Võib-olla olete näinud ühte neist astronoomiliste mõõtmetega pildijadadest, kus lähete Maalt Jupiterisse Päikesele, siis Päikesest Siriusele - ja kuni kõige suurema täheni, mida me VY Canis Majorisest teame. Enamik tähti skaala suuremas otsas on aga oma tähe elutsükli hilises punktis - olles põhijärjestusest välja arenenud ja saanud punasteks supergurmaanideks.
Päike läheb umbes miljardi aasta pärast punaseks, saavutades uue raadiuse umbes ühe astronoomilise ühiku ulatuses -, mis on samaväärne Maa orbiidi keskmise raadiusega (ja seetõttu jätkub arutelu selle üle, kas Maa kulub ära või mitte). Igal juhul vastab Päike umbkaudu Arcturuse suurusele, mis on küll tohutult suur, kuid mille mass on vaid umbes 1,1 päikesemassi. Nii et tähtede suuruse võrdlemine ilma nende tähe arengu eri etappe arvestamata ei pruugi anda teile täielikku pilti.
Teine viis tähtede „väärikuse” kaalumiseks on nende massi arvestamine, sel juhul on kõige usaldusväärsemaks kinnitunud äärmiselt massiivne täht NGC 3603-A1a - 116 päikesemassi juures, võrreldes VY Canis Majorise keskpaigaga 30–40 päikese massi.
Kõige massiivsemaks täheks võib olla R136a1, mille hinnanguline mass on üle 265 päikese massi - ehkki täpne arv on käimasoleva arutelu objekt, kuna selle massi saab järeldada ainult kaudselt. Isegi siis on selle mass peaaegu kindlalt üle 150 teoreetilise tähemassi piiri. See teoreetiline piirväärtus põhineb Eddingtoni piiri matemaatilisel modelleerimisel - kohas, kus tähe heledus on nii suur, et selle väljapoole suunatud kiirgusrõhk ületab tema enesegravitatsiooni. Teisisõnu, pärast Eddingtoni piiri ületamist lakkab täht kogunema rohkem massi ja hakkab tähetuulena puhuma suurel hulgal oma olemasolevat massi.
Spekuleeritakse, et väga suured O-tüüpi tähed võivad elutsükli algfaasis kaotada kuni 50% nende massist. Näiteks, kuigi spekuleeritakse, et R136a1 mass on praegu 265 päikese massi, võis sellel olla oma peajaotustähena esmakordselt oma elu alustades koguni 320 päikese massi.
Niisiis, võib olla õigem arvata, et 150 päikesemassi teoreetiline massilimiit tähistab massiivse tähe evolutsiooni punkti, kus saavutatakse jõudude teatav tasakaal. Kuid see ei tähenda, et ei võiks olla suuremaid kui 150 päikese massiga tähti - lihtsalt väheneb nende mass alati 150 päikesemassi suunas.
Olles maha laadinud olulise osa oma esialgsest massist, võivad sellised massiivsed tähed jätkuda Sub-Eddingtoni siniste hiiglastena, kui neil on veel vesinikku põleda, muutuda punasteks supergurmaanideks, kui neid pole - või muutuda supernoovateks.
Vink jt modelleerivad väga massiivsete O-tüüpi tähtede varases staadiumis toimuvaid protsesse, et näidata üleminekut optiliselt õhukestest tähetuultest optiliselt paksudesse tähetuultesse, kus neid massiivseid tähti saab liigitada Wolf-Rayet 'tähtedeks. Optiline paksus tuleneb puhutud gaasi kogunemisest tähe ümber tuule udukogudena - see on Wolf-Rayet 'tähtede ühine joon.
Madalama massiga tähed arenevad erinevate füüsiliste protsesside kaudu punaseks ülivõimsaks staadiumiks - ja kuna punase hiiglase laiendatud väliskest ei saavuta kohe põgenemiskiirust, peetakse seda tähe fotosfääri osaks. Siin on punkt, millest kaugemale ei tohiks oodata suuremaid punaseid ülipopulaare, sest massiivsemad progenitori tähed lähevad teistsugusele evolutsiooniteele.
Need massiivsemad tähed veedavad suurema osa oma elutsüklist, eraldades energiat energiliste protsesside kaudu. Tõepoolest, suurteks muutuvad hüpernovaad või isegi paaristabiilsuse supernoovid, enne kui nad jõuavad punase ülimagna faasi lähedale.
Niisiis, taas kord näib, et võib-olla pole suurus veel kõik.
Lisalugemine: Vink jt tuule mudelid väga massiivsete tähtede jaoks kohalikus universumis.
