Lista das estrelas mais massivas - List of most massive stars

Esta é uma lista das estrelas mais massivas que foram descobertas, em massas solares ( M _☉ ).

Incertezas e ressalvas

A maioria das massas listadas abaixo são contestadas e, sendo o assunto da pesquisa atual, permanecem sob revisão e sujeitas à revisão constante de suas massas e outras características. De fato, muitas das massas listados na tabela abaixo são inferidos a partir da teoria, usando medições difíceis das estrelas ' temperaturas e luminosidades absolutas. Todas as massas listadas abaixo são incertas: tanto a teoria quanto as medições estão empurrando os limites do conhecimento e da tecnologia atuais. Ambas as teorias e medições podem estar incorretas. Por exemplo, VV Cephei poderia estar entre 25–40  M _☉ ou 100  M _☉ , dependendo de qual propriedade da estrela é examinada.

Impressão artística de um disco de material obscuro em torno de uma estrela massiva.

Complicações com distância e nuvens obscuras

Como estrelas massivas são raras, os astrônomos devem olhar muito longe da Terra para encontrá-las. Todas as estrelas listadas estão a muitos milhares de anos-luz de distância, o que torna as medições difíceis. Além de estarem distantes, muitas estrelas de tal massa extrema são cercadas por nuvens de gás fluindo criadas por ventos estelares extremamente poderosos ; o gás circundante interfere com as medições já difíceis de obter das temperaturas e brilhos estelares, o que complica muito a questão de estimar as composições e estruturas químicas internas. Essa obstrução leva a dificuldades no cálculo dos parâmetros.

Eta Carinae é o ponto brilhante escondido na nuvem de poeira de lóbulo duplo . É a estrela de maior massa com designação Bayer . Só foi descoberto que era (pelo menos) duas estrelas nas últimas décadas.

Tanto as nuvens obscuras quanto as grandes distâncias tornam difícil julgar se a estrela é apenas um único objeto supermassivo ou, em vez disso, um sistema estelar múltiplo . Algumas das "estrelas" listadas abaixo podem na verdade ser duas ou mais companheiras orbitando muito próximas para serem distinguidas por nossos telescópios, cada estrela sendo maciça em si mesma, mas não necessariamente "supermassiva" para estar nesta lista ou perto do topo dela . Outras combinações são possíveis - por exemplo, uma estrela supermassiva com um ou mais companheiros menores ou mais de uma estrela gigante - mas sem ser capaz de ver dentro da nuvem circundante, é difícil saber a verdade sobre o assunto. Mais globalmente, as estatísticas sobre as populações estelares parecem indicar que o limite superior de massa está na faixa de massa solar de 100–200.

Estimativas raras e confiáveis

Estrelas binárias em eclipse são as únicas estrelas cujas massas são estimadas com alguma confiança. No entanto, observe que quase todas as massas listadas na tabela abaixo foram inferidas por métodos indiretos; apenas algumas das massas na mesa foram determinadas usando sistemas eclipsantes.

WR 25 é uma estrela binária, cuja órbita em torno de sua companheira obscura fornecia uma restrição em sua massa.

Entre as massas listadas mais confiáveis ​​estão as dos binários eclipsantes NGC 3603-A1 , WR 21a e WR 20a . As massas para todos os três foram obtidas a partir de medições orbitais. Isso envolve medir suas velocidades radiais e também suas curvas de luz. As velocidades radiais fornecem apenas valores mínimos para as massas, dependendo da inclinação, mas as curvas de luz de binários eclipsantes fornecem a informação que falta: inclinação da órbita em relação à nossa linha de visão.

Relevância da evolução estelar

Algumas estrelas podem ter sido mais massivas do que são hoje. É provável que muitos tenham sofrido perda significativa de massa (talvez até várias dezenas de massas solares). Essa massa pode ter sido expelida por superventos : ventos de alta velocidade que são impulsionados pela fotosfera quente para o espaço interestelar. O processo forma um envelope estendido ampliado ao redor da estrela que interage com o meio interestelar próximo e infunde a região com elementos mais pesados ​​do que o hidrogênio ou o hélio.

Existem também - ou melhor, havia - estrelas que poderiam ter aparecido na lista, mas não existem mais como estrelas, ou são impostores de supernovas ; hoje vemos apenas seus escombros. As massas das estrelas precursoras que alimentaram esses eventos destrutivos podem ser estimadas a partir do tipo de explosão e da energia liberada, mas essas massas não estão listadas aqui (ver § Buracos negros abaixo).

Limites de massa

Existem dois limites teóricos relacionados sobre a massa possível de uma estrela: o limite de acreção e o limite de massa de Eddington. O limite de acreção está relacionado à formação de estrelas: após cerca de 120 M _☉ terem se agregado em uma protoestrela , a massa combinada deveria ter se tornado quente o suficiente para que seu calor afugentasse qualquer matéria que chegasse. Com efeito, a protoestrela chega a um ponto em que evapora o material tão rápido quanto coleta novo material. O limite de Eddington é baseado na pressão da luz do núcleo de uma estrela já formada: conforme a massa aumenta além de ~ 150 M _☉ , a intensidade da luz irradiada do núcleo de uma estrela de População I se tornará suficiente para que a pressão da luz que empurra para fora exceda a força gravitacional puxando para dentro, e o material da superfície da estrela estará livre para flutuar no espaço.

Limites de acreção

Os astrônomos há muito levantam a hipótese de que, à medida que uma protoestrela atinge um tamanho além de 120 M _☉ , algo drástico deve acontecer. Embora o limite possa ser estendido para estrelas de População III muito antigas , e embora o valor exato seja incerto, se alguma estrela ainda existir acima de 150–200 M _☉ , ela desafiaria as teorias atuais de evolução estelar .

Estudando o Aglomerado de Arcos , que atualmente é o aglomerado de estrelas mais denso conhecido em nossa galáxia , os astrônomos confirmaram que as estrelas nesse aglomerado não ocorrem com mais de 150 M _☉ .

O aglomerado R136 é uma coleção incomumente densa de estrelas jovens, quentes e azuis.

Estrelas ultramassivas raras que excedem esse limite - por exemplo, no aglomerado de estrelas R136 - podem ser explicadas pela seguinte proposta: Alguns dos pares de estrelas massivas em órbita próxima em sistemas de múltiplas estrelas jovens e instáveis devem ocasionalmente colidir e se fundir onde certos circunstâncias que tornam possível uma colisão.

Limite de massa de Eddington

Um limite na massa estelar surge devido à pressão da luz: para uma estrela suficientemente massiva, a pressão externa da energia radiante gerada pela fusão nuclear no núcleo da estrela excede a atração interna de sua própria gravidade. A massa mais baixa para a qual esse efeito está ativo é o limite de Eddington .

Estrelas de maior massa têm uma taxa mais alta de geração de energia central, e a luminosidade das estrelas mais pesadas aumenta desproporcionalmente ao aumento de suas massas. O limite de Eddington é o ponto além do qual uma estrela deve se separar, ou pelo menos perder massa suficiente para reduzir sua geração interna de energia a uma taxa mais baixa e sustentável. A massa do ponto limite real depende de quão opaco é o gás na estrela, e as estrelas da População I ricas em metal têm limites de massa mais baixos do que as estrelas da População II pobres em metais , com as hipotéticas estrelas da População III livres de metal tendo a maior massa permitida , algo em torno de 300 M _☉ .

Em teoria, uma estrela mais massiva não poderia se manter unida por causa da perda de massa resultante do escoamento do material estelar. Na prática, o limite de Eddington teórico deve ser modificado para estrelas de alta luminosidade e o limite empírico de Humphreys-Davidson é usado em seu lugar.

Lista das estrelas mais massivas

As duas listas a seguir mostram algumas das estrelas conhecidas, incluindo as estrelas em aglomerado aberto , associação OB e região H II . Apesar de sua alta luminosidade, muitos deles estão, no entanto, muito distantes para serem observados a olho nu. Estrelas que são pelo menos às vezes visíveis a olho nu têm sua magnitude aparente (6,5 ou mais brilhante) destacada em azul.

A primeira lista fornece estrelas estimadas em 60 M _☉ ou maiores; a maioria dos quais são mostrados. A segunda lista inclui algumas estrelas notáveis ​​que estão abaixo de 60 M _☉ para fins de comparação. O método usado para determinar a massa de cada estrela está incluído para dar uma ideia da incerteza dos dados; observe que a massa das estrelas binárias pode ser determinada com muito mais precisão. As massas listadas abaixo são a massa atual (evoluída) das estrelas, não sua massa inicial (formação).

Algumas estrelas notáveis ​​de massa inferior a 60 M _☉ são incluídas para fins de comparação.

Buracos negros

Os buracos negros são o ponto final da evolução de estrelas massivas. Tecnicamente, eles não são estrelas, pois não geram mais calor e luz por meio da fusão nuclear em seus núcleos. Alguns buracos negros podem ter origens cosmológicas e, então, nunca teriam sido estrelas. Acredita-se que isso seja especialmente provável nos casos dos buracos negros mais massivos .

• Buracos negros estelares são objetos com aproximadamente 4–15 M _☉ .
• Os buracos negros de massa intermediária variam de 100 a 10 000 M _☉ .
• Os buracos negros supermassivos estão na faixa de milhões ou bilhões de M _☉ .

Veja também

Referências

links externos

• “Estatísticas no cluster Arches” . HubbleSite . Maio de 2005.
• "A estrela mais massiva descoberta" . Space.com .
• "Conjunto de arcos" . ScienceDaily . Março de 2005.
• "Quão pesada uma estrela pode ficar?" . 3 torres . Arquivado do original em 2007-10-28.
• "Hubble revela estrelas monstruosas" . NASA . Março de 2016.