мини|Zvezdano jato R136, sistem zvezda koji sadrži neke od najmasovnijih zvezda ikada posmatranih. Ovo je spisak najmasivnijih Zvezda do sada otkrivenih u Sunčevim masama (М☉).

Na šta se treba obazreti 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.

мини|200px|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

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

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☉. мини|200px|right|Eta Carinae

Ime zvezde Masa(М☉, Sunce = 1)R136a1 265R136a2 195VFTS 682150R136a3 135NGC 3603-B132R136c >130HD 269810130WR42e125-135Ovaj 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.Arches-F9111–131η Carinae A120NGC 3603-A1116 + 89Arches-F1101–119Arches-F6111–131R145>116 + >48Ovo su najmanje vrednosti pri još uvek nepoznatim orbitalnim kretanjem.HD 93250118NGC 3603-C113Melnick 42113Cygnus OB2-12110Peony Star100Arches-F786–102Cluster R136aAbout 20 more stars around 100HD 93129 A95WR21aA=87, B=53The Pistol Star86-92WR20aA=83, B=82Arches-F1580–97Sk -71 5180R139A=78, B=66V429 Carinae A + BA=78, B=21Pismis 24-1778R12670Companion to M33 X-770Pismis 24-1SW66LBV 1806-20 A + BA=65, B=65 LY Aurigae 64Var 83 in M3360–85HD 14893760HD 5980 A + BA=58-79, B=51-67CD Crucis A + BA=57, B=48Plaskett's starA=54, B=56HD 93129B52AG Carinae50LH54-425 A + BA=47, B=28WR102c45–55S Doradus45IRS-8*44.5Sher 25 in NGC 360340–52DL Crucis40–50α Camelopardalis43χ2 Orionis42.3ε Orionis40ρ Cassiopeiae40RW Cephei40θ1 Orionis C40V382 Carinae39Companion to NGC 300 X-138ζ1 Scorpii36Companion to IC 10 X-135ν Aquilae30–4519 Cephei30–35γ Velorum A30P Cygni30R 6630η Canis Majoris30ζ Orionis28IRS 1526VV Cephei25–40ξ Persei26–366 Cassiopeiae25EZ Canis Majoris25KY Cygni25μ Cephei25V509 Cassiopeiae25NGC 7538 S25S Monocerotis A18–30ζ Puppis22.5

Crne Rupe

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. Stelarna crna rupa je telo od približno 4 - 15 М☉. Crna rupa srednje mase se kreće od 100–10000 М☉. Supermasivna crna rupa ima milione ili milijarde М☉.

Granična veličina po Edingtonu 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.

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.

Vidi još Sunčeva masa Zvezdana evolucija Spisak najvećih poznatih zvezda

Reference

Категорија:Fizika Категорија:Astronomija Категорија:Zvezde