Войти
Это список самых массивных звезд до сих пор обнаружено в солнечных массах (M☉ ).
Большинство перечисленных ниже масс оспариваются и, являясь предметом текущих исследований, остаются в поле зрения и подлежат постоянному пересмотру их масс и других характеристик. Действительно, многие из масс, перечисленных в таблице ниже, получены теоретически с использованием сложных измерений температуры звезд ’, температуры и абсолютной яркости. Все перечисленные ниже массы являются неопределенными: как теория, так и измерения выходят за рамки современных знаний и технологий. Либо измерение, либо теория, либо и то, и другое могут быть неверными. Например, VV Cephei может быть между 25–40 M☉ или 100 M☉, в зависимости от того, какое свойство звезды исследуется.
Впечатление художника от диска затемняющего материала вокруг массивной звезды. Массивные звезды - редкость; астрономы должны смотреть очень далеко от Земли, чтобы найти его. Все перечисленные звезды находятся на расстоянии многих тысяч световых лет, и одно это затрудняет измерения.
Помимо того, что многие звезды такой огромной массы находятся далеко, они окружены облаками истекающего газа, создаваемыми чрезвычайно мощными звездными ветрами ; окружающий газ мешает и без того труднодоступным измерениям температуры и яркости звезд и значительно усложняет оценку внутреннего химического состава и структуры. Это препятствие приводит к затруднениям при расчете параметров.
Эта Киля - это яркое пятно, скрытое в двудольчатом облаке пыли. Это самая массивная звезда, имеющая обозначение Байера . Только за последние несколько десятилетий было обнаружено, что это (по крайней мере) две звезды. И затемняющие облака, и большие расстояния затрудняют оценку того, является ли звезда всего лишь одним сверхмассивным объектом или, вместо этого, множественная звездная система. Ряд «звезд», перечисленных ниже, на самом деле могут быть двумя или более спутниками, вращающимися слишком близко по орбите, чтобы их можно было различить с помощью наших телескопов, каждая звезда сама по себе массивна, но не обязательно «сверхмассивная», чтобы находиться в этом списке или быть в верхней части его.. Возможны и другие комбинации - например, сверхмассивная звезда с одним или несколькими меньшими спутниками или более чем одной гигантской звездой - но, не имея возможности заглянуть внутрь окружающего облака, трудно понять суть дела. В более глобальном плане статистика звездного населения, похоже, указывает на то, что верхний предел массы находится в диапазоне масс Солнца 100–200.
Затменные двойные звезды - единственные звезды, массы которых равны оценивается с некоторой уверенностью. Однако обратите внимание, что почти все массы, перечисленные в таблице ниже, были получены косвенными методами; только некоторые массы в таблице были определены с помощью затменных систем.
WR 25 - двойная звезда, орбита которой вокруг скрытого спутника ограничивала ее массу. Среди наиболее надежных перечисленных масс - массы затменных двойных звезд NGC 3603-A1, WR 21a и WR 20a. Массы для всех трех были получены из орбитальных измерений. Это включает измерение их лучевых скоростей, а также их кривых блеска. Лучевые скорости дают только минимальные значения для масс в зависимости от наклона, но кривые блеска затменных двойных звезд предоставляют недостающую информацию: наклон орбиты к нашему лучу зрения.
Некоторые звезды, возможно, когда-то были тяжелее, чем сегодня. Вполне вероятно, что многие из них понесли значительную потерю массы, возможно, несколько десятков солнечных масс, изгнанных процессом сверхветра, когда высокоскоростные ветры приводятся в движение горячей фотосферой в межзвездное пространство. Этот процесс аналогичен сверхветрам, генерируемым звездами асимптотической ветви гигантов (AGB) в форме красных гигантов или планетарных туманностей. В результате этого процесса образуется увеличенная протяженная оболочка вокруг звезды, которая взаимодействует с ближайшей межзвездной средой и наполняет эту область элементами более тяжелыми, чем водород или гелий.
Есть также - или, скорее, были - звезды, которые могли появиться в списке, но больше не существуют как звезды, или являются самозванцами сверхновых ; сегодня мы видим только обломки. Массы звезд-предшественников, питавших эти катаклизмы, можно оценить по типу взрыва и выделенной энергии, но эти массы здесь не перечислены (см. § Черные дыры ниже).
Существуют два связанных теоретических ограничения того, насколько массивной может быть звезда: предел аккреции и предел массы Эддингтона. Предел аккреции связан со звездообразованием: после аккреции примерно 120 M☉ в протозвезду объединенная масса должна была стать достаточно горячей, чтобы ее тепло могло отогнать любое поступающее вещество. По сути, протозвезда достигает точки, в которой она испаряет материал так же быстро, как собирает новый материал. Предел Эддингтона основан на световом давлении от ядра уже сформировавшейся звезды: по мере увеличения массы свыше ~ 150 M☉интенсивность света, излучаемого ядром звезды населения I, станет достаточной для световое давление толкает наружу, чтобы превысить гравитационную силу, притягивающую внутрь, и поверхностный материал звезды будет свободно улетать в космос.
Астрономы давно выдвинули гипотезу, что по мере роста протозвезды до размера, превышающего 120 M☉, должно произойти что-то радикальное. Хотя предел может быть расширен для очень ранних звезд населения III, и хотя точное значение неизвестно, если какие-либо звезды все еще существуют выше 150–200 M☉, они бросили бы вызов нынешним теориям звездной эволюции..
Изучая Arches Cluster, которое в настоящее время является самым плотным из известных звездных скоплений в нашей галактике, астрономы подтвердили, что звезды в этом скоплении не встречаются больше, чем примерно 150 M☉.
Скопление R136 представляет собой необычно плотное скопление молодых горячих голубых звезд. Редкие сверхмассивные звезды, превышающие этот предел, например, в звездном скоплении R136, могут можно объяснить следующим предложением: некоторые из пар массивных звезд на близкой орбите в молодых нестабильных системах с множеством звезд должны время от времени сталкиваться и сливаться при определенных необычных обстоятельствах, которые создают возможно столкновение.
Предел массы звезды возникает из-за светового давления: Для су У достаточно массивной звезды внешнее давление лучистой энергии, генерируемой ядерным синтезом в ядре звезды, превышает внутреннее притяжение ее собственной гравитации. Наименьшей массой, для которой активен этот эффект, является предел Эддингтона.
Звезды большей массы имеют более высокую скорость генерации энергии в ядре, а светимость более тяжелых звезд увеличивается непропорционально увеличению их массы. Предел Эддингтона - это точка, за которой звезда должна раздвинуться или, по крайней мере, потерять достаточно массы, чтобы снизить выработку внутренней энергии до более низкого, поддерживаемого уровня. Фактическая предельная масса зависит от того, насколько непрозрачен газ в звезде, а богатые металлами звезды населения I имеют более низкие пределы массы, чем звезды с низким содержанием металлов населения II, с гипотетические безметалловые звезды населения III, имеющие максимально допустимую массу, где-то около 300 M☉.
Теоретически более массивная звезда не могла удержаться вместе из-за потери массы в результате оттока звездного материала. На практике теоретический предел Эддингтона должен быть изменен для звезд с высокой светимостью, и вместо него используется эмпирический предел Хамфриса – Дэвидсона.
Следующие два списка показывают несколько известных звезд с оценочной массой 25 M☉ или более, включая звезды из скопления Arches, Cygnus OB2, Pismis 24 и кластер R136.
В первом списке указаны звезды, размер которых оценивается в 80 M☉или больше. Показано большинство звезд, которые считаются более чем 100 M☉, но список неполный.
Во втором списке приведены примеры звезд 25–79 M☉, но это далеко не полный список. Обратите внимание, что все звезды типа O имеют массы больше 15 M☉, и в каталогах таких звезд (GOSS, Reed) перечислены сотни случаев.
В каждый список включен метод, используемый для определения массы, чтобы дать представление о неопределенности: двойные звезды определяются более надежно, чем косвенные методы, такие как преобразование из светимости, экстраполяция из моделей звездной атмосферы,.... Приведенные ниже массы представляют собой текущую (эволюционировавшую) массу звезд, а не их начальную (образовательную) массу.
| Звезда Вольфа – Райе |
| Светящаяся синяя переменная звезда |
| Звезда O-класса |
| Звезда B-класса |
| Гипергигант |
| Название звезды | Масса. (M☉, Солнце = 1) | Расстояние от Земли (ly) | Метод, использованный для оценки массы | См. |
|---|---|---|---|---|
| R136c | 230 | 163,000 | Эволюционная модель | |
| BAT99-98 | 226 | 165,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| R136a1 | 215 | 163,000 | Эволюционная модель | |
| R136a2 | 187 | 163,000 | Эволюционная модель | |
| Мельник 42 | 189 | 163,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| R136a3 | 154 | 163,000 | Эволюционная модель | |
| HD 15558 A | >152 ± 51 | 24400 | Двоичный | |
| VFTS 682 | 150 | 164000 | Модель светимости / атмосферы | |
| R136a6 | 121 | 157,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| Мелник 34 A | 147 | 163,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| LH 10-3209 A | 140 | 160,000 | в туманности Бин (N11B) галактики Большое Магеленово Облако | |
| Мелник 34 B | 136 | 163,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| NGC 3603-B | 132 ± 13 | 24,700 | Светимость / атмосфера re model | |
| HD 269810 | 130 | 163,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| 130 | ? | |||
| WR 42e | 130 ± 5 | 25,000 | Выброс в тройной системе | |
| R136a4 | 167 | 157,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| Арки -F9 | 121 ± 10 | 25000 | Модель светимости / атмосферы | |
| NGC 3603-A1a | 120 | 24,700 | Затменная двоичная система | |
| LSS 4067 | 120 | 9,500–12,700 | Эволюционная модель | |
| NGC 3603 -C | 113 ± 10 | 22,500 | Модель светимости / атмосферы | |
| Cygnus OB2-12 | 110 | 5,220 | Модель светимости / атмосферы | |
| WR 25 | 110 | 10,500 | Двоичный? | |
| HD 93129 A | 110 | 7,500 | Модель светимости / атмосферы | |
| WR21a A | 103,6 | 26,100 | Двоичный | |
| BAT99-33 (R99) | 103 | 16,400 | Модель светимости / атмосферы | |
| Arches -F1 | 110 ± 9 | 25000 | Модель светимости / атмосферы | |
| Арки -F6 | 106 ± 5 | 25000 | Модель светимости / атмосферы | |
| R136a5 | 171 | 157,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| η Киля A | 100 | 7,500 | Светимость / двоичная | Самая массивная звезда, имеющая обозначение Байера |
| Peony Star (WR 102ka ) | 100 | 26,000 | Яркость / модель атмосферы? | |
| Cygnus OB2 # 516 | 100 | 4,700 | Светимость? | |
| 99 | ? | |||
| R136a8 | 96 | 157,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| Арки -F7 | 96 ± 6 | 25000 | Модель светимости / атмосферы | |
| 95 | ? | |||
| 94 | ? | |||
| 94 | ? | |||
| R136b | 117 | 163,000 | Модель светимости / атмосферы | |
| NGC 3603-A1b | 92 | 24,800 | Затменная двоичная система | |
| 91 | ? | |||
| HD 38282 B | >90 | Светимость | ||
| Cygnus OB2 # 771 | 90 | 4,700 | Модель светимости / атмосферы? | |
| 87 | Эволюционная модель | |||
| HD 93250 | 86,83 | Модель светимости / атмосферы | ||
| Арки -F15 | 88,5 ± 8,5 | Модель светимости / атмосферы | ||
| LH 10-3061 | 85 | 160,000 | в туманности Бин (N11B) галактики Большое Магелленовое Облако | |
| BI 253 | 84 | |||
| WR20a A | 82,7 ± 5,5 | Затменная двоичная система | ||
| 82 | ? | |||
| WR20a B | 81,9 ± 5,5 | Затменная двоичная система | ||
| 81 | ? | |||
| HD 38282 A | >80 | Светимость | ||
| 80 | Светимость | |||
| Cygnus OB2 -8B | 80 | Светимость? | ||
| WR 148 | 80 | ? | ||
| HD 97950 | 80 | ? |
Несколько примеров с массой меньше 80 M☉.
Черные дыры - это конечная точка эволюции массивных звезд. Технически они не звезды, так как они больше не генерируют тепло и свет посредством ядерного синтеза в своих ядрах.
Звездный портал 