는 데 많은 생명주기를 소비하고 실제로 큰 별들은 적색 초거성 단계 근처에 가기 전에 초신성 또는 쌍 불안정성 초신성이됩니다.
다시 한 번, 크기가 전부가 아닌 것 같습니다.
더 읽을 거리 : Vink et al Wind Models for Very Massive Stars in the local universe.
