與理論上可能存在的最大的恒星相比，目前探測到最大的恒星有多大？

首先，我們需要定義不同類别恒星的測量與相關術語。

太陽半徑與質量：

當我們讨論一顆恒星的尺寸時，用我們自己的恒星——太陽來作為衡量的參考是很重要的。這顆我們熟悉的恒星直徑高達140萬公裡（87萬英裡）。這個數字是如此巨大，我們很難對其規模有一個直觀感受。說起來，太陽系99.9%的物質都屬于這顆巨大的恒星，它可以容納一百萬個地球。

有了這些數值，天文學家創造了諸如“太陽半徑Rʘ”、“太陽質量Mʘ”等術語，以用于比較不同的恒星與太陽的大小。一個太陽半徑等于69萬千米（43萬英裡），而一個太陽質量等于2 x 1030千克或4.3 x 1030磅（2非億千克或4非億磅）。

另一件值得考慮的事就是我們的太陽對于一顆恒星來說其實比較“嬌小”。作為一顆G型主序星（具體來說一個G2V恒星），或我們通常所知的黃矮星，它位列尺寸表中較小的那一端（參考上圖）。盡管相比于最常見的M型主序星——紅矮星來說太陽還是要大上很多的，與藍巨星或光譜上其他的巨星類相比它就不夠看了。

恒星分類：

總的來說，恒星的分類的依據是其基本特征，例如其光譜等級(即顔色)、溫度、大小以及亮度。最常見的分類方法叫做摩根-基南分類系統（MK System），它根據恒星的溫度來對其進行分類，其等級用字母O、B、A、F、G、K及M來表示——O表示溫度最高，而M表示溫度最低。每個字母下還會細分數字等級——0表示最高而9表示最低溫度。O1和M9分别表示最熱及最冷的恒星。

在摩根基南系統中，亮度等級用羅馬數字表示。該等級是根據恒星光譜中特定吸收譜線的寬度來決定，而其寬度又會因恒星大氣層的密度而變化，從而可以将巨星與矮星區分開來。光度等級0和I應用于特超巨星及超巨星，等級II、III、IV則分别應用于亮巨星、巨星及次巨星；等級V主要用于主序星，而等級VI和VII則代表次矮星和矮星。

鍊接中也是一張赫茲普朗-羅素圖，它展示了恒星的分類和其絕對星等（即内在亮度）、光度以及表面溫度的聯系。這個二維圖表中用到了光譜分類的方法，一端為白、藍色漸變至另一端的紅色，再與恒星的絕對目視亮度（Mv）相結合。

平均來說，圖中O型恒星的溫度要高于其他等級恒星，其有效溫度達到了3萬開爾文（K），即29727攝氏度。同時，該等級的恒星體積和質量也遠超其他等級恒星，其規模可超過6.5個太陽半徑、16個太陽質量。而另一端的K型和M型恒星（橙矮星和紅矮星）溫度則要低得多（大約2400-5700開爾文），其規模大約相當于0.7至0.96個太陽，質量大約在0.08至0.8個太陽質量之間。

基于太陽的完整分類名G2V，我們可以知道它是一個溫度大約為5800開爾文的主序星。而銀河系另一個著名的恒星系統——海山二（ETA carinae），該恒星系至少包括兩顆恒星并位于距離我們近7500光年外的船底座方向。該恒星系的主星的大小估計是太陽的250倍，質量至少達到120個太陽質量，亮度更是達到太陽的一百萬倍——它是目前被觀測到的最大最亮的恒星。

關于海山二這個世界的大小一直以來都有争議。大多數的恒星表面都有太陽風，這會使恒星逐漸失去質量。但海山二是如此龐大，它每年都會失去相當于500個地球的質量，天文學家也因此不能準确測量該恒星的終點，以及其恒星風的起點。另外，天文學家預測在不久的将來，海山二将爆發成為人類有史以來所見過的最耀眼的極超新星。

如果純粹隻考慮質量，最大的恒星則非R136a1莫屬。這顆恒星位于麥哲倫雲，距我們大約16萬光年。據認為，該恒星大約有315個太陽質量，這對天文學家來說是個謎題，因為理論上恒星最多隻能有150個太陽質量，而其謎底是R136a1或許是由多個大質量恒星合并而成的。無需多言，R136a1随時都有可能作為一顆超新星引爆。

就大質量恒星而言，參宿四是個非常好的（也很常見）例子。參宿四位于獵戶座的肩部，這顆我們熟知的紅色超巨星半徑約950-1200個太陽半徑，如果放置在我們的太陽系中，它會吞沒木星軌道。事實上，每當我們想要審視太陽的大小時，經常會用參宿四作為參考（見下圖）。

圖解：太陽系與參宿四的對比。

不過，盡管這顆巨人般的紅巨星讓我們意識到自己在宇宙中的渺小，在“誰是最大的恒星”這個話題中，我們依然未曾深入。WOH H64，一顆同樣位于麥哲倫雲的紅色超巨星，距離地球約17萬光年，其半徑達到了傲人的1540個太陽半徑，而它目前也是已知宇宙中最大的恒星之一。

除此之外還有仙王座RW，一顆距離地球3500光年的橙色特超巨星。（*應該是11500-14000光年， 紅色或黃色特超巨星）它的直徑大約是太陽直徑的1535倍。維斯特盧1-26同樣相當巨大，這是一顆位于超星團維斯特盧1的紅超巨星（超特巨星），距離地球約11500光年，其半徑約為1530個太陽半徑。而仙王座V354以及人馬座VX在這場規模的較量中則勢均力敵，兩者直徑都約為太陽的1520倍。

最大的恒星：盾牌座UY：

就目前而言，我們已知宇宙中恒星之最有兩個最有力的競争者。盾牌座UY目前位列榜首，它位于盾牌座，距離地球約9500光年。這顆耀眼的紅色超巨星（同時也是脈動變星）的平均半徑估計達到1708個太陽半徑，或24億千米（15億英裡，16億個天文單位），從而它的體積也達到太陽的50億倍。不過呢，這個估值包涵約192個太陽半徑的誤差，也就是說盾牌座UY的半徑的範圍在1516-1900個太陽半徑之間。如果按最小半徑計算，它的規模就會小于仙王座V354和人馬座VX。

榜單上位列第二的恒星是天鵝座NML，一顆位于天鵝座的距離地球5300光年的半規則變星。由于它位于環狀星雲中，且被塵埃層層遮蔽，天文學家最終隻能将其半徑範圍縮小到1642-2775個太陽半徑。這意味着它有可能是已知宇宙中最大的恒星（與第二名足有1000個太陽半徑的差距），或者确實是以微弱差距輸給盾牌座UY的第二大恒星。

直到幾年前，最大的恒星還被認為是大犬座VY——一顆位于大犬座的紅色超特巨星。它距離地球大約5000光年。2006年，明尼蘇達大學的羅伯塔∙漢弗萊教授估算其半徑約為1540個太陽半徑。但事實上它的平均質量大約隻有1420個太陽質量，這使得它目前在榜單上位列第八名，就排在仙王座V354和人馬座VX之後。

圖解：太陽與大犬座VY的比較，後者曾被認為是已知宇宙中最大的恒星。

這些就是目前我們所知的最大的恒星了，不過，僅銀河系中可能就有幾十個比它們更大的恒星，它們也許被星塵和氣體覆蓋，所以我們無法觀測。即便如此，估算這些恒星的大小和質量理論上也是可行的。所以，最大的恒星到底有多大呢？這次，還是明尼蘇達大學的漢弗萊教授給出了這個問題的答案。

在接受采訪時漢弗萊教授解釋道，宇宙中那些最大的恒星同時也是宇宙中最冷的恒星。以海山二為例，盡管它是已知最亮的恒星，它的溫度也高達25000開爾文（24727攝氏度），其半徑卻隻有250個太陽半徑。與之相反，最大的恒星往往是溫度較低的超巨星。例如大犬座VY，其溫度僅有3500開爾文（3227攝氏度）。同理，越大的恒星溫度就會越低。

漢弗萊教授估計，當恒星溫度達到3000開爾文時，它的大小将達到太陽的2600倍，介于天鵝座NML體積上限和其平均大小以及盾牌座UY的大小之間。因此，這便是恒星體積的上限，至少理論上說根據我們目前已知的信息這就是上限。不過，随着我們對宇宙的研究進一步深入，每一次航天器的探索、每一次載人任務的發掘，我們一定會有更加振奮人心的發現，同時我們的疑問也會也來越多。

别忘了去看看這個動畫展示，其中包含了宇宙中的各類星體，從我們的太陽系中的星球開始，直到盾牌座UY。

現在還有一個問題，這個上限是否就是恒星體積的理論上限？更大的恒星是否存在，還是說更大體積的恒星會因為重力坍縮而理論上無法存在？理論上是否有可能存在和迷你星系一樣大的恒星？這裡最關鍵的決定因素就是恒星的質量，其質量最終決定了恒星的潛在大小。所以我會首先解釋為什麼質量會影響恒星的大小，再解釋為什麼理論上星系般大小的恒星不可能存在。

首先，恒星在初成型時是一團分子雲，其質量約為200個太陽質量，就像獵戶座分子雲。在這兒我們可以引進兩個新概念：金斯質量和金斯長度，我們可以計算分子雲坍縮并開始形成恒星的臨界值。該臨界值取決于分子雲的質量、密度以及溫度。當坍縮開始時，分子雲内部形成密度差異，所以這一過程也可以稱作“碎片化”。

金斯質量：

基本上，最初的金斯質量定義了坍縮所需的初始雲的大小。一旦開始坍縮，金斯質量會因為分子雲内的小塊高密度區域而不斷減少。因此，從一個500個太陽質量的分子雲中，往往會誕生一百多顆較小質量的恒星，而不是一顆500個太陽質量的大恒星。

我們假設，其中一顆新誕生的恒星的質量為80個太陽質量，這已經是非常大的質量了，這顆恒星終結時将會爆發成超新星并最終留下一個黑洞。在恒星所有主序燃燒循環中，氫循環所需的溫度是最低的，大約隻有400萬度。相比之下，碳氮氧循環，或貝斯-魏茨澤克循環（CNO-Cycle or Bethe-Weizsäcker-Cycle）則需要約1500萬都。這其實也是氫的燃燒，隻不過該循環需要氮和氧的催化作用。另外，氦循環大約在1億度時才會發生，而碳循環則需要6億度的高溫。更不要說在10億度才發生的氧燃燒，或60億度的矽燃燒了。

所以你看，一顆80個太陽質量的恒星的核心溫度最少得有30億度，才能使矽元素燃燒并形成鐵。核心的溫度越高，其所釋放的能量也就越高，而這些能量必須有去處。幾乎所有的恒星最終都會達到流體靜力平衡狀态（變星除外），這意味着向内的重力和向外輻射的壓力是平衡的。

絕對半徑：

現在我們該說說絕對半徑了。在恒星上的某一處，重力與壓強梯度力相等。就拿我們的恒星來說，在距離核心70萬公裡處，太陽内部向外的壓強梯度力與重力相等，我們因此認為此處就是太陽的表面。對更大的恒星來說，情況會更複雜，因為它們會産生更多能量。因此恒星表面會刮起強勁的太陽風，且會把一些恒星給“吹走”，不過基本原理對它們來說還是适用的。

至于怎樣計算恒星理論上能有多大（比如計算它的半徑）,目前并沒有可用的公式，哪怕隻是編寫一個較為接近準确的電腦模型都是很難的。恒星到底能有多大，它的組成元素非常關鍵。恒星初始時含有的金屬元素越多，其發散的輻射壓力穿透恒星阻礙也越大，而相應的朝向外部的壓強梯度力就更大。這也就意味着恒星的體積會比含有較少金屬元素的恒星要更膨脹一些（膨脹壓力的作用更明顯）。另一個決定因素是恒星随着時間推移的演變，例如它由于太陽風而失去了多少質量，或者它是否曾經過不穩定地帶從而曾經一度失去靜力平衡狀态。

所以，基本上來說質量的大小是決定恒星半徑大小的關鍵因素。但恒星永遠不可能具有小型星系的規模，因為恒星内部的輻射壓力最終會敗給過大的重力從而限制恒星的大小。即便不考慮這個因素，恒星的膨脹發散也會持續地将表面物質吹走，直至恒星表面氣體與星際物質不分你我，而它也将不再屬于這顆恒星。

順便一提，在宇宙形成之初，在第一批恒星誕生之時，宇宙中并沒有金屬元素，而僅有氫和氦。一些微量的锂元素在主序燃燒循環開始之前就被消耗掉了。所以盡管那時的恒星質量巨大，它們也遠比我們現在宇宙中的恒星要小。沒有金屬元素就意味着恒星内部更加“不透明”，輻射壓力穿過恒星時的阻力更小，因此朝向外部的壓力就更少。這也意味着重力會發揮更明顯的作用，使得恒星的體積更小。

BY: Ryan J Garrick

FY: 小北口

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