Liste over de mest massive stjerner - List of most massive stars

Dette er en liste over de mest massive stjerner, der er blevet opdaget i solmasser ( M _☉ ).

Usikkerheder og forbehold

De fleste af de nedenfor anførte masser er anfægtede, og som er genstand for aktuel forskning, er de stadig under revision og genstand for konstant revision af deres masser og andre karakteristika. Mange af de masser, der er anført i tabellen nedenfor er udledt af teori, ved hjælp af vanskelige målinger af stjerner ' temperaturer og absolutte lysstyrke. Alle nedenstående masser er usikre: Både teorien og målingerne skubber grænserne for den nuværende viden og teknologi. Både teorier og målinger kan være forkerte. For eksempel kan VV Cephei være mellem 25–40  M _☉ eller 100  M _☉ , afhængigt af hvilken egenskab stjernen undersøger.

Kunstners indtryk af disken af ​​slørende materiale omkring en massiv stjerne.

Komplikationer med afstand og uklare skyer

Da massive stjerner er sjældne, må astronomer se meget langt fra Jorden for at finde dem. Alle de listede stjerner er mange tusinde lysår væk, hvilket gør målinger vanskelige. Udover at være langt væk, er mange stjerner af en sådan ekstrem masse omgivet af skyer af udstrømmende gas skabt af ekstremt kraftfulde stjernevinde ; den omgivende gas forstyrrer de allerede svært tilgængelige målinger af stjernetemperaturer og lysstyrker, hvilket i høj grad komplicerer spørgsmålet om estimering af interne kemiske sammensætninger og strukturer. Denne forhindring fører til vanskeligheder med at beregne parametre.

Eta Carinae er det lyspunkt, der er gemt i støvskyen med dobbelt flig . Det er den mest massive stjerne, der har en Bayer -betegnelse . Det blev kun opdaget at være (mindst) to stjerner i de sidste par årtier.

Både de tilslørende skyer og de store afstande gør det svært at bedømme, om stjernen bare er et enkelt supermassivt objekt eller i stedet et system med flere stjerner . Et antal af de "stjerner", der er anført nedenfor, kan faktisk være to eller flere ledsagere, der kredser for tæt til at skelnes ved vores teleskoper, hver stjerne er massiv i sig selv, men ikke nødvendigvis "supermassiv" til enten at være på denne liste eller nær toppen af ​​den . Andre kombinationer er mulige - for eksempel en supermassiv stjerne med en eller flere mindre ledsagere eller mere end en kæmpestjerne - men uden at kunne se inde i den omgivende sky, er det svært at kende sagens sandhed. Mere globalt ser det ud til, at statistik over stjernepopulationer tyder på, at den øvre massegrænse ligger i området 100-200 solmasser.

Sjældne pålidelige skøn

Formørkelse af binære stjerner er de eneste stjerner, hvis masse skønnes med en vis tillid. Bemærk dog, at næsten alle masserne i tabellen nedenfor blev udledt af indirekte metoder; kun få af masserne i tabellen blev bestemt ved hjælp af formørkelsessystemer.

WR 25 er en binær stjerne, hvis kredsløb omkring dens skjulte ledsager gav en begrænsning af dens masse.

Blandt de mest pålidelige opførte masser er dem til formørkelsesbinarierne NGC 3603-A1 , WR 21a og WR 20a . Masser for alle tre blev opnået fra orbitalmålinger. Dette indebærer måling af deres radiale hastigheder og også deres lyskurver. De radiale hastigheder giver kun minimumsværdier for masserne, afhængig af hældning, men lyskurver af formørkende binærer giver den manglende information: banehældning til vores sigtelinje.

Relevans af stjernevolution

Nogle stjerner har måske engang været mere massive, end de er i dag. Det er sandsynligt, at mange har lidt et betydeligt massetab (måske så meget som flere titalls solmasser.) Denne masse kan være blevet fordrevet af supervind : vind med høj hastighed, der drives af den varme fotosfære ind i interstellarrum. Processen danner en forstørret, udvidet konvolut omkring stjernen, der interagerer med det nærliggende interstellare medium og tilfører området tungere elementer end hydrogen eller helium.

Der er også - eller rettere sagt - stjerner, der måske var vist på listen, men ikke længere eksisterer som stjerner, eller som er supernova -bedragere ; i dag ser vi kun deres affald. Masserne af forløberstjernerne, der drev disse ødelæggende begivenheder, kan anslås ud fra eksplosionstypen og den frigivne energi, men disse masser er ikke angivet her (se § Sorte huller nedenfor).

Masse grænser

Der er to beslægtede teoretiske grænser for, hvor massiv en stjerne muligvis kan være: tilgrænsningsgrænse og Eddington -massegrænsen. Akkretionsgrænsen er relateret til stjernedannelse: Efter at cirka 120 M _☉ er _tiltrådt i en protostjerne , burde den samlede masse være blevet varm nok til, at dens varme kan fjerne yderligere indkommende materiale. I realiteten når protostjernen et punkt, hvor den fordamper materiale så hurtigt, som det opsamler nyt materiale. Eddington-grænsen er baseret på let tryk fra kernen af ​​en allerede dannet stjerne: Når massen stiger forbi ~ 150 M _☉ , vil lysintensiteten udstrålet fra en Population I- stjernes kerne blive tilstrækkelig til, at _lystrykket , der skubber udad, overstiger tyngdekraften trækker indad, og stjernens overflademateriale vil frit kunne flyde væk i rummet.

Tiltrædelsesgrænser

Astronomer har længe antaget, at når en protostjerne vokser til en størrelse på over 120 M _must , skal der ske noget drastisk. Selvom grænsen kan strækkes for meget tidlige Population III _-stjerner , og selvom den nøjagtige værdi er usikker, ville de, hvis der stadig eksisterer stjerner over 150–200 M _challenge, udfordre nuværende teorier om stjernernes udvikling .

Ved at studere Arches Cluster , som i øjeblikket er den tætteste kendte stjerneklynge i vores galakse , har astronomer bekræftet, at stjerner i denne klynge ikke forekommer større end omkring 150 M _☉ .

Den R136 klynge er en usædvanlig tæt samling af unge, varme, blå stjerner.

Sjældne ultramassive stjerner, der overskrider denne grænse-for eksempel i R136- stjerneklyngen-kan forklares med følgende forslag: Nogle af parene af massive stjerner i tæt kredsløb i unge, ustabile flerstjerners systemer skal lejlighedsvis kollidere og fusionere, hvor visse usædvanlige omstændighederne gør det muligt at støde sammen.

Eddington masse grænse

En grænse for stjernemassen opstår på grund af let tryk: For en tilstrækkelig massiv stjerne overstiger det udadgående tryk af strålingsenergi, der genereres ved atomfusion i stjernens kerne, dens egen tyngdekrafts indadgående træk. Den laveste masse, som denne effekt er aktiv for, er Eddington -grænsen .

Stjerner med større masse har en højere hastighed af kerneenergiproduktion, og tungere stjerners lysstyrke stiger langt ude af proportion med stigningen i deres masser. Den Eddington grænse er det punkt, over hvilket en stjerne burde skubbe sig fra hinanden, eller i det mindste kaste nok masse til at reducere sin interne energiproduktion til en lavere, vedligeholdelsesvenlig sats. Den faktiske grænsepunktsmasse afhænger af, hvor uigennemsigtig gassen i stjernen er, og metalrige Population I- stjerner har lavere massegrænser end metalfattige Population II- stjerner, hvor de hypotetiske metalfrie Population III- stjerner har den højeste tilladte masse , et sted omkring 300 M _☉ .

I teorien kunne en mere massiv stjerne ikke holde sig sammen på grund af massetabet som følge af udstrømningen af ​​stjernemateriale. I praksis skal den teoretiske Eddington -grænse modificeres for stjerner med høj lysstyrke, og den empiriske Humphreys – Davidson -grænse bruges i stedet.

Liste over de mest massive stjerner

De følgende to lister viser et par af de kendte stjerner, herunder stjernerne i åben klynge , OB -forening og H II -region . På trods af deres høje lysstyrke er mange af dem alligevel for fjerne til at blive observeret med det blotte øje. Stjerner, der i det mindste nogle gange er synlige for det blotte øje, har deres tilsyneladende størrelse (6,5 eller lysere) fremhævet med blåt.

Den første liste giver stjerner, der anslås at være 60 M _☉ eller større; hvoraf størstedelen er vist. Den anden liste indeholder nogle bemærkelsesværdige stjerner, der er under 60 M _☉ med henblik på sammenligning. Metoden, der bruges til at bestemme hver stjernes masse, er inkluderet for at give en idé om dataens usikkerhed; Bemærk, at massen af ​​binære stjerner kan bestemmes langt mere præcist. Nedenstående masser er stjernernes nuværende (udviklede) masse, ikke deres oprindelige (dannelses) masse.

Et par bemærkelsesværdige _{massestjerner} mindre end 60 M _☉ er inkluderet med henblik på sammenligning.

Sorte huller

Sorte huller er slutpunktets udvikling af massive stjerner. Teknisk set er de ikke stjerner, da de ikke længere genererer varme og lys via atomfusion i deres kerner. Nogle sorte huller kan have kosmologisk oprindelse og ville da aldrig have været stjerner. Dette menes at være særlig sandsynligt i tilfælde af de mest massive sorte huller .

• Stjerne sorte huller er objekter med cirka 4–15 M _☉ .
• Mellem masse sorte huller spænder fra 100 til 10 000 M _☉ .
• Supermassive sorte huller er i størrelsesordenen millioner eller milliarder M _☉ .

Se også

Referencer

eksterne links

• "Statistik i Arches -klynge" . HubbleSite . Maj 2005.
• "Mest massive stjerne opdaget" . Space.com .
• "Arches -klynge" . ScienceDaily . Marts 2005.
• "Hvor tung kan en stjerne blive?" . 3 tårne . Arkiveret fra originalen 2007-10-28.
• "Hubble afslører monsterstjerner" . NASA . Marts 2016.