Википедија

Списак најмасивнијих познатих звезда

списак на Викимедији
Не поистовећивати са Списак највећих познатих звезда.

Ово је списак најмасивнијих Звезда до сада откривених у Сунчевим масама (М☉).

Звездано јато Р136, систем звезда који садржи неке од најмасовнијих звезда икада посматраних.

На шта се треба обазрети уреди

Већина доле наведених маса је оспорива и, као предмет тренутних истраживања су подложне проверама и исправкама.

Доле наведене масе су теоријски закључене, користећи компликована мерења температура звезда и њихове абсолутне сјајности. Све наведене масе су несигурне: и мерења и теорија се налазе на самим границама тренутног људског знања и технологије. Било мерења, било теорија, или обоје, би се могли показати нетачни. Нпр, ВВ Цепхеи би могла бити између 25-40М☉, или 100М☉, зависно од тога које својство звезде се мери.

 
Уметничка интерпретација диска прашине која заклања гигантску звезду.

Масивне звезде су ретке; астрономи морају да трагају јако далеко од Земље да би их пронашли. Све наведене звезде се налазе неколико хиљада светлосних година далеко, и ако ништа друго, сама та чињеница је довољна да учини мерања јако компликованим. Додатно, многе од тих маивних звезда се налазе у облацима одлазног гаса; тај гас онда омета већ доста тешка мерења температуре и сјајности и знатно отежава оцењивање унутарњег хемијског састава звезда. Код неких метода, различите оцене хемијског састава, резултирају у различитим проценама масе. Додатно, гасни облаци чине јако тешком оцену да ли су звезде јединствени супер масивни објекти или, системи од више звезда. Број наведених звезда се може испоставити да је заправо систем од две или више звезда у уској орбити, где свака звезда понаособ може бити масивна, али не и супер масивна. Могуће су и друге комбинације - нпр, супермасивне звезде с једним или више мањих компањона или више од једне гигантске звезде. Како није могуће завирити унутар облака који их окружује, тешко је сазнати праву истину.

Међу најпрецизнијим масама су оне за НГЦ 3603-А1, WР21а и WР20а, добијене из орбиталних мерења. Ова тела су делови различитих бинарних звезда и у свим случајевима је могуће мерење индивидуалних маса обе звезде проучавањем њихових орбиталних кретања, помоћу Кеплеровог закона о планетарном кретању. Ово укључује мерење њихових радијалних брзина као и светлосног закривљења док заклањају своје парове. Израчунавање масе оваквих система тражи релативно мало информација о орбиралним параметрима, а један од кључних података, који није увек тачно познат, је инклинација (нагиб). Без овог податка, могуће је израчунати само најмању од могуће масе, отуда је неколико бинарних звезда наведено са масам већим од дате вредности. За бинарне звезде које се међусобно заклањају, инклинацију је могуће одредити тачније. Списак наводи само 'закључене' масе звезда у складу са скорашњим најпрецизнијим проценама.

Значај звездане еволуције уреди

Главни чланак: Звездана еволуција

Неке звезде су у прошлости биле теже него што су данас. Врло је вероватно да су неке од њих изгубиле дестетине соларних маса материјала у процесу испуштања гаса, или у суб-супернова и Лажна супернова еxплозијама.

Такође постоје - или су постојале - звезде које би се раније налазиле на листи, али данас више не постоје као звезде. Ми данас видимо само остатке (нпр хипернова или Остатаци супернове). Масе прекурсора ових катаклизми се могу закључити на основу типа еxплозије и ослобођене енергије, али такве масе нису овде наведене.

Списак најмасивнијих звезда уреди

Познате звезде с масама од бар 25М☉. Наведене масе су њихове тренутне еволуционарне масе, а не њихове почетне масе, у моменту настанка. Овај списак ни у ком случају није комплетан, иако је приказана већина звезда за које се верује да им је маса бар 100 М☉.

 
Ета Царинае
Име звезде Маса
(М☉, Сунце = 1)
Р136а1 [1] 265
Р136а2 [1] 195
ВФТС 682 150
Р136а3 [1] 135
НГЦ 3603-Б[1] 132
Р136ц [1] >130
ХД 269810 130
WР42е[2] 125-135[а]
Арцхес-Ф9 111–131
η Царинае А 120
НГЦ 3603-А1 116 + 89
Арцхес-Ф1 101–119
Арцхес-Ф6 111–131
Р145[3] >116 + >48[б]
ХД 93250 118
НГЦ 3603-C[1] 113
Мелницк 42 113
Цyгнус ОБ2-12 110
Пеонy Стар[4] 100
Арцхес-Ф7 86–102
Цлустер Р136а Абоут 20 море старс ароунд 100
ХД 93129 А 95
WР21а[5] А=87, Б=53
Тхе Пистол Стар 86-92
WР20а А=83, Б=82
Арцхес-Ф15 80–97
Ск -71 51[6] 80
Р139[7] А=78, Б=66
В429 Царинае А + Б А=78, Б=21
Писмис 24-17[8] 78
Р126 70
Цомпанион то М33 X-7[9] 70
Писмис 24-1СW 66
ЛБВ 1806-20 А + Б А=65, Б=65
ЛY Ауригае 64
Вар 83 ин М33 60–85
ХД 148937[10] 60
ХД 5980 А + Б А=58-79, Б=51-67
CD Цруцис А + Б[11] А=57, Б=48
Пласкетт'с стар А=54, Б=56
ХД 93129Б[12] 52
АГ Царинае 50
ЛХ54-425 А + Б[13] А=47, Б=28
WР102ц[4] 45–55
С Дорадус 45
ИРС-8*[14] 44.5
Схер 25 ин НГЦ 3603 40–52
DL Цруцис 40–50
α Цамелопардалис 43
χ2 Орионис 42.3
ε Орионис 40
ρ Цассиопеиае 40
РW Цепхеи 40
θ1 Орионис C 40
В382 Царинае 39
Цомпанион то НГЦ 300 X-1[15] 38
ζ1 Сцорпии 36
Цомпанион то ИЦ 10 X-1[16] 35
ν Аqуилае 30–45
19 Цепхеи 30–35
γ Велорум А 30
П Цyгни 30
Р 66 30
η Цанис Мајорис 30
ζ Орионис 28
ИРС 15[17] 26
ВВ Цепхеи 25–40
ξ Персеи 26–36
6 Цассиопеиае[18] 25
ЕЗ Цанис Мајорис 25
КY Цyгни 25
μ Цепхеи 25
В509 Цассиопеиае 25
НГЦ 7538 С[19] 25
С Моноцеротис А 18–30
ζ Пуппис 22.5
  1. ^ Овај необичан резултат мерења је добијен под претпоставком да је звезда избијена у сусрету три тела у НГЦ 3603. Ова претпоставка такође значи да је тренутна звезда настала као резултат стапања две првобитне, блиске, бинарне компоненте. Маса је у складу са еволуционом масом звезде у посматраним параметрима.
  2. ^ Ово су најмање вредности при још увек непознатим орбиталним кретањем.

Црне Рупе уреди

Главни чланак: Црна рупа

Црна рупа је крајња тачка у еволуцији масивних звезда. Практично, оне више нису звезде, пошто више не генеришу топлоту и светлост путем нуклеарне фузије у њиховом језгру.

Гранична величина по Едингтону уреди

Гранична маса се јавља отуда што код звезда већих од ове границе, њихово језгро ради јаче и брже на генерисању енергије, па такве звезде сијају много јаче него што би се очекивало на основу њихове масе. За довољно велику звезду, спољни притисак израчене енергије која је генерисана нуклеарном фузијом у језгру, превазилази унутрашњу силу гравитације. Ово се назива Едингтонов лимит. Преко овог лимита, звезда ће разнети саму себе, или ће бар изгубити довољно масе да смањи настајање енергије у својој унутрашњости на ниво који може да издржи. Теоријски, звезда већа од овог лимита не би могла да остане у једном комаду услед губитка масе кроз просипање звезданог материјала. У пракси, Едингтонов лимит се мора модификовати за високо сјајне звезде, те је изведен емпиријски Хамфриз Дејвидсон Лимит.[20]

Астрономи су дуго теоретисали да како протозвезда расте до око 120 М☉, дешава се нешто радикално. Истина, лимит је донекле растегљив за врело ране звезде Популације III, и његова тачна вредност није прецизна, ако би нека звезда имала 150-200М☉, она би озбиљно уздрмала тренутне теорије о звезданој еволуцији. Проучавањем Аркс кластера, који је најгушћи познати кластер звезда у Млечном путу, астрономи су потврдили да звезде у њему не иду преко 150 М☉. Једна теорија која објашњава супремасивне звезде које превазилазе лимит, као нпр Р136 звездани кластер, је да су настале сударањем и спајањем две масивне звезде у уском бинарном систему.[21]

Види још уреди

Референце уреди

  1. ^ а б в г д ђ Цроwтхер, Паул А.; Сцхнурр, Оливиер; Хирсцхи, Рапхаел; Yусоф, Норхаслиза; Паркер, Рицхард Ј.; Гоодwин, Симон П.; Кассим, Хасан Абу (2010). „Тхе Р136 стар цлустер хостс северал старс wхосе индивидуал массес греатлy еxцеед тхе аццептед 150 М⊙ стеллар масс лимит”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 408 (2): 731—751. С2ЦИД 53001712. дои:10.1111/ј.1365-2966.2010.17167.x. 
  2. ^ Гварамадзе; Книазев; Цхене; Сцхнурр (2012). „Тwо массиве старс поссиблy ејецтед фром НГЦ 3603 виа а тхрее-бодy енцоунтер”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy: Леттерс. 430: Л20—Л24. арXив:1211.5926в1  . дои:10.1093/мнрасл/слс041. 
  3. ^ Сцхнурр, О.; Моффат, А. Ф. Ј.; Виллар-Сбаффи, А.; Ст-Лоуис, Н.; Моррелл, Н. I. (2009). „А фирст орбитал солутион фор тхе верy массиве 30 Дор маин-сеqуенце WН6х+О бинарy Р145”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 395 (2): 823—836. Бибцоде:2009МНРАС.395..823С. С2ЦИД 15710524. арXив:0901.0698  . дои:10.1111/ј.1365-2966.2009.14437.x. 
  4. ^ а б Барниске, А.; Оскинова, L. M.; Хаманн, W.-Р. (2008). „Тwо еxтремелy луминоус WН старс ин тхе Галацтиц центер wитх цирцумстеллар емиссион фром дуст анд гас”. Астрономy & Астропхyсицс. 486 (3): 971—984. Бибцоде:2008А&А...486..971Б. С2ЦИД 8074261. арXив:0807.2476  . дои:10.1051/0004-6361:200809568. 
  5. ^ Ниемела, V. С.; Гамен, Р. C.; Барбá, Р. Х.; Фернáндез Лајúс, Е.; Бенаглиа, П.; Соливелла, Г. Р.; Реиг, П.; Цое, M. Ј. (2008). „Тхе верy массиве X-раy бригхт бинарy сyстем Wацк 2134 (= WР 21а)★”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 389 (3): 1447—1452. Бибцоде:2008МНРАС.389.1447Н. С2ЦИД 119273597. арXив:0807.0728  . дои:10.1111/ј.1365-2966.2008.13684.x. 
  6. ^ Меyнадиер, Ф.; Хеyдари-Малаyери, M.; Wалборн, Н. Р. (2005). „Тхе ЛМЦ Х II регион Н 214Ц анд итс пецулиар небулар блоб”. Астрономy & Астропхyсицс. 436 (1): 117—126. Бибцоде:2005А&А...436..117М. С2ЦИД 5584684. арXив:астро-пх/0511439  . дои:10.1051/0004-6361:20042543. 
  7. ^ Таyлор, W. D.; Еванс, C. Ј.; Сана, Х.; Wалборн, Н. Р.; Де Минк, С. Е.; Строуд, V. Е.; Алварез-Цандал, А.; Барбá, Р. Х.; Бестенлехнер, Ј. M.; Бонанос, А. З.; Бротт, I.; Цроwтхер, П. А.; Де Котер, А.; Фриедрицх, К.; Грäфенер, Г.; Хéнаулт-Брунет, V.; Херреро, А.; Капер, L.; Лангер, Н.; Леннон, D. Ј.; Маíз Апеллáниз, Ј.; Маркова, Н.; Моррелл, Н.; Монацо, L.; Винк, Ј. С. (2011). „Тхе ВЛТ-ФЛАМЕС Тарантула Сурвеy”. Астрономy & Астропхyсицс. 530: Л10. С2ЦИД 119214376. дои:10.1051/0004-6361/201116785. 
  8. ^ Фанг, M.; Ван Боекел, Р.; Кинг, Р. Р.; Хеннинг, Тх.; Боуwман, Ј.; Дои, Y.; Окамото, Y. К.; Роццатаглиата, V.; Сицилиа-Агуилар, А. (2012). „Стар форматион анд диск пропертиес ин Писмис 24”. Астрономy & Астропхyсицс. 539: А119. Бибцоде:2012А&А...539А.119Ф. С2ЦИД 73612793. арXив:1201.0833  . дои:10.1051/0004-6361/201015914. 
  9. ^ Оросз, Јероме А.; МцЦлинтоцк, Јеффреy Е.; Нараyан, Рамесх; Баилyн, Цхарлес D.; Хартман, Јоел D.; Мацри, Луцас; Лиу, Јиефенг; Пиетсцх, Wолфганг; Ремиллард, Роналд А.; Схпорер, Ави; Мазех, Тсеви (2007). „А 15.65-солар-масс блацк холе ин ан ецлипсинг бинарy ин тхе неарбy спирал галаxy M 33”. Натуре. 449 (7164): 872—875. Бибцоде:2007Натур.449..872О. ПМИД 17943124. С2ЦИД 4311574. арXив:0710.3165  . дои:10.1038/натуре06218. 
  10. ^ Wаде, Г. А.; Грунхут, Ј.; Грäфенер, Г.; Хоwартх, I. D.; Мартинс, Ф.; Петит, V.; Винк, Ј. С.; Багнуло, С.; Фолсом, C. П.; Назé, Y.; Wалборн, Н. Р.; Тоwнсенд, Р. Х. D.; Еванс, C. Ј.; тхе МиМеС Цоллаборатион (2012). „Тхе спецтрал вариабилитy анд магнетиц фиелд цхарацтеристицс оф тхе Оф?п стар ХД 148937★”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 419 (3): 2459—2471. Бибцоде:2012МНРАС.419.2459W. С2ЦИД 53545783. арXив:1108.4847  . дои:10.1111/ј.1365-2966.2011.19897.x. 
  11. ^ Бхатт, Химали; Пандеy, Ј. C.; Кумар, Бријесх; Сингх, К. П.; Сагар, Рам (2010). „X-раy емиссион цхарацтеристицс оф тwо Wолф-Раyет бинариес: В444 Цyг анд CD Цру”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 402 (3): 1767—1779. Бибцоде:2010МНРАС.402.1767Б. С2ЦИД 118455386. арXив:0911.1489  . дои:10.1111/ј.1365-2966.2009.15999.x. 
  12. ^ Винк, Јорицк С.; Давиес, Б.; Харриес, Т. Ј.; Оудмаијер, Р. D.; Wалборн, Н. Р. (2009). „Он тхе пресенце анд абсенце оф дискс ароунд О-тyпе старс”. Астрономy & Астропхyсицс. 505 (2): 743—753. Бибцоде:2009А&А...505..743В. С2ЦИД 16636438. арXив:0909.0888  . дои:10.1051/0004-6361/200912610. 
  13. ^ Wиллиамс, С. Ј.; Гиес, D. Р.; Хенрy, Т. Ј.; Оросз, Ј. А.; МцСwаин, M. V.; Хиллwиг, Т. C.; Пеннy, L. Р.; Соннеборн, Г.; Ипинг, Р.; Ван Дер Хуцхт, К. А.; Капер, L. (2008). „Дyнамицал Массес фор тхе Ларге Магелланиц Цлоуд Массиве Бинарy Сyстем [Л72] ЛХ 54‐425”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 682 (1): 492—498. Бибцоде:2008АпЈ...682..492W. С2ЦИД 118867799. арXив:0802.4232  . дои:10.1086/589687. 
  14. ^ Гебалле, Т. Р.; Најарро, Ф.; Ригаут, Ф.; Роy, Ј.‐Р. (2006). „ТхеК‐Банд Спецтрум оф тхе Хот Стар ин ИРС 8: Ан Оутсидер ин тхе Галацтиц Центер?”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 652 (1): 370—375. Бибцоде:2006АпЈ...652..370Г. С2ЦИД 9998286. арXив:астро-пх/0607550  . дои:10.1086/507764. 
  15. ^ Паул А Цроwтхер; Царпано; Хадфиелд; Поллоцк (2007). „Он тхе оптицал цоунтерпарт оф НГЦ300 X-1 анд тхе глобал Wолф-Раyет цонтент оф НГЦ300”. Астрономy анд Астропхyсицс. 469 (31): Л31. Бибцоде:2007А&А...469Л..31Ц. С2ЦИД 17292380. арXив:0705.1544  . дои:10.1051/0004-6361:20077677. 
  16. ^ Булик, Томасз; Белцзyнски, Крзyсзтоф; Престwицх, Андреа (2011). „Иц10 X-1/Нгц300 X-1: Тхе Верy Иммедиате Прогениторс оф Бх-Бх Бинариес”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 730 (2): 140. Бибцоде:2011АпЈ...730..140Б. С2ЦИД 119298941. арXив:0803.3516  . дои:10.1088/0004-637X/730/2/140. 
  17. ^ Цхини, Р.; Хоффмеистер, V. Х.; Ниелбоцк, M.; Сцхеyда, C. M.; Стеинацкер, Ј.; Сиебенморген, Р.; Нüрнбергер, D. (2006). „А Ремнант Диск ароунд а Yоунг Массиве Стар”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 645 (1): Л61—Л64. Бибцоде:2006АпЈ...645Л..61Ц. С2ЦИД 121293560. дои:10.1086/505862. 
  18. ^ Ацхмад, L.; Ламерс, Х. Ј. Г. L. M.; Пасqуини, L. (1997). „Радиатион дривен wинд моделс фор А, Ф анд Г супергиантс”. Астрономy анд Астропхyсицс. 320: 196. Бибцоде:1997А&А...320..196А. 
  19. ^ Мосцаделли, L.; Годди, C. (2014). „А мултипле сyстем оф хигх-масс YСОс сурроундед бy дискс ин НГЦ 7538 ИРС1”. Астрономy & Астропхyсицс. 566: А150. дои:10.1051/0004-6361/201423420. 
  20. ^ Улмер, Андреw; Фитзпатрицк, Едwард L. (1998). „Ревиситинг тхе Модифиед Еддингтон Лимит фор Массиве Старс”. Тхе Астропхyсицал Јоурнал. 504 (1): 200—206. Бибцоде:1998АпЈ...504..200У. С2ЦИД 14916494. арXив:астро-пх/9708264  . дои:10.1086/306048. 
  21. ^ Банерјее, Самбаран; Кроупа, Павел; Ох, Сеунгкyунг (2012). „Тхе емергенце оф супер-цаноницал старс ин Р136-тyпе старбурст цлустерс”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 426 (2): 1416—1426. Бибцоде:2012МНРАС.426.1416Б. С2ЦИД 119202197. арXив:1208.0826  . дои:10.1111/ј.1365-2966.2012.21672.x. 
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Spisak_najmasivnijih_poznatih_zvezda&oldid=26785945”