Vous avez peut-être vu l'une de ces séquences d'images à l'échelle astronomique, où vous passez de la Terre à Jupiter au Soleil, puis du Soleil à Sirius - et jusqu'à la plus grande étoile que nous connaissons de VY Canis Majoris. Cependant, la plupart des étoiles à l'extrémité supérieure de l'échelle sont à un stade avancé de leur cycle de vie stellaire - ayant évolué hors de la séquence principale pour devenir des supergéantes rouges.
Le Soleil deviendra une géante rouge dans environ 5 milliards d'années - atteignant un nouveau rayon d'environ une unité astronomique - équivalent au rayon moyen de l'orbite de la Terre (et donc le débat se poursuit autour de savoir si la Terre sera ou non consommée). Dans tous les cas, le Soleil correspondra à peu près à la taille d'Arcturus, qui, bien que volumineux, n'a qu'une masse d'environ 1,1 masse solaire. Donc, comparer les tailles des étoiles sans tenir compte des différentes étapes de leur évolution stellaire pourrait ne pas vous donner une image complète.
Une autre façon de considérer la «grandeur» des étoiles est de considérer leur masse, auquel cas l'étoile extrêmement massive confirmée de la manière la plus fiable est NGC 3603-A1a - à 116 masses solaires, par rapport aux masses solaires intermédiaires de 30 à 40 de VY Canis Majoris.
L'étoile la plus massive de toutes peut être R136a1, qui a une masse estimée à plus de 265 masses solaires - bien que le chiffre exact fasse l'objet d'un débat permanent, car sa masse ne peut être déduite qu'indirectement. Même ainsi, sa masse est presque certainement supérieure à la limite de masse stellaire «théorique» de 150 masses solaires. Cette limite théorique est basée sur la modélisation mathématique de la limite d'Eddington, le point auquel la luminosité d'une étoile est si élevée que sa pression de rayonnement vers l'extérieur dépasse sa propre gravité. En d'autres termes, au-delà de la limite d'Eddington, une étoile cessera d'accumuler plus de masse et commencera à souffler de grandes quantités de sa masse existante sous forme de vent stellaire.
On suppose que les très grandes étoiles de type O pourraient perdre jusqu'à 50% de leur masse au début de leur cycle de vie. Ainsi, par exemple, bien que R136a1 soit supposé avoir une masse actuellement observée de 265 masses solaires, il peut avoir eu jusqu'à 320 masses solaires lorsqu'il a commencé sa vie en tant qu'étoile de séquence principale.
Ainsi, il peut être plus correct de considérer que la limite de masse théorique de 150 masses solaires représente un point dans l'évolution d'une étoile massive où un certain équilibre des forces est atteint. Mais cela ne veut pas dire qu'il ne pourrait pas y avoir d'étoiles plus massives que 150 masses solaires - c'est juste qu'elles seront toujours en déclin vers 150 masses solaires.
Après avoir déchargé une proportion substantielle de leur masse initiale, ces étoiles massives pourraient continuer en tant que géantes bleues sous Eddington si elles ont encore de l'hydrogène à brûler, devenir des supergéantes rouges si elles ne le font pas - ou devenir des supernovae.
Vink et al modélisent les processus dans les premiers stades des étoiles de type O très massives pour démontrer qu'il y a un passage des vents stellaires optiquement minces aux vents stellaires optiquement épais, point auquel ces étoiles massives peuvent être classées comme des étoiles Wolf-Rayet. L'épaisseur optique résulte du gaz soufflé qui s'accumule autour de l'étoile sous forme de nébuleuses de vent - une caractéristique commune des étoiles Wolf-Rayet.
Les étoiles de masse inférieure évoluent vers un stade supergéant rouge à travers différents processus physiques - et comme la coque externe élargie d'une géante rouge n'atteint pas immédiatement la vitesse de fuite, elle est toujours considérée comme faisant partie de la photosphère de l'étoile. Il y a un point au-delà duquel vous ne devriez pas vous attendre à de plus grandes supergéantes rouges, car des étoiles progénitrices plus massives suivront un chemin évolutif différent.
Ces étoiles plus massives passent une grande partie de leur cycle de vie à souffler de la masse via des processus plus énergétiques et les très grosses deviennent des hypernovae ou même des supernovae à instabilité de paire avant de se rapprocher de la phase supergéante rouge.
Donc, encore une fois, il semble que la taille ne soit pas tout.
Pour en savoir plus: Vink et al Wind Models for Very Massive Stars in the Local Universe.
