Lista de las estrellas más masivas
La mayoría de las masas enumeradas a continuación están en disputa y, al ser objeto de investigación actual, permanecen bajo revisión y sujetas a una revisión constante de sus masas y otras características. De hecho, muchas de las masas enumeradas en la tabla a continuación se deducen de la teoría, utilizando mediciones difíciles de las temperaturas y los brillos absolutos de las estrellas . Todas las masas enumeradas a continuación son inciertas: tanto la teoría como las mediciones superan los límites del conocimiento y la tecnología actuales. Tanto las teorías como las mediciones podrían ser incorrectas. Por ejemplo, VV Cephei podría estar entre 25 y 40 M ☉ o 100 M ☉ , según la propiedad de la estrella que se examine.
Dado que las estrellas masivas son raras, los astrónomos deben mirar muy lejos de la Tierra para encontrarlas. Todas las estrellas enumeradas están a muchos miles de años luz de distancia, lo que dificulta las mediciones. Además de estar muy lejos, muchas estrellas de una masa tan extrema están rodeadas de nubes de gas creadas por vientos estelares extremadamente poderosos ; el gas circundante interfiere con las mediciones de temperaturas y brillos estelares, que ya son difíciles de obtener, lo que complica enormemente el problema de estimar las estructuras y composiciones químicas internas. [a] Esta obstrucción conduce a dificultades en el cálculo de parámetros.
Tanto las nubes oscurecedoras como las grandes distancias dificultan juzgar si la estrella es solo un objeto supermasivo único o, en cambio, un sistema estelar múltiple . Varias de las "estrellas" enumeradas a continuación pueden ser en realidad dos o más compañeras que orbitan demasiado cerca para distinguirlas con nuestros telescopios, cada estrella es masiva en sí misma pero no necesariamente "supermasiva" para estar en esta lista o cerca de la parte superior de ella. . Son posibles otras combinaciones, por ejemplo, una estrella supermasiva con uno o más compañeros más pequeños o más de una estrella gigante, pero sin poder ver el interior de la nube circundante, es difícil saber la verdad del asunto. Más globalmente, las estadísticas sobre poblaciones estelares parecen indicar que el límite de masa superior está en el rango de 100 a 200 masas solares. [1]
Las estrellas binarias eclipsantes son las únicas estrellas cuyas masas se estiman con cierta confianza. Sin embargo, tenga en cuenta que casi todas las masas enumeradas en la siguiente tabla se dedujeron mediante métodos indirectos; solo algunas de las masas de la tabla se determinaron utilizando sistemas eclipsantes.
Entre las masas enumeradas más fiables se encuentran las de las binarias eclipsantes NGC 3603-A1 , WR 21a y WR 20a . Las masas de los tres se obtuvieron a partir de mediciones orbitales. [b] Esto implica medir sus velocidades radiales y también sus curvas de luz. Las velocidades radiales solo arrojan valores mínimos para las masas, dependiendo de la inclinación, pero las curvas de luz de las binarias eclipsantes brindan la información que falta: la inclinación de la órbita a nuestra línea de visión.
Algunas estrellas pueden haber sido alguna vez más masivas de lo que son hoy. Es probable que muchos hayan sufrido una pérdida de masa significativa (quizás tanto como varias decenas de masas solares). Esta masa puede haber sido expulsada por supervientos : vientos de alta velocidad que son impulsados por la fotosfera caliente hacia el espacio interestelar. El proceso forma una envoltura extendida ampliada alrededor de la estrella que interactúa con el medio interestelar cercano e infunde a la región elementos más pesados que el hidrógeno o el helio. [C]
.jpg/440px-Grand_star-forming_region_R136_in_NGC_2070_(captured_by_the_Hubble_Space_Telescope).jpg)
.jpg){kind=link}