Цей список містить наймасивніші зорі, відкриті на цей час, у сонячних масах.
Непевності та обмовки ред.
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.
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 ред.
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 наймасивніших зірок ред.
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.
| Назва/номер зорі | Маса сонячних, Сонце = 1) |
|---|---|
| R136a1 | 256 |
| BAT99-98 | 226 |
| BAT99-116 | 190 |
| R136a2 | 179 |
| VFTS 682 | 150 |
| NGC 3603-B | 132 |
| R136c | ≥130 |
| R136a3 | 130 |
| HD 269810 | 130 |
| WR 42e | 125—135 |
| Арки-F9 | 111—131 |
| NGC 3603-A1a | 120 |
| Ета Кіля A | 120 |
| R136b | 118 |
| HD 93250 | 118 |
| R145 | >116 + >48 |
| Лебідь OB2-7 | 114 |
| NGC 3603-C | 113 |
| Мельник 42 | 113 |
| Лебідь OB2-12 | 110 |
| WR 25 | 110 |
| Арки-F1 | 101—119 |
| Арки-F6 | 101—119 |
| WR 102ka(«Піонова зірка») | 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 | A = 87, B = 53 |
| WR20a | A = 83, B = 82 |
| HD 38282 | >90 + >80 |
| Sk −71 51 | 80 |
| Лебідь OB2-8B | 80 |
| R139 | A = 78, B = 66 |
| WR 22 | 78 |
| Pismis 24-17 | 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 | 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 | 60 |
| Арки-F14 | 54—65 |
| WR 102ea | 58 |
| Лебідь OB2-11 | 58 |
| Арки-F3 | 52—63 |
| CD Crucis A + B | A = 57, B = 48 |
| Арки-B1 | 50—60 |
| Зоря Пласкетта | A = 54, B = 56 |
| BD+40° 4210 | 54 |
| HD 93129 B | 52 |
| Лебідь OB2-4 | 52 |
| Арки-F20 | 47—57 |
| Арки-F16 | 46—56 |
| WR102c | 45—55 |
| Арки-F8 | 43—51 |
| Sher 25 в NGC 3603 | 40—52 |
| Арки-F2 | 42—49 |
| S Золотої Риби | 45 |
| IRS-8* | 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 | 38 |
| Pismis 24-16 | 38 |
| ζ1 Скорпіона | 36 |
| Pismis 24-13 | 35 |
| Лебідь OB2-5 | 31 + 9 |
| Компаньйон IC 10 X-1 | 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 | 26 |
| 6 Кассіопеї | 25 |
| Pismis 24-3 | 25 |
| Pismis 24-25 | 38 |
| KY Лебедя | 25[джерело?] |
| NGC 7538 S | 25 |
| ρ Кассіопеї | 14—30 |
| Зорі Вольфа—Райє |
| Зорі спектрального класу O |
| Зорі спектрального класу B |
| Яскраві блакитні змінні |
| Гіпергіганти |
- 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.
- Це мінімальні значення, оскільки розрахунки за орбітою ще непевні.
- Частина зоряної системи. Має другий компонент V429 Кіля B масою 21 сонячних.
Чорні діри ред.
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:
- Чорна діра зоряної маси — об'єкт з масою 4—15 сонячних.
- Чорні діри проміжних мас — об'єкти з масою 100—10000 сонячних.
- Надмасивні чорні діри — об'єкти з масою від мільйонів до мільярдів сонячних.
Межа розміру Еддінгтона ред.
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).
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.
Див. також ред.
- Яскраві блакитні змінні
- Зорі Вольфа—Райє
- Гіпергігант
- Список найменш масивних зір
- Список найбільших зір (за діаметром)
- Список найяскравіших зір
- Надгігант
Примітки ред.
- ↑ Yusof N., Crowther P. A., Hirschi R. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower — OUP, 2010. — Vol. 408, Iss. 2. — P. 731–751. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2010.17167.X — arXiv:1007.3284
- ↑ R. Hainich, U. Rühling, H. Todt et al. The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2014. — Vol. 565. — P. 27–27. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201322696 — arXiv:1401.5474
- Gvaramadze; Kniazev; Chene; Schnurr (2012). «Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter». arXiv:1211.5926v1 [astro-ph.SR].
- N. St-Louis, Moffat A. F. J. A first orbital solution for the very massive 30 Dor main-sequence WN6h+O binary R145 // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower — OUP, 2009. — Vol. 395, Iss. 2. — P. 823–836. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2009.14437.X — arXiv:0901.0698
- ↑ A. Barniske, Oskinova L. M., W.-R. Hamann Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2008. — Vol. 486, Iss. 3. — P. 971–984. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:200809568 — arXiv:0807.2476
- P. Benaglia, Gamen R. C., E. Fernández Lajús et al. The very massive X-ray bright binary system Wack 2134 (= WR 21a)★ // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower — OUP, 2008. — Vol. 389, Iss. 3. — P. 1447–1452. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2008.13684.X — arXiv:0807.0728
- F. Meynadier The LMC H II region N 214C and its peculiar nebular blob // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2005. — Vol. 436, Iss. 1. — P. 117–126. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20042543 — arXiv:astro-ph/0511439
- A. Alvarez-Candal, H. Sana, V. Hénault-Brunet et al. The VLT-FLAMES Tarantula Survey. II. R139 revealed as a massive binary system // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2011. — Vol. 530. — P. 10–10. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201116785 — arXiv:1103.5387
- V. Roccatagliata, A. Sicilia-Aguilar Star formation and disk properties in Pismis 24 // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2012. — Vol. 539. — P. 119–119. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201015914 — arXiv:1201.0833
- Hartman J. D., Macri L., Narayan R. et al. A 15.65-solar-mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy M 33. // Nature / M. Skipper — NPG, Springer Science+Business Media, 2007. — Vol. 449, Iss. 7164. — P. 872–875. — ISSN 1476-4687; 0028-0836 — doi:10.1038/NATURE06218 — arXiv:0710.3165
- Wade G. A., Grunhut J., Grafener G. et al. The spectral variability and magnetic field characteristics of the Of?p star HD 148937 // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower — OUP, 2012. — Vol. 419. — P. 2459–2471. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2011.19897.X — arXiv:1108.4847
- 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.
- Bhatt H., Pandey J. C., Kumar B. et al. X-ray emission characteristics of two Wolf-Rayet binaries: V444 Cyg and CD Cru // Mon. Not. R. Astron. Soc. / D. Flower — OUP, 2010. — Vol. 402, Iss. 3. — P. 1767–1779. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1111/J.1365-2966.2009.15999.X — arXiv:0911.1489
- B. Davies On the presence and absence of disks around O-type stars // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 505, Iss. 2. — P. 743–753. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/200912610 — arXiv:0909.0888
- F. Rigaut, F. Najarro TheK‐Band Spectrum of the Hot Star in IRS 8: An Outsider in the Galactic Center? // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2006. — Vol. 652, Iss. 1. — P. 370–375. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/507764 — arXiv:astro-ph/0607550
- 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.
- Bulik T., Belczynski K., Prestwich A. IC10 X-1/NGC300 X-1: the very immediate progenitors of BH-BH binaries // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 2011. — Vol. 730, Iss. 2. — P. 140. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/730/2/140 — arXiv:0803.3516
- Chini R., Hoffmeister V. H., Nielbock M. et al. A remnant disk around a young massive star // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 2006. — Vol. 645. — P. 61–64. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/505862
- 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.
- L. Moscadelli A multiple system of high-mass YSOs surrounded by disks in NGC 7538 IRS1 // Astron. Astrophys. / T. Forveille — EDP Sciences, 2014. — Vol. 566. — P. 150–150. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201423420 — arXiv:1404.3957
- Ulmer A., Fitzpatrick E. L. Revisiting the Modified Eddington Limit for Massive Stars // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 1998. — Vol. 504, Iss. 1. — P. 200–206. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/306048 — arXiv:astro-ph/9708264
Посилання ред.
- Most Massive Star Discovered [ 25 листопада 2010 у Wayback Machine.]
- Arches cluster [ 16 квітня 2015 у Wayback Machine.]
- LBV 1806-20