Spisak najmasivnijih poznatih zvezda

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу

Ovo je spisak najmasivnijih Zvezda do sada otkrivenih u Sunčevim masama (М).

Na šta se treba obazreti[уреди]

Većina dole navedenih masa je osporiva i, kao predmet trenutnih istraživanja su podložne proverama i ispravkama.

Dole navedene mase su teorijski zaključene, koristeći komplikovana merenja temperatura zvezda i njihove absolutne sjajnosti. Sve navedene mase su nesigurne: i merenja i teorija se nalaze na samim granicama trenutnog ljudskog znanja i tehnologije. Bilo merenja, bilo teorija, ili oboje, bi se mogli pokazati netačni. Npr, VV Cephei bi mogla biti između 25-40М, ili 100М, zavisno od toga koje svojstvo zvezde se meri.

Umetnička interpretacija diska prašine koja zaklanja gigantsku zvezdu.

Masivne zvezde su retke; astronomi moraju da tragaju jako daleko od Zemlje da bi ih pronašli. Sve navedene zvezde se nalaze nekoliko hiljada svetlosnih godina daleko, i ako ništa drugo, sama ta činjenica je dovoljna da učini meranja jako komplikovanim. Dodatno, mnoge od tih maivnih zvezda se nalaze u oblacima odlaznog gasa; taj gas onda ometa već dosta teška merenja temperature i sjajnosti i znatno otežava ocenjivanje unutarnjeg hemijskog sastava zvezda. Kod nekih metoda, različite ocene hemijskog sastava, rezultiraju u različitim procenama mase. Dodatno, gasni oblaci čine jako teškom ocenu da li su zvezde jedinstveni super masivni objekti ili, sistemi od više zvezda. Broj navedenih zvezda se može ispostaviti da je zapravo sistem od dve ili više zvezda u uskoj orbiti, gde svaka zvezda ponaosob može biti masivna, ali ne i super masivna. Moguće su i druge kombinacije - npr, supermasivne zvezde s jednim ili više manjih kompanjona ili više od jedne gigantske zvezde. Kako nije moguće zaviriti unutar oblaka koji ih okružuje, teško je saznati pravu istinu.

Među najpreciznijim masama su one za NGC 3603-A1, WR21a i WR20a, dobijene iz orbitalnih merenja. Ova tela su delovi različitih binarnih zvezda i u svim slučajevima je moguće merenje individualnih masa obe zvezde proučavanjem njihovih orbitalnih kretanja, pomoću Keplerovog zakona o planetarnom kretanju. Ovo uključuje merenje njihovih radijalnih brzina kao i svetlosnog zakrivljenja dok zaklanjaju svoje parove. Izračunavanje mase ovakvih sistema traži relativno malo informacija o orbiralnim parametrima, a jedan od ključnih podataka, koji nije uvek tačno poznat, je inklinacija (nagib). Bez ovog podatka, moguće je izračunati samo najmanju od moguće mase, otuda je nekoliko binarnih zvezda navedeno sa masam većim od date vrednosti. Za binarne zvezde koje se međusobno zaklanjaju, inklinaciju je moguće odrediti tačnije. Spisak navodi samo 'zaključene' mase zvezda u skladu sa skorašnjim najpreciznijim procenama.

Značaj zvezdane evolucije[уреди]

Neke zvezde su u prošlosti bile teže nego što su danas. Vrlo je verovatno da su neke od njih izgubile destetine solarnih masa materijala u procesu ispuštanja gasa, ili u sub-supernova i Lažna supernova explozijama.

Takođe postoje - ili su postojale - zvezde koje bi se ranije nalazile na listi, ali danas više ne postoje kao zvezde. Mi danas vidimo samo ostatke (npr hipernova ili Ostataci supernove). Mase prekursora ovih kataklizmi se mogu zaključiti na osnovu tipa explozije i oslobođene energije, ali takve mase nisu ovde navedene.

Spisak najmasivnijih zvezda[уреди]

Poznate zvezde s masama od bar 25М. Navedene mase su njihove trenutne evolucionarne mase, a ne njihove početne mase, u momentu nastanka. Ovaj spisak ni u kom slučaju nije kompletan, iako je prikazana većina zvezda za koje se veruje da im je masa bar 100 М.

Ime zvezde Masa
, Sunce = 1)
R136a1 [1] 265
R136a2 [1] 195
VFTS 682 150
R136a3 [1] 135
NGC 3603-B[1] 132
R136c [1] >130
HD 269810 130
WR42e[2] 125-135[a]
Arches-F9 111–131
η Carinae A 120
NGC 3603-A1 116 + 89
Arches-F1 101–119
Arches-F6 111–131
R145[3] >116 + >48[b]
HD 93250 118
NGC 3603-C[1] 113
Melnick 42 113
Cygnus OB2-12 110
Peony Star[4] 100
Arches-F7 86–102
Cluster R136a About 20 more stars around 100
HD 93129 A 95
WR21a[5] A=87, B=53
The Pistol Star 86-92
WR20a A=83, B=82
Arches-F15 80–97
Sk -71 51[6] 80
R139[7] A=78, B=66
V429 Carinae A + B A=78, B=21
Pismis 24-17[8] 78
R126 70
Companion to M33 X-7[9] 70
Pismis 24-1SW 66
LBV 1806-20 A + B A=65, B=65
LY Aurigae 64
Var 83 in M33 60–85
HD 148937[10] 60
HD 5980 A + B A=58-79, B=51-67
CD Crucis A + B[11] A=57, B=48
Plaskett's star A=54, B=56
HD 93129B[12] 52
AG Carinae 50
LH54-425 A + B[13] A=47, B=28
WR102c[4] 45–55
S Doradus 45
IRS-8*[14] 44.5
Sher 25 in NGC 3603 40–52
DL Crucis 40–50
α Camelopardalis 43
χ2 Orionis 42.3
ε Orionis 40
ρ Cassiopeiae 40
RW Cephei 40
θ1 Orionis C 40
V382 Carinae 39
Companion to NGC 300 X-1[15] 38
ζ1 Scorpii 36
Companion to IC 10 X-1[16] 35
ν Aquilae 30–45
19 Cephei 30–35
γ Velorum A 30
P Cygni 30
R 66 30
η Canis Majoris 30
ζ Orionis 28
IRS 15[17] 26
VV Cephei 25–40
ξ Persei 26–36
6 Cassiopeiae[18] 25
EZ Canis Majoris 25
KY Cygni 25
μ Cephei 25
V509 Cassiopeiae 25
NGC 7538 S[19] 25
S Monocerotis A 18–30
ζ Puppis 22.5
  1. ^ Ovaj neobičan rezultat merenja je dobijen pod pretpostavkom da je zvezda izbijena u susretu tri tela u NGC 3603. Ova pretpostavka takođe znači da je trenutna zvezda nastala kao rezultat stapanja dve prvobitne, bliske, binarne komponente. Masa je u skladu sa evolucionom masom zvezde u posmatranim parametrima.
  2. ^ Ovo su najmanje vrednosti pri još uvek nepoznatim orbitalnim kretanjem.

Crne Rupe[уреди]

Crna rupa je krajnja tačka u evoluciji masivnih zvezda. Praktično, one više nisu zvezde, pošto više ne generišu toplotu i svetlost putem nuklearne fuzije u njihovom jezgru.

Granična veličina po Edingtonu[уреди]

Granična masa se javlja otuda što kod zvezda većih od ove granice, njihovo jezgro radi jače i brže na generisanju energije, pa takve zvezde sijaju mnogo jače nego što bi se očekivalo na osnovu njihove mase. Za dovoljno veliku zvezdu, spoljni pritisak izračene energije koja je generisana nuklearnom fuzijom u jezgru, prevazilazi unutrašnju silu gravitacije. Ovo se naziva Edingtonov limit. Preko ovog limita, zvezda će razneti samu sebe, ili će bar izgubiti dovoljno mase da smanji nastajanje energije u svojoj unutrašnjosti na nivo koji može da izdrži. Teorijski, zvezda veća od ovog limita ne bi mogla da ostane u jednom komadu usled gubitka mase kroz prosipanje zvezdanog materijala. U praksi, Edingtonov limit se mora modifikovati za visoko sjajne zvezde, te je izveden empirijski Hamfriz Dejvidson Limit.[20]

Astronomi su dugo teoretisali da kako protozvezda raste do oko 120 М, dešava se nešto radikalno. Istina, limit je donekle rastegljiv za vrelo rane zvezde Populacije III, i njegova tačna vrednost nije precizna, ako bi neka zvezda imala 150-200М, ona bi ozbiljno uzdrmala trenutne teorije o zvezdanoj evoluciji. Proučavanjem Arks klastera, koji je najgušći poznati klaster zvezda u Mlečnom putu, astronomi su potvrdili da zvezde u njemu ne idu preko 150 М. Jedna teorija koja objašnjava supremasivne zvezde koje prevazilaze limit, kao npr R136 zvezdani klaster, je da su nastale sudaranjem i spajanjem dve masivne zvezde u uskom binarnom sistemu.[21]

Vidi još[уреди]

Reference[уреди]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  2. ^ Gvaramadze; Kniazev; Chene; Schnurr (2012). „Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter”. arXiv:1211.5926v1Слободан приступ [astro-ph.SR]. 
  3. ^ doi:10.1111/j.1365-2966.2009.14437.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  4. 4,0 4,1 doi:10.1051/0004-6361:200809568
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  5. ^ doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13684.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  6. ^ doi:10.1051/0004-6361:20042543
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  7. ^ doi:10.1051/0004-6361/201116785
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  8. ^ doi:10.1051/0004-6361/201015914
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  9. ^ doi:10.1038/nature06218
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  10. ^ doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19897.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  11. ^ doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15999.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  12. ^ doi:10.1051/0004-6361/200912610
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  13. ^ doi:10.1086/589687
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  14. ^ doi:10.1086/507764
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  15. ^ 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:0705.1544Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20077677. 
  16. ^ doi:10.1088/0004-637X/730/2/140
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  17. ^ doi:10.1086/505862
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  18. ^ 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. 
  19. ^ doi:10.1051/0004-6361/201423420
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  20. ^ doi:10.1086/306048
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
  21. ^ doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x
    This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand