Список наиболее массивных звёзд

В списке приведены самые массивные звёзды, известные на сей день. Список упорядочен в порядке убывания массы звезды. За единицу измерения взята масса Солнца.

Неопределённости и оговоркиПравить

 
Представление художника о диске материи вокруг массивной звезды

Наиболее массивные звёзды, перечисленные ниже, являются предметом текущих исследований, их характеристики постоянно пересматриваются.

Массы, указанные в таблице ниже, выводятся из теорий, использующих сложные методики измерений температуры и абсолютной звёздной величины звезды. Все указанные массы имеют значительные неопределённости, так как измерения и/или теоретические модели могут быть неверными. Примером является VV Цефея, которая, в зависимости от методики исследования звезды, может иметь массу как от 25 до 40, так и до 100 солнечных масс.

Массивные звёзды редки, все ниже перечисленные звёзды находятся на расстояниях в многие тысячи световых лет от Земли, и это само по себе делает измерения трудными. Также большинство звёзд с такими экстремальными массами окружено облаками выбрасываемого газа, которые скрывают поверхность звезды — это создает трудности в измерениях температуры и яркости звёзд, а также существенно усложняет процесс определения их внутреннего химического состава. Для некоторых методов различные химические составы приводят к разным оценкам массы звезды.

Кроме того, облака газа создают неясность в вопросе о том, наблюдается ли только одна сверхмассивная звезда, или же компактная кратная система. Во втором случае каждая звезда велика сама по себе, но не обязательно сверхмассивна. Кроме того, возможны системы из нескольких звёзд, где одна сверхмассивная звезда имеет гораздо меньший по массе спутник или систему таковых.

Наиболее надёжно массы определены у NGC 3603-A1 и WR 20a. Последние являются членами двойных систем, и это позволяет точно рассчитать массы звёзд с помощью законов Кеплера посредством определения взаимных орбитальных движений каждого компонента через измерение их лучевых скоростей и кривых блеска, так как обе звезды являются затменными переменными.

Звёздная эволюцияПравить

Некоторые звёзды, возможно, изначально обладали большей массой, нежели сейчас; потери объясняются рассеиванием потоков газа за счёт звёздного ветра, а также вспышками новых и псевдосверхновых — взрывными событиями, в результате которых звёзды теряют много десятков солнечных масс материи.

Кроме того, существует целый ряд остатков сверхновых и гиперновых, по наблюдениям за которыми может быть определена энергия взрыва и масса прародителей вспышек. Эти звёзды давно взорвались, но если бы они до сих пор существовали, то легко могли бы войти в представленный ниже список.

Наиболее массивные звёзды обладают самым коротким сроком жизни на главной последовательности, таким образом они являются основными кандидатами в будущие сверхновые второго типа (или сверхновые типа Ib/Ic — для звёзд типа Вольфа — Райе).

Список наиболее массивных звёздПравить

Известные звёзды с массой 25 или более масс Солнца. Указанные массы — это наблюдаемые, а не изначальные во время образования звёзд.

 
Эта Киля
 
VY Большого Пса
№ Название звезды Солнечных масс
(Солнце = 1)
1 R136a1[1][2] 315
2 Эта Киля А[3][4][5] 150—250
3 R136a2 195
4 R136c 175
5 HD 269810 150
6 VFTS 682 150
7 WR 102ka (Peony Nebula Star) 150
8 R136a3 135
9 NGC 3603-B 132
10 WR 42e 125-135
11 Скопление Арки-F9 111—131
12 HD 93129 A[6][7] 120—127
13 NGC 3603-A1a 120
14 HD 93250 118
15 NGC 3603-C 113
16 Скопление Арки-F6[8][9][10] 111—131
17 Скопление Арки-F1 101—119
18 Лебедь OB2-12 110
19 Скопление Арки-F7 86—102
20 S Золотой Рыбы 100
21 WR 20a[11] A=83, B=82
22 Пистолет (звезда) 80—150
23 Melnick 42[12][13][14] 80—100
24 HD 93129 B[6][7] 80
25 HD 97950[15][16] 80
26 Sk-71 51[17] 80
27 Pismis 24-17[18] 78
28 R 126 70
29 Компаньон M33 X-7[19] 70
30 LY Возничего 64
31 Pismis 24-1SW 66
32 LBV 1806-20 65
33 LH54-425 A + B[20] A=62, B=37
34 Var 83 в M33[21] 60—85
35 Sher 25 в NGC 3603[22] 60
36 Zeta-1 Скорпиона[23] 60
37 Дзета Кормы[24] 59
38 WR22[25] 55—74
39 Звезда Пласкетта[26][27] A=43, B=51
40 AG Киля 50
41 WR102c[28] 45—55
42 IRS-8*[29] 44,5
43 HD 5980 A + B[30][31][32] A=40–62, B=30
44 DL Южного Креста 40—50
45 Альнилам 40
46 HD 148937[33][34] 40
47 IRAS 05423-7120[6] 40
48 Ро Кассиопеи 40
49 RW Цефея 40
50 Theta1 Ориона C 40
51 Xi Персея[35] 40
52 V382 Киля 39
53 Компаньон NGC 300 X-1[36] 38
54 Скопление R136 12 звёзд, все 37—76
55 Хи² Ориона[37] 35—40
56 Компаньон IC 10 X-1[38] 35
57 Nu Возничего 30—45
58 19 Цефея 30—35
59 Гамма Парусов A 30
60 P Лебедя 30
61 R 66 30
62 Алудра 30
63 Альнитак 28
64 IRS 15[39] 26
65 VV Цефея 25—40
66 Альфа Жирафа[40][41] 25—30
67 6 Кассиопеи[42][43] 25
68 EZ Большого Пса 25
69 KY Лебедя[44] 25
70 Мю Цефея 25
71 V509 Кассиопеи 25
72 NGC 7538 S[45] 20—40
73 S Единорога A[46] 18—30
74 WR47 8—48
75 VY Большого Пса 9—24

Чёрные дырыПравить

Основные статьи: Чёрная дыра и Список чёрных дыр

Чёрные дыры являются конечными этапами эволюции массивных звёзд. Фактически они не являются звёздами, так как не излучают тепло и свет, в них более не происходят термоядерные реакции.

Эддингтоновский предел на массуПравить

Основная статья: Предел Эддингтона

Астрономы уже давно предположили, что после того как протозвезда достигает массы более 120 солнечных, то происходит что-то радикальное. Хотя предел может растянуться для очень ранних звёзд населения III, точное значение не определено. Если существуют звёзды более 120 солнечных масс, они будут оспаривать теории звёздной эволюции (кроме случаев, когда звезда массы больше предела Эддингтона образовалась путём слияния нескольких звёзд — например R136a1).

Ограничение на массу возникает из-за того, что при большой массе звёзды имеют очень высокое энерговыделение, превышающее гравитационное притяжение самой звезды. То есть, у достаточно массивной звезды внешнее давление лучистой энергии, вырабатываемое в результате термоядерного синтеза в ядре, превышает гравитационное притяжение внутренних слоёв. Это определяет предел Эддингтона. Вследствие данного предела, звезда должна развалить себя на части, или по крайней мере выбросить достаточно массы, чтобы уменьшить свою внутреннюю генерацию энергии до уровня, который может быть удержан силами гравитации.

Изучение скопления Арки, являющегося плотнейшим из известных скоплений звёзд в нашей Галактике, подтвердило отсутствие звёзд с массой свыше 150 солнечных.

ПримечанияПравить

  1. ↑ Paul A. Crowther et al (2010) «The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit», accepted for publication in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Available at arXiv:1007.3284v1 [1]. Advertised in ESO Press Release 1030 [2]
  2. ↑ Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. R.; Brott, I.; Bonanos, A.; De Koter, A.; De Mink, S. E.; Evans, C. J.; Gräfener, G.; Herrero, A.; Howarth, I. D.; Langer, N.; Lennon, D. J.; Puls, J.; Sana, H.; Vink, J. S. The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2016. — Vol. 458. — P. 624—659. — doi:10.1093/mnras/stw273. — Bibcode: 2016MNRAS.458..624C. — arXiv:1603.04994.
  3. ↑ Eta Carinae’s 1843 Explosion Was A 'Mini' Supernova, Says Researcher
  4. ↑ Clementel, N.; Madura, T. I.; Kruip, C. J. H.; Paardekooper, J.-P.; Gull, T. R. 3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - I. Ionization structure of helium at apastron (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2015. — Vol. 447, no. 3. — P. 2445. — doi:10.1093/mnras/stu2614. — Bibcode: 2015MNRAS.447.2445C. — arXiv:1412.7569.
  5. ↑ Kashi, A.; Soker, N. Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 723. — P. 602. — doi:10.1088/0004-637X/723/1/602. — Bibcode: 2010ApJ...723..602K. — arXiv:0912.1439.
  6. ↑ 1 2 3 HD 93129A
  7. ↑ 1 2 Big and Giant Stars: HD 93129
  8. ↑ Massive Stars in the Arches Cluster
  9. ↑ Hubble Weighs In On The Heaviest Stars In The Galaxy
  10. ↑ [0711.0657] The most massive stars in the Arches cluster
  11. ↑ ESO — eso0837 — A claret-coloured cloud with a massive heart Архивировано 15 февраля 2009 года.
  12. ↑ USA.gov: The U.S. Government’s Official Web Portal
  13. ↑ Energy Citations Database (ECD) — — Document #5225537
  14. ↑ Big and Giant Stars: Melnick 42
  15. ↑ Big and Giant Stars: HD 97950
  16. ↑ Quantitative spectroscopy of Wolf-Rayet stars in HD97950 and R136a — the cores o
  17. ↑ The Blob, the Very Rare Massive Star and the Two Populations — Striking Image of Nebula N214C taken with ESO’s NTT at La Silla | SpaceRef — Your Space Reference
  18. ↑ Star formation and disk properties in Pismis 24
  19. ↑ NASA — Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy
  20. ↑ Big and Giant Stars: LH54-425
  21. ↑ Big and Giant Stars: Var 83
  22. ↑ Big and Giant Stars: Sher 25
  23. ↑ Zeta-1 Sco Архивировано 9 января 2009 года.
  24. ↑ Архивированная копия. Дата обращения: 30 декабря 2010. Архивировано 7 сентября 2008 года.
  25. ↑ 1995LIACo..32..463R Page 463
  26. ↑ Big and Giant Stars: Plaskett’s Star
  27. ↑ Plaskett’s Star Архивировано 9 января 2009 года.
  28. ↑ http://www.astro.physik.uni-potsdam.de/abstracts/spitzer-andreas.html (недоступная ссылка)
  29. ↑ Does IRS-8 contain the youngest and most massive star in the Galactic Center? | Gemini Observatory
  30. ↑ Big and Giant Stars: HD 5980
  31. ↑ ESA — Space Science — First X-ray detection of a colliding-wind binary beyond the Milky Way
  32. ↑ ESA Portal — First X-ray detection of a colliding-wind binary beyond the Milky Way
  33. ↑ A Tale of Two Nebulae | Gemini Observatory
  34. ↑ Big and Giant Stars: HD 148937
  35. ↑ Архивированная копия. Дата обращения: 1 апреля 2012. Архивировано 9 января 2009 года.
  36. ↑ [0705.1544] On the optical counterpart of NGC300 X-1 and the global Wolf-Rayet content of NGC300
  37. ↑ Chi-2 Ori Архивировано 16 мая 2008 года.
  38. ↑ Yellow Supergiants (Info) Архивировано 18 мая 2011 года.
  39. ↑ A Remnant Disk around a Young Massive Star
  40. ↑ APOD: 2006 November 24 — Alpha Cam: Runaway Star
  41. ↑ Alpha Cam Архивировано 17 мая 2008 года.
  42. ↑ 6 Cassiopeiae Архивировано 4 июня 2004 года.
  43. ↑ Big and Giant Stars: 6 Cassiopeiae
  44. ↑ Big and Giant Stars: KY Cygni
  45. ↑ Witnessing the birth of a massive star (недоступная ссылка). Дата обращения: 31 марта 2012. Архивировано 6 июня 2011 года.
  46. ↑ 15 Mon Архивировано 14 февраля 2009 года.

СсылкиПравить

См. такжеПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Список_наиболее_массивных_звёзд&oldid=107861277