与理论上可能存在的最大的恒星相比，目前探测到最大的恒星有多大？
首先，我们需要定义不同类别恒星的测量与相关术语。
太阳半径与质量：
当我们讨论一颗恒星的尺寸时，用我们自己的恒星——太阳来作为衡量的参考是很重要的。这颗我们熟悉的恒星直径高达140万公里（87万英里）。这个数字是如此巨大，我们很难对其规模有一个直观感受。说起来，太阳系99.9%的物质都属于这颗巨大的恒星，它可以容纳一百万个地球。
有了这些数值，天文学家创造了诸如“太阳半径Rʘ”、“太阳质量Mʘ”等术语，以用于比较不同的恒星与太阳的大小。一个太阳半径等于69万千米（43万英里），而一个太阳质量等于2 x 1030千克或4.3 x 1030磅（2非亿千克或4非亿磅）。
另一件值得考虑的事就是我们的太阳对于一颗恒星来说其实比较“娇小”。作为一颗G型主序星（具体来说一个G2V恒星），或我们通常所知的黄矮星，它位列尺寸表中较小的那一端（参考上图）。尽管相比于最常见的M型主序星——红矮星来说太阳还是要大上很多的，与蓝巨星或光谱上其他的巨星类相比它就不够看了。
恒星分类：
总的来说，恒星的分类的依据是其基本特征，例如其光谱等级(即颜色)、温度、大小以及亮度。最常见的分类方法叫做摩根-基南分类系统（MK System），它根据恒星的温度来对其进行分类，其等级用字母O、B、A、F、G、K及M来表示——O表示温度最高，而M表示温度最低。每个字母下还会细分数字等级——0表示最高而9表示最低温度。O1和M9分别表示最热及最冷的恒星。
在摩根基南系统中，亮度等级用罗马数字表示。该等级是根据恒星光谱中特定吸收谱线的宽度来决定，而其宽度又会因恒星大气层的密度而变化，从而可以将巨星与矮星区分开来。光度等级0和I应用于特超巨星及超巨星，等级II、III、IV则分别应用于亮巨星、巨星及次巨星；等级V主要用于主序星，而等级VI和VII则代表次矮星和矮星。
链接中也是一张赫兹普朗-罗素图，它展示了恒星的分类和其绝对星等（即内在亮度）、光度以及表面温度的联系。这个二维图表中用到了光谱分类的方法，一端为白、蓝色渐变至另一端的红色，再与恒星的绝对目视亮度（Mv）相结合。
平均来说，图中O型恒星的温度要高于其他等级恒星，其有效温度达到了3万开尔文（K），即29727摄氏度。同时，该等级的恒星体积和质量也远超其他等级恒星，其规模可超过6.5个太阳半径、16个太阳质量。而另一端的K型和M型恒星（橙矮星和红矮星）温度则要低得多（大约2400-5700开尔文），其规模大约相当于0.7至0.96个太阳，质量大约在0.08至0.8个太阳质量之间。
图解：海山二，已知最大质量的恒星之一，位于船底座。图源：内森∙史密斯，加州大学伯克利分校
基于太阳的完整分类名G2V，我们可以知道它是一个温度大约为5800开尔文的主序星。而银河系另一个著名的恒星系统——海山二（ETA carinae），该恒星系至少包括两颗恒星并位于距离我们近7500光年外的船底座方向。该恒星系的主星的大小估计是太阳的250倍，质量至少达到120个太阳质量，亮度更是达到太阳的一百万倍——它是目前被观测到的最大最亮的恒星。
关于海山二这个世界的大小一直以来都有争议。大多数的恒星表面都有太阳风，这会使恒星逐渐失去质量。但海山二是如此庞大，它每年都会失去相当于500个地球的质量，天文学家也因此不能准确测量该恒星的终点，以及其恒星风的起点。另外，天文学家预测在不久的将来，海山二将爆发成为人类有史以来所见过的最耀眼的极超新星。
如果纯粹只考虑质量，最大的恒星则非R136a1莫属。这颗恒星位于麦哲伦云，距我们大约16万光年。据认为，该恒星大约有315个太阳质量，这对天文学家来说是个谜题，因为理论上恒星最多只能有150个太阳质量，而其谜底是R136a1或许是由多个大质量恒星合并而成的。无需多言，R136a1随时都有可能作为一颗超新星引爆。
就大质量恒星而言，参宿四是个非常好的（也很常见）例子。参宿四位于猎户座的肩部，这颗我们熟知的红色超巨星半径约950-1200个太阳半径，如果放置在我们的太阳系中，它会吞没木星轨道。事实上，每当我们想要审视太阳的大小时，经常会用参宿四作为参考（见下图）。
图解：太阳系与参宿四的对比。
不过，尽管这颗巨人般的红巨星让我们意识到自己在宇宙中的渺小，在“谁是最大的恒星”这个话题中，我们依然未曾深入。WOH H64，一颗同样位于麦哲伦云的红色超巨星，距离地球约17万光年，其半径达到了傲人的1540个太阳半径，而它目前也是已知宇宙中最大的恒星之一。
除此之外还有仙王座RW，一颗距离地球3500光年的橙色特超巨星。（*应该是11500-14000光年， 红色或黄色特超巨星）它的直径大约是太阳直径的1535倍。维斯特卢1-26同样相当巨大，这是一颗位于超星团维斯特卢1的红超巨星（超特巨星），距离地球约11500光年，其半径约为1530个太阳半径。而仙王座V354以及人马座VX在这场大规模的较量中则势均力敌，两者直径都约为太阳的1520倍。
最大的恒星：盾牌座UY：
就目前而言，我们已知宇宙中恒星之最有两个最有力的竞争者。盾牌座UY目前位列榜首，它位于盾牌座，距离地球约9500光年。这颗耀眼的红色超巨星（同时也是脉动变星）的平均半径估计达到1708个太阳半径，或24亿千米（15亿英里，16亿个天文单位），从而它的体积也达到太阳的50亿倍。不过呢，这个估值包含约192个太阳半径的误差，也就是说盾牌座UY的半径的范围在1516-1900个太阳半径之间。如果按最小半径计算，它的规模就会小于仙王座V354和人马座VX。
榜单上位列第二的恒星是天鹅座NML，一颗位于天鹅座的距离地球5300光年的半规则变星。由于它位于环状星云中，且被尘埃层层遮蔽，天文学家最终只能将其半径范围缩小到1642-2775个太阳半径。这意味着它有可能是已知宇宙中最大的恒星（与第二名足有1000个太阳半径的差距），或者确实是以微弱差距输给盾牌座UY的第二大恒星。
直到几年前，最大的恒星还被认为是大犬座VY——一颗位于大犬座的红色超特巨星。它距离地球大约5000光年。2006年，明尼苏达大学的罗伯塔∙汉弗莱教授估算其半径约为1540个太阳半径。但事实上它的平均质量大约只有1420个太阳质量，这使得它目前在榜单上位列第八名，就排在仙王座V354和人马座VX之后。
图解：太阳与大犬座VY的比较，后者曾被认为是已知宇宙中最大的恒星。
这些就是目前我们所知的最大的恒星了，不过，仅银河系中可能就有几十个比它们更大的恒星，它们也许被星尘和气体覆盖，所以我们无法观测。即便如此，估算这些恒星的大小和质量理论上也是可行的。所以，最大的恒星到底有多大呢？这次，还是明尼苏达大学的汉弗莱教授给出了这个问题的答案。
在接受采访时汉弗莱教授解释道，宇宙中那些最大的恒星同时也是宇宙中最冷的恒星。以海山二为例，尽管它是已知最亮的恒星，它的温度也高达25000开尔文（24727摄氏度），其半径却只有250个太阳半径。与之相反，最大的恒星往往是温度较低的超巨星。例如大犬座VY，其温度仅有3500开尔文（3227摄氏度）。同理，越大的恒星温度就会越低。
汉弗莱教授估计，当恒星温度达到3000开尔文时，它的大小将达到太阳的2600倍，介于天鹅座NML体积上限和其平均大小以及盾牌座UY的大小之间。因此，这便是恒星体积的上限，至少理论上说根据我们目前已知的信息这就是上限。不过，随着我们对宇宙的研究进一步深入，每一次航天器的探索、每一次载人任务的发掘，我们一定会有更加振奋人心的发现，同时我们的疑问也会越来越多。
别忘了去看看这个动画展示，其中包含了宇宙中的各类星体，从我们的太阳系中的星球开始，直到盾牌座UY。
现在还有一个问题，这个上限是否就是恒星体积的理论上限？更大的恒星是否存在，还是说更大体积的恒星会因为重力坍缩而理论上无法存在？理论上是否有可能存在和迷你星系一样大的恒星？这里最关键的决定因素就是恒星的质量，其质量最终决定了恒星的潜在大小。所以我会首先解释为什么质量会影响恒星的大小，再解释为什么理论上星系般大小的恒星不可能存在。
首先，恒星在初成型时是一团分子云，其质量约为200个太阳质量，就像猎户座分子云。在这儿我们可以引进两个新概念：金斯质量和金斯长度，我们可以计算分子云坍缩并开始形成恒星的临界值。该临界值取决于分子云的质量、密度以及温度。当坍缩开始时，分子云内部形成密度差异，所以这一过程也可以称作“碎片化”。
金斯质量：
基本上，最初的金斯质量定义了坍缩所需的初始云的大小。一旦开始坍缩，金斯质量会因为分子云内的小块高密度区域而不断减少。因此，从一个500个太阳质量的分子云中，往往会诞生一百多颗较小质量的恒星，而不是一颗500个太阳质量的大恒星。
我们假设，其中一颗新诞生的恒星的质量为80个太阳质量，这已经是非常大的质量了，这颗恒星终结时将会爆发成超新星并最终留下一个黑洞。在恒星所有主序燃烧循环中，氢循环所需的温度是最低的，大约只有400万度。相比之下，碳氮氧循环，或贝斯-魏茨泽克循环（CNO-Cycle or Bethe-Weizsäcker-Cycle）则需要约1500万度。这其实也是氢的燃烧，只不过该循环需要氮和氧的催化作用。另外，氦循环大约在1亿度时才会发生，而碳循环则需要6亿度的高温。更不要说在10亿度才发生的氧燃烧，或60亿度的硅燃烧了。
所以你看，一颗80个太阳质量的恒星的核心温度最少得有30亿度，才能使硅元素燃烧并形成铁。核心的温度越高，其所释放的能量也就越高，而这些能量必须有去处。几乎所有的恒星最终都会达到流体静力平衡状态（变星除外），这意味着向内的重力和向外辐射的压力是平衡的。
绝对半径：
现在我们该说说绝对半径了。在恒星上的某一处，重力与压强梯度力相等。就拿我们的恒星来说，在距离核心70万公里处，太阳内部向外的压强梯度力与重力相等，我们因此认为此处就是太阳的表面。对更大的恒星来说，情况会更复杂，因为它们会产生更多能量。因此恒星表面会刮起强劲的太阳风，且会把一些恒星给“吹走”，不过基本原理对它们来说还是适用的。
至于怎样计算恒星理论上能有多大（比如计算它的半径）,目前并没有可用的公式，哪怕只是编写一个较为接近准确的电脑模型都是很难的。恒星到底能有多大，它的组成元素非常关键。恒星初始时含有的金属元素越多，其发散的辐射压力穿透恒星阻碍也越大，而相应的朝向外部的压强梯度力就更大。这也就意味着恒星的体积会比含有较少金属元素的恒星要更膨胀一些（膨胀压力的作用更明显）。另一个决定因素是恒星随着时间推移的演变，例如它由于太阳风而失去了多少质量，或者它是否曾经过不稳定地带从而曾经一度失去静力平衡状态。
所以，基本上来说质量的大小是决定恒星半径大小的关键因素。但恒星永远不可能具有小型星系的规模，因为恒星内部的辐射压力最终会败给过大的重力从而限制恒星的大小。即便不考虑这个因素，恒星的膨胀发散也会持续地将表面物质吹走，直至恒星表面气体与星际物质不分你我，而它也将不再属于这颗恒星。
顺便一提，在宇宙形成之初，在第一颗恒星诞生之时，宇宙中并没有金属元素，而仅有氢和氦。一些微量的锂元素在主序燃烧循环开始之前就被消耗掉了。所以尽管那时的恒星质量巨大，它们也远比我们现在宇宙中的恒星要小。没有金属元素就意味着恒星内部更加“不透明”，辐射压力穿过恒星时的阻力更小，因此朝向外部的压力就更少。这也意味着重力会发挥更明显的作用，使得恒星的体积更小。
BY: Ryan J Garrick
FY: 小北口
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