Du kanske har sett en av dessa bildsekvenser i astronomisk skala, där du går från jorden till Jupiter till solen, sedan solen till Sirius - och hela vägen upp till den största stjärnan som vi känner till VY Canis Majoris. Men de flesta av stjärnorna i den stora änden av skalan befinner sig i en sen punkt i sin stellar livscykel - efter att ha utvecklats från huvudsekvensen till att bli röda superjättar.
Solen kommer att bli röd jätte om 5 miljarder år eller så - att uppnå en ny radie på ungefär en astronomisk enhet - motsvarande den genomsnittliga radien för jordens bana (och därmed fortsätter debatten om huruvida jorden kommer att konsumeras eller inte). I vilket fall som helst kommer solen då ungefär att matcha storleken på Arcturus, som även om den är voluminöst stor, endast har en massa på ungefär 1,1 solmassor. Så att jämföra stjärnstorlekar utan att beakta de olika stadierna i deras stellar evolution kanske inte ger dig hela bilden.
Ett annat sätt att överväga stjärnornas "bigness" är att överväga deras massa, i vilket fall den mest pålitliga bekräftade extremt massiva stjärnan är NGC 3603-A1a - vid 116 solmassor, jämfört med VY Canis Majoris 'mellanliggande 30-40 solmassor.
Den mest massiva stjärnan av alla kan vara R136a1, som har en uppskattad massa på över 265 solmassor - även om den exakta siffran är föremål för pågående debatt, eftersom dess massa bara kan dras indirekt. Trots detta är dess massa nästan säkert över den 'teoretiska' stjärnmassegränsen på 150 solmassor. Denna teoretiska gräns är baserad på matematisk modellering av Eddington-gränsen, den punkt där en stjärns ljusstyrka är så hög att dess utåtriktade strålningstryck överstiger dess självtyngd. Med andra ord, bortom Eddington-gränsen, kommer en stjärna att upphöra att samla mer massa och kommer att börja blåsa av stora mängder av sin befintliga massa som stjärnvind.
Det spekuleras i att mycket stora stjärnor av O-typ kan tappa upp till 50% av deras massa i de tidiga stadierna av deras livscykel. Så till exempel, även om R136a1 spekuleras att ha en för närvarande observerad massa av 265 solmassor, kan den ha haft så mycket som 320 solmassor när den först började sin livstid som en huvudsekvensstjärna.
Så det kan vara mer korrekt att tänka på att den teoretiska massgränsen för 150 solmassor representerar en punkt i en massiv stjärnutveckling där en viss balansering av krafter uppnås. Men detta är inte att säga att det inte kunde finnas stjärnor mer massiva än 150 solmassor - det är bara att de alltid kommer att minska i massa mot 150 solmassor.
Efter att ha lossat en betydande del av deras ursprungliga massa så kan sådana massiva stjärnor fortsätta som sub-Eddington blå jättar om de fortfarande har väte att bränna, bli röda superjättar om de inte gör det - eller bli supernovaer.
Vink et al modellerar processerna i de tidiga stadierna av mycket massiva stjärnor av O-typ för att visa att det finns en övergång från optiskt tunna stjärnvindar, till optiskt tjocka stjärnvindar vid vilken punkt dessa massiva stjärnor kan klassificeras som Wolf-Rayet-stjärnor. Den optiska tjockleken är resultatet av blåst gas som samlats runt stjärnan som en vindnebulosa - ett vanligt inslag i Wolf-Rayet-stjärnor.
Stjärnor med lägre massa utvecklas till rött supergängetapp genom olika fysiska processer - och eftersom det utvidgade yttre skalet hos en röd jätte inte direkt uppnår utrymningshastighet, anses det fortfarande vara en del av stjärnans fotosfär. Det finns en punkt utöver vilken du inte borde förvänta dig större röda supergiganter, eftersom mer massiva förälderstjärnor kommer att följa en annan evolutionär väg.
De mer massiva stjärnorna tillbringar mycket av sin livscykel med att blåsa bort massan via mer energiska processer och de riktigt stora blir hypernovaer eller till och med par-instabilitet supernovaer innan de kommer någonstans nära röd supergiant fas.
Så, återigen verkar det som att storlek inte är allt.
Ytterligare läsning: Vink et al. Wind Models for Very Massive Stars in the Local Universe.
