Lista de la mayoría de las estrellas masivas

Esto es una lista de mayoría - estrellas masivas hasta ahora descubiertas. La lista es pedida por la masa solar (1 masa solar = la masa del Sol de la Tierra).

Incertidumbres y advertencias

La mayor parte de las masas puestas en una lista abajo se impugnan, y ser el sujeto de la investigación corriente, se están constantemente revisando.

Las masas puestas en una lista en la mesa abajo se deducen de la teoría, usando medidas difíciles de las temperaturas de las estrellas y brightnesses absoluto. Todas las masas puestas en una lista son inciertas: tanto la teoría como las medidas empujan los límites de conocimiento corriente y tecnología. La medida o la teoría o ambos, podrían ser incorrectas. Un ejemplo es VV Cephei, que, según que la propiedad de la estrella se examina, podría estar entre 25 a 40, o 100 masas solares.

Las estrellas masivas son raras; los astrónomos deben parecer muy lejanos de la Tierra para encontrar la que. Todas las estrellas puestas en una lista están muchos miles de años luz lejos, y que solo hace medidas difíciles. Además de estar lejos, parece que la mayor parte de estrellas de tal masa extrema son rodeadas por nubes de gas outflowing; el gas circundante obscurece el ya difficult-obtain las medidas de las temperaturas de las estrellas y brightnesses, y enormemente complica la cuestión de medir sus composiciones químicas internas. Para algunos métodos, la composición química diferente lleva a estimaciones de masas diferentes.

Además, las nubes de gas obscurecen observaciones de si la estrella es sólo una estrella supermasiva, o en cambio sistema de la estrella múltiple. Varias estrellas en mayo realmente consisten en dos o más compañeros en la órbita cercana, cada estrella siendo masiva en sí mismo, pero no necesariamente supermasivas. O bien, es posible para un sistema de la estrella múltiple tener todavía un (o más) estrella supermasiva, con una (o más) compañero (s) mucho más pequeño. Sin ser capaz de ver dentro de la nube circundante, es difícil saber qué guión podría ser el caso.

Entre las masas puestas en una lista más confiables son NGC 3603-A1 y WR20a+b, que se obtuvieron de medidas orbitales. Son ambos miembros de sistemas de la estrella binarios (diferentes), y es posible medir en ambos casos las masas individuales de las dos estrellas estudiando su movimiento orbital, vía las leyes de Kepler del movimiento planetario. Esto implica medir sus velocidades radiales y también sus curvas ligeras, ya que ambas estrellas eclipsan binarios.

Evolución estelar

Varias estrellas pueden haber comenzado con aún mayores masas que los actualmente estimados, pero debido a la cantidad enorme de gas ellos la efusión, y subsupernova y acontecimientos de explosión del impostor de la supernova, ha perdido muchas decenas de masas solares del material.

También hay varias supernovas y remanentes de la hipernova cuyas masas de las estrellas del precursor se pueden estimar basadas en observaciones presúper / observaciones de la hipernova, la energía del súper / hipernova y el tipo de acontecimiento súper / acontecimiento de la hipernova. Estas estrellas (si no hubieran explotado) habrían hecho fácilmente apariciones en esta lista, sin embargo no les muestran abajo porque ya no existen.

Lista de las estrellas más masivas

Estrellas conocidas con una masa estimada de 25 o mayores masas solares. Las misas son su masa asumida corriente, no su inicial (formación) masa:

Agujeros negros

Los agujeros negros son la evolución del punto final de estrellas masivas. Técnicamente no son estrellas, ya que ya no generan el calor y la luz vía la fusión nuclear en sus corazones.

El límite de la talla de Eddington

Los astrónomos han teorizado mucho tiempo que ya que un protostar crece a una talla más allá de 120 masas solares, algo drástico debe pasar. Aunque el límite se pueda estirar para la Población muy temprana III estrellas, si alguna estrella existiera encima de 120 masa solar, desafiarían teorías corrientes de la evolución estelar.

El límite en la masa se levanta porque las estrellas de la mayor masa tienen un precio más alto de la generación de energía principal, que es más alta lejos de la proporción con su mayor masa. Para una estrella suficientemente masiva, la presión externa de la energía radiante generada por la fusión nuclear en el corazón de la estrella excede el tirón interior de su propia gravedad. Esto se llama el límite de Eddington. Más allá de este límite, una estrella se debería empujar aparte, o al menos mudar bastante masa para reducir su generación de energía interna a un precio inferior, conservable. En la teoría, una estrella más masiva no se podía mantener unido, debido a la pérdida de masas que resulta de la efusión del material estelar.

Estudiando el racimo de Arcos, que es el racimo conocido más denso de estrellas en nuestra galaxia, los astrónomos han confirmado que las estrellas en ese racimo no ocurren un poco más grandes que aproximadamente 150 masas solares.

Véase también

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