Список наймасивніших зір

Цей список містить найбільш масивні зорі, відкриті на цей час, у сонячних масах.

Непевності та обмовки

Щодо більшості мас, зазначених нижче, єдності серед науковців немає, і вони є предметом поточних досліджень, тому можуть переглядатись.

Маси, зазначені нижче, отримані теоретично, з використанням результатів різних вимірювань температури та абсолютної зоряної величини. Усі зазначені маси є оціночними, оскільки і теорія, і вимірювання є на межі точності сучасної науки й технологій. Неправильними можуть виявитись і вимірювання, і теорія, і обоє разом. Наприклад, VV Цефея може мати масу між 25—40 сонячними, або 100 сонячних, в залежності від того, яка характеристика зорі береться за основу.

Художнє зображення туманного диску довкола масивної зорі.

Масивні зорі досить рідкісні, і астрономи знаходять їх на величезних відстанях від Землі. Всі зазначені зорі розташовані за багато тисяч світлових років від Землі, що ускладнює вимірювання. Крім того, багато надмасивних зірок оточені хмарами газу, що з них витікає; цей газ заважає отримати точні результати вимірювання зоряної температури та яскравості та ускладнює оцінку хімічного складу зорі. При застосуванні деяких методів, різні оцінки хімічного складу призвели до різних оцінок маси зорі. Також, газові хмари ускладнюють визначення, чи це є одна надмасивна зоря чи зоряна система. Деякі із зір, зазначених у списку, можуть насправді складатися з двох або більше компонентів, кожен із яких є масивним, але не обов'язково надмасивним, або з однієї надмасивної зорі та одного чи декількох невеликих компаньйонів або й інші варіанти, що не може бути визначене без можливості «заглянути» у газово-пилову хмару.

Ймовірно, найточнішими серед перелічених є маси NGC 3603-A1, WR21a та WR20a, які були отримані за орбітальними вимірюваннями. Вони є частинами (різних) подвійних зоряних систем, і тому було можливо виміряти індивідуальні маси зірок, вивчаючи їх орбітальний рух та застосувавши закони Кеплера.

Перелік подає лише найостанніші оцінки мас та не включає попередніх оцінок.

Важливість зоряної еволюції

Деякі зорі могли бути важчими, ніж сьогодні. Деякі з них ймовірно втратили десятки сонячних мас матеріалу в процесі втрати газу або під час подій вибуху суб-наднової або псевдонаднової (англ. supernova impostor).

Також існували зорі, які могли б з'явитися у цьому списку, але вже не існують як зорі, оскільки сьогодні ми бачимо лише залишки (дивись напр, гіпернова зірка та залишок наднової). Маси зірок, які передували цим подіям, можуть бути оцінені з типу вибуху та кількості вивільненої енергії, однак в цьому переліку вони не наведені.

Список найбільш масивних зірок

Наведені відомі зорі з оціночною масою понад 25 сонячних, включно з зорями скупчення Арки, ОВ асоціацій Лебідь OB2 чи Pismis 24 та зоряного надскупчення R136. Наведені маси є їхніми поточними (еволюційними) масами, а не первинними (масами при формуванні). Перелік є неповним, хоча наведена більшість зір з оціненою масою вище 100 сонячних.

Ета Кіля в сузір'ї Кіля, один із найближчих кандидатів у майбутню гіпернову
Зоряний кластер R136
Назва/номер зорі Маса
сонячних, Сонце = 1)
R136a1 [1] 256
BAT99-98[2] 226
BAT99-116[3] 190
R136a2 [1] 179
VFTS 682 150
NGC 3603-B[1] 132
R136c ≥130
R136a3 [2] 130
HD 269810 130
WR 42e[4] 125—135[lower-alpha 1]
Арки-F9 111—131
NGC 3603-A1a 120
Ета Кіля A 120
R136b 118
HD 93250 118
R145[5] >116 + >48[lower-alpha 2]
Лебідь OB2-7 114
NGC 3603-C[1] 113
Мельник 42 113
Лебідь OB2-12 110
WR 25 110
Арки-F1 101—119
Арки-F6 101—119
WR 102ka(«Піонова зірка»)[6] 100
Надскупчення R136a Ще до 20 зірок масою бл. 100 сонячних
HD 93129 A 95
Арки-F7 86—102
NGC 3603-A1b 92
Пістолет 86—92
Арки-F15 80—97
WR21a[7] A = 87, B = 53
WR20a A = 83, B = 82
HD 38282 >90 + >80
Sk −71 51[8] 80
Лебідь OB2-8B 80
R139[9] A = 78, B = 66
WR 22[lower-alpha 3] 78
Pismis 24-17[10] 78
Арки-F12 70—82
Лебідь OB2-10 75
Арки-F18 67—82
Var 83 в M33 60—85
Лебідь OB2-8C 71
Арки-F4 66—76
R126 70
Компаньйон чорної діри
у зоряній системі M33 X-7[11]		 70
AG Кіля 70
BD+43° 3654 70
HD 5980 A + B A = 58—79, B = 51—67
Pismis 24-1 SW 66
LBV 1806-20 A + B A = 65, B = 65
Arches-F28 66—76
LH54-425 A + B A = 62, B = 37
Арки-F21 56—70
Арки-F10 55—69
HD 148937[12] 60
Арки-F14 54—65
WR 102ea[13] 58
Лебідь OB2-11 58
Арки-F3 52—63
CD Crucis A + B[14] A = 57, B = 48
Арки-B1 50—60
Зоря Пласкетта A = 54, B = 56
BD+40° 4210 54
HD 93129 B[15] 52
Лебідь OB2-4 52
Арки-F20 47—57
Арки-F16 46—56
WR102c[6] 45—55
Арки-F8 43—51
Sher 25 в NGC 3603 40—52
Арки-F2 42—49
S Золотої Риби 45
IRS-8*[16] 44,5
Лебідь OB2-8A 44 + 37
Лебідь OB2-1 44
α Жирафи 43
Pismis 24-2 43
χ2 Orionis 42,3
Лебідь OB2-6 42
ε Оріона 40[джерело?]
RW Цефея 40
θ1 Оріона C 40
ζ Корми 22,5—56,6
Компаньйон NGC 300 X-1[17] 38
Pismis 24-16 38
ζ1 Скорпіона 36
Pismis 24-13 35
Лебідь OB2-5 31 + 9
Компаньйон IC 10 X-1[18] 35
Арки-F5 31—36
Лебідь OB2-18 33
ζ Оріона 33
19 Цефея 30—35[джерело?]
ξ Персея 26—36
γ Вітрил A 30
P Лебедя 30
IRS 15[19] 26
6 Кассіопеї[20] 25
Pismis 24-3 25
Pismis 24-25 38
KY Лебедя 25[джерело?]
NGC 7538 S[21] 25
ρ Кассіопеї 14—30
Легенда
Зорі Вольфа—Райє
Зорі спектрального класу O
Зорі спектрального класу B
Яскраві блакитні змінні
Гіпергіганти
  1. Цей незвичайний вимір маси був здійснений з припущення, що зорю було викинуто з тристороннього зіткнення у NGC 3603, яке також припускає, що поточна зоря є результатом злиття двох початкових близько розташованих компонентів зоряної системи. Маса відповідає еволюційній масі зорі зі спостережуваними параметрами.
  2. Це мінімальні значення, оскільки розрахунки за орбітою ще непевні.
  3. Частина зоряної системи. Має другий компонент V429 Кіля B масою 21 сонячних.

Чорні діри

Чорні діри вважаються кінцевою точкою еволюції масивних зір. Технічно вони вже не є зорями, оскільки більше не виробляють тепло та світло за рахунок ядерної реакції в ядрі.

Типи чорних дір:

Межа розміру Еддінгтона

Існує границя маси зірки, оскільки зорі з більшою масою мають вищий рівень виробництва енергії в ядрі, а їхня яскравість зростає непропорційно масі. У достатньо масивної зорі тиск назовні променевої енергії ядерного синтезу у ядрі зорі перевищує її власне гравітаційне стискання. Це називається межа Еддінгтона. За цією межею зоря повинна розвалитися або принаймні скинути достатньо маси для зменшення швидкості внутрішнього виробництва енергії до повільнішого темпу. У теорії масивніша зоря не зможе втриматися як єдиний об'єкт через втрату ваги за рахунок витоку матерії від зорі. На практиці теоретична межа Еддінгтона повинна бути скоригована для дуже яскравих зірок — розраховується емпірична межа Хампфрі — Девідсона (англ. Humphreys Davidson Limit)[22].

Астрономи давно висували теорії, що трапиться, коли протозоря зростає понад 120 сонячних мас. І хоча межа може бути збільшена для дуже молодих зір III популяції (точна межа невідома), будь-які зорі з масою понад 150—200 сонячних чинять тиск на сучасну теорію зоряної еволюції. Вивчаючи скупчення Арки, яке є найщільнішим із відомих скупчень у нашій галактиці, астрономи визначили відсутність в ньому зір із масою понад 150 сонячних. Одна з теорій, яка пояснює рідкісні надмасивні зорі, що перевищують цей ліміт, наприклад у скупченні R136, це зіткнення та злиття двох масивних зірок у тісній зоряній системі.[23]

Див. також

Примітки
  1. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x}}.заповнити вручну
  2. DOI:10.1051/0004-6361/201322696
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1051/0004-6361/201322696}}.заповнити вручну
  3. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x}}.заповнити вручну
  4. Gvaramadze; Kniazev; Chene; Schnurr (2012). «Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter». arXiv:1211.5926v1 [astro-ph.SR].
  5. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.14437.x
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1111/j.1365-2966.2009.14437.x}}.заповнити вручну
  6. DOI:10.1051/0004-6361:200809568
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1051/0004-6361:200809568}}.заповнити вручну
  7. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13684.x
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1111/j.1365-2966.2008.13684.x}}.заповнити вручну
  8. DOI:10.1051/0004-6361:20042543
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1051/0004-6361:20042543}}.заповнити вручну
  9. DOI:10.1051/0004-6361/201116785
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1051/0004-6361/201116785}}.заповнити вручну
  10. DOI:10.1051/0004-6361/201015914
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1051/0004-6361/201015914}}.заповнити вручну
  11. DOI:10.1038/nature06218
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1038/nature06218}}.заповнити вручну
  12. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.19897.x
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1111/j.1365-2966.2011.19897.x}}.заповнити вручну
  13. Adriane Liermann et all (2011). High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster. Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege 80: 160-164.
  14. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15999.x
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1111/j.1365-2966.2009.15999.x}}.заповнити вручну
  15. DOI:10.1051/0004-6361/200912610
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1051/0004-6361/200912610}}.заповнити вручну
  16. DOI:10.1086/507764
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1086/507764}}.заповнити вручну
  17. Paul A Crowther; Carpano; Hadfield; Pollock (2007). On the optical counterpart of NGC300 X-1 and the global Wolf-Rayet content of NGC300. Astronomy and Astrophysics 469 (31): L31. Bibcode:2007A&A...469L..31C. arXiv:0705.1544. doi:10.1051/0004-6361:20077677.
  18. DOI:10.1088/0004-637X/730/2/140
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1088/0004-637X/730/2/140}}.заповнити вручну
  19. DOI:10.1086/505862
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1086/505862}}.заповнити вручну
  20. Achmad, L.; Lamers, H. J. G. L. M.; Pasquini, L. (1997). Radiation driven wind models for A, F and G supergiants. Astronomy and Astrophysics 320: 196. Bibcode:1997A&A...320..196A.
  21. DOI:10.1051/0004-6361/201423420
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1051/0004-6361/201423420}}.заповнити вручну
  22. DOI:10.1086/306048
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1086/306048}}.заповнити вручну
  23. DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x
    Нема шаблону {{Cite doi/10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x}}.заповнити вручну

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.