Esta es una lista de las estrellas más masivas descubiertas hasta ahora, en masas solares ( M ☉ ).
Incertidumbres y advertencias
La mayoría de las masas enumeradas a continuación están en disputa y, al ser objeto de investigación actual, permanecen bajo revisión y sujetas a revisión constante de sus masas y otras características. De hecho, muchas de las masas que figuran en la siguiente tabla se deducen de la teoría, usando mediciones difíciles de las estrellas ' temperaturas y luminosidades absolutas. Todas las masas enumeradas a continuación son inciertas: tanto la teoría como las mediciones están superando los límites del conocimiento y la tecnología actuales. Tanto la medición como la teoría, o ambas, podrían ser incorrectas. Por ejemplo, VV Cephei podría estar entre 25-40 M ☉ o 100 M ☉ , dependiendo de qué propiedad de la estrella se examine.
Las estrellas masivas son raras; los astrónomos deben mirar muy lejos de la Tierra para encontrar uno. Todas las estrellas enumeradas están a muchos miles de años luz de distancia y eso solo dificulta las mediciones.
Además de estar muy lejos, muchas estrellas de masa tan extrema están rodeadas por nubes de gas que fluyen creadas por vientos estelares extremadamente poderosos ; el gas circundante interfiere con las mediciones ya difíciles de obtener de las temperaturas y brillos estelares y complica enormemente la cuestión de estimar las composiciones y estructuras químicas internas. [a] Esta obstrucción genera dificultades en el cálculo de los parámetros.
Tanto las nubes oscurecidas como las grandes distancias hacen que sea difícil juzgar si la estrella es solo un objeto supermasivo o, en cambio, un sistema estelar múltiple . Algunas de las "estrellas" que se enumeran a continuación pueden ser en realidad dos o más compañeras que orbitan demasiado cerca para distinguirlas con nuestros telescopios, ya que cada estrella es masiva en sí misma, pero no necesariamente "supermasiva" para estar en esta lista o cerca de la parte superior. . 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 dentro 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 masa solar de 100 a 200. [1]
Estimaciones raras y fiables
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 tabla siguiente se infirieron por métodos indirectos; sólo algunas de las masas de la tabla se determinaron mediante sistemas eclipsantes.
Entre las masas enumeradas más confiables se encuentran las de los binarios 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 los binarios eclipsantes proporcionan la información que falta: inclinación de la órbita a nuestra línea de visión.
Relevancia de la evolución estelar
Algunas estrellas pueden haber sido alguna vez más pesadas de lo que son hoy. Es probable que muchos hayan sufrido una pérdida de masa significativa, tal vez tanto como varias decenas de masas solares, expulsadas 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]
También hay, o más bien existían , estrellas que podrían haber aparecido en la lista pero ya no existen como estrellas, o son impostores de supernovas ; hoy solo vemos los escombros. [d] Las masas de las estrellas precursoras que alimentaron estos cataclismos se pueden estimar a partir del tipo de explosión y la energía liberada, pero esas masas no se enumeran aquí (ver § Agujeros negros a continuación).
Límites de masa
Hay dos límites teóricos relacionados sobre cuán masiva puede ser una estrella: el límite de acreción y el límite de masa de Eddington. El límite de acreción está relacionada con la formación de estrellas: Después de aproximadamente 120 M ☉ han acrecentado en una protoestrella , la masa combinada debería haber vuelto lo suficientemente caliente para su calor para alejar cualquier asunto entrante más. En efecto, la protoestrella llega a un punto en el que evapora el material tan rápido como recoge material nuevo. El límite de Eddington se basa en la presión de la luz del núcleo de una estrella ya formada: a medida que la masa aumenta más allá de ~ 150 M ☉ , la intensidad de la luz irradiada desde el núcleo de una estrella de Población I será suficiente para que la presión de la luz que empuja hacia afuera exceda la fuerza gravitacional tirando hacia adentro, y el material de la superficie de la estrella estará libre para flotar en el espacio.
Límites de acreción
Los astrónomos han planteado durante mucho tiempo la hipótesis de que a medida que una protoestrella crece a un tamaño superior a 120 M ☉ , debe suceder algo drástico. Aunque el límite puede extenderse para las estrellas muy tempranas de la Población III , y aunque el valor exacto es incierto, si todavía existen estrellas por encima de 150-200 M ☉ , desafiarían las teorías actuales de la evolución estelar .
Al estudiar el cúmulo Arches , que es actualmente el cúmulo de estrellas más denso conocido en nuestra galaxia , los astrónomos han confirmado que las estrellas en ese cúmulo no ocurren más de 150 M ☉ .
Las estrellas ultramasivas raras que exceden este límite, por ejemplo en el cúmulo de estrellas R136 , podrían explicarse por la siguiente propuesta: algunos de los pares de estrellas masivas en órbita cercana en sistemas de estrellas múltiples jóvenes e inestables deben ocasionalmente colisionar y fusionarse donde ciertas inusuales Las circunstancias sostienen que hacen posible una colisión. [2]
Límite de masa de Eddington
Un límite en la masa estelar surge debido a la presión de la luz: para una estrella suficientemente masiva, la presión hacia afuera de la energía radiante generada por la fusión nuclear en el núcleo de la estrella excede la atracción hacia adentro de su propia gravedad. La masa más baja para la que este efecto está activo es el límite de Eddington .
Las estrellas de mayor masa tienen una tasa más alta de generación de energía en el núcleo, y la luminosidad de las estrellas más pesadas aumenta de manera desproporcionada con el aumento de su masa. El límite de Eddington es el punto más allá del cual una estrella debería separarse, o al menos arrojar suficiente masa para reducir su generación de energía interna a una tasa más baja y mantenible. La masa del punto límite real depende de cuán opaco sea el gas en la estrella, y las estrellas de la Población I ricas en metales tienen límites de masa más bajos que las estrellas de la Población II pobres en metales, y las estrellas hipotéticas de la Población III libres de metales tienen la masa más alta permitida , en algún lugar alrededor de 300 M ☉ .
En teoría, una estrella más masiva no podría mantenerse unida debido a la pérdida de masa resultante de la salida de material estelar. En la práctica, el límite de Eddington teórico debe modificarse para las estrellas de alta luminosidad y, en su lugar, se utiliza el límite empírico de Humphreys-Davidson . [3]
Lista de las estrellas más masivas
Las siguientes dos listas muestran algunas de las estrellas conocidas, incluidas las estrellas en cúmulo abierto , asociación OB y región H II . A pesar de la alta luminosidad de estas estrellas masivas, muchas de estas estrellas son, sin embargo, demasiado distantes para ser observadas a simple vista. Las estrellas que son al menos a veces visibles a simple vista tienen su magnitud aparente (6,5 o más brillante) resaltada en azul.
Estrella Wolf – Rayet |
Variable azul luminosa |
Estrella de tipo O |
Estrella tipo B |
La primera lista da estrellas que se estiman en 60 M ☉ o más. Se muestran la mayoría de las estrellas que se cree que tienen más de 60 M ☉ , pero la lista está incompleta.
La segunda lista da algunas estrellas notables con el propósito de comparar.
En cada lista, se incluye el método utilizado para determinar la masa para dar una idea de la incertidumbre: las estrellas binarias se determinan de manera más segura que los métodos indirectos como la conversión de luminosidad, extrapolación de modelos de atmósfera estelar, .... Las masas enumeradas a continuación son la masa actual (evolucionada) de las estrellas, no su masa inicial (de formación).
Nombre de la estrella | Masa ( M ☉ , Sol = 1) | Aprox. distancia de la tierra (en años luz ) | Magnitud visible aparente | Temperatura efectiva ( K ) | Método de estimación | Enlace | Referencia |
---|---|---|---|---|---|---|---|
BAT99-98 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 226 | 165.000 | 13.38 | 45.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [5] |
R136a1 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 215 | 163.000 | 12.28 | 46.000 | Evolución | SIMBAD | [6] [5] |
R136a7 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 199 | 163.000 | 13,97 | 49.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
Melnick 42 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 189 | 163.000 | 12,78 | 47,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
R136a2 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 187 | 163.000 | 12.34 | 50.000 | Evolución | SIMBAD | [6] [5] |
VFTS 1022 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 178 | 164.000 | 13.47 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
R136a5 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 171 | 157.000 | 13,71 | 47.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
R136a4 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 167 | 157.000 | 13.41 | 48.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
HSH95-46 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 160 | 163.000 | 14.56 | 49.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
R136a3 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 154 | 163.000 | 12,97 | 50.000 | Evolución | SIMBAD | [6] [5] |
VFTS 682 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 153 | 164.000 | 16.08 | 52.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [8] [5] |
HD 15558 A (en IC 1805 de Heart Nebula ) | 152 | 24,400 | 7.87 (combinado) | 39,500 | Binario | SIMBAD | [9] [10] |
HSH95-36 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 149 | 163.000 | 14.41 | 52 000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
Melnick 34 A (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 147 | 163.000 | 13.09 (combinado) | 53.000 | Binario | SIMBAD | [11] [5] |
VFTS 482 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 145 | 164.000 | 12,95 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
R136c (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 142 | 163.000 | 13.43 | 51.000 | Evolución | SIMBAD | [12] [5] |
VFTS 1021 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 141 | 164.000 | 13.35 | 39.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
LH 10-3209 A (en NGC 1763 de LMC ) | 140 | 160.000 | 11.859 (combinado) | 42,500 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [14] [e] |
VFTS 506 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 138 | 164.000 | 13.31 | 47,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [8] [5] |
Melnick 34 B (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 136 | 163.000 | 13.09 (combinado) | 53.000 | Binario | SIMBAD | [11] [5] |
VFTS 545 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 133 | 164.000 | 13.32 | 47,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
HD 97950 B (WR 43b en HD 97950 de NGC 3603 ) | 132 | 24.800 | 11.33 | 42.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [15] [16] |
HD 269810 (en NGC 2029 de LMC ) | 130 | 163.000 | 12.22 | 52,500 | Espectroscopia | SIMBAD | [17] [18] |
HSH95-73 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 127 | 163.000 | 15.13 | 33.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
WR 42e (en HD 97950 de NGC 3603 ) | 123 | 25.000 | 14.53 | 43.000 | Expulsión | SIMBAD | [20] [f] |
R136a6 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 121 | 157.000 | 13.35 | 53.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
HD 97950 A1a (WR 43a A en HD 97950 de NGC 3603 ) | 120 | 24.800 | 11.18 (combinado) | 42.000 | Binario | SIMBAD | [15] [16] |
LSS 4067 (en HM 1 ) | 120 | 11.000 | 11.44 | 40.000 | Evolución | SIMBAD | [21] [22] |
R136b (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 120 | 163.000 | 13.24 | 37.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
WR 93 (en Pismis 24 de NGC 6357 ) | 120 | 5.900 | 10,68 | 71.000 | Evolución | SIMBAD | [21] [10] |
Sk -69 ° 212 (en NGC 2044 de LMC ) | 119 | 160.000 | 12.416 | 45.400 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
Sk -69 ° 249 A (en NGC 2074 de LMC ) | 119 | 160.000 | 12.02 (combinado) | 38,900 | Evolución | SIMBAD | [23] [24] |
ST5-31 (en NGC 2074 de LMC ) | 119 | 160.000 | 12.273 | 50,700 | Evolución | SIMBAD | [23] [25] |
MSP 183 (en Westerlund 2 ) | 115 | 20.000 | 13.878 | 46,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [26] [27] |
WR 24 (en el cilindro 228 de la nebulosa Carina ) | 114 | 14.000 | 6,48 | 50,100 | Evolución | SIMBAD | [28] [29] |
HD 97950 C 1 (WR 43c A en HD 97950 de NGC 3603 ) | 113 | 24.800 | 11,89 (combinado) | 44.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [15] [16] [e] |
Arches -F9 (WR 102ae en Arches Cluster ) | 111,3 | 25.000 | 16,1 (banda J) | 36,600 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
Cygnus OB2 # 12 A (en Cygnus OB2 ) | 110 | 5.200 | 11,702 (combinado) | 13,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [32] [33] [e] |
HD 93129 Aa (en Trumpler 14 de Carina Nebula ) | 110 | 7.500 | 6,9 (combinado) | 42,500 | Trinaria | SIMBAD | [34] [10] |
R146 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 109 | 164.000 | 13.11 | 63.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [5] |
VFTS 621 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 107 | 164.000 | 15.39 | 54.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
WR 21a A ( estrella fugitiva de Westerlund 2 ) | 103,6 | 26,100 | 12.661 (combinado) | 45.000 | Binario | SIMBAD | [35] [18] |
R99 (en N44 de LMC ) | 103 | 164.000 | 11.52 | 28.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [10] |
HSH95-47 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 102 | 163.000 | 14,72 | 47.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [5] |
Arches -F6 (WR 102ah en Arches Cluster ) | 101 | 25.000 | 15,75 (banda J) | 33,900 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
Sk -65 ° 47 (en NGC 1923 de LMC ) | 101 | 160.000 | 12.466 | 47.800 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
Arches -F1 (WR 102ad en Arches Cluster ) | 100,9 | 25.000 | 16,3 (banda J) | 33.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
Peony Star (WR 102ka en Peony Nebula cerca del Centro Galáctico ) | 100 | 26.000 | 12,978 (banda J) | 25,100 | Espectroscopia | SIMBAD | [36] [37] |
VFTS 457 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 100 | 164.000 | 13,74 | 39.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
η Carinae A (en Trumpler 16 de Carina Nebula ) | 100 | 7.500 | 4.3 (combinado) | 9.400-35.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [38] [39] |
Mercer 30-1 A (WR 46-3 A en Mercer 30 de Dragonfish Nebula ) | 99 | 40.000 | 10,33 (banda J) | 32.200 | Evolución | SIMBAD | [40] [g] [e] |
Sk -68 ° 137 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 99 | 160.000 | 13.346 | 50.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [14] |
HSH95-48 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 98 | 163.000 | 14,75 | 49.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
WR 25 A (en Trumpler 16 de Carina Nebula ) | 98 | 6.500 | 8.8 (combinado) | 50,100 | Evolución | SIMBAD | [28] [10] [e] |
BI 253 ( estrella fugitiva de la nebulosa Tarántula de LMC ) | 97,6 | 164.000 | 13,76 | 54.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [12] [41] |
R136a8 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 96 | 157.000 | 14.42 | 51.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [19] [5] |
HD 38282 B (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 95 | 163.000 | 11,11 (combinado) | 47.000 | Binario | SIMBAD | [42] [18] |
HM 1-6 (en HM 1 ) | 95 | 11.000 | 11,64 | 44,700 | Evolución | SIMBAD | [21] [43] |
NGC 3603-42 (en HD 97950 de NGC 3603 ) | 95 | 25.000 | 12,86 | 50.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [16] |
R139 A (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 95 | 163.000 | 11,94 (combinado) | 35.000 | Binario | SIMBAD | [4] [5] |
BAT99-6 (en NGC 1747 de LMC ) | 94 | 165.000 | 11,95 | 165.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] |
HSH95-49 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 94 | 163.000 | 14,75 | 48.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
Sk -66 ° 172 (en N64 de LMC ) | 94 | 160.000 | 13,1 | 46,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [14] [h] |
ST2-22 (en NGC 2044 de LMC ) | 94 | 160.000 | 14.3 | 51,300 | Evolución | SIMBAD | [23] [44] |
VFTS 259 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 94 | 164.000 | 13,65 | 37,600 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
VFTS 562 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 94 | 164.000 | 13,66 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
VFTS 512 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 93 | 164.000 | 14.28 | 47,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
HD 97950 A1b (WR 43a B en HD 97950 de NGC 3603 ) | 92 | 24.800 | 11.18 (combinado) | 40.000 | Binario | SIMBAD | [15] [16] |
VFTS 16 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 91,6 | 164.000 | 13.55 | 50,600 | Espectroscopia | SIMBAD | [12] [5] |
HD 97950 A3 (en HD 97950 de NGC 3603 ) | 91 | 24.800 | 12,95 | 50.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [16] |
NGC 346 -W1 (en NGC 346 de SMC ) | 91 | 200.000 | 12.57 | 43.400 | Evolución | SIMBAD | [23] [45] |
HSH95-45 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 90 | 163.000 | 14,65 | 42.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
R127 (en NGC 2055 de LMC ) | 90 | 160.000 | 10.15 | 10,000-27,000 | Evolución | SIMBAD | [46] [18] |
VFTS 333 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 90 | 164.000 | 12.49 | 37,600 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
VFTS 267 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 89 | 164.000 | 13.49 | 44,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
VFTS 64 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 88 | 164.000 | 14.621 | 39.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [14] |
BAT99-80 A (en NGC 2044 de LMC ) | 87 | 165.000 | 13 (combinado) | 45.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [23] [44] |
R140b (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 87 | 165.000 | 12,66 | 47.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [5] |
VFTS 542 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 87 | 164.000 | 13.47 | 44,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
VFTS 599 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 87 | 164.000 | 13,8 | 44,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
WR 89 (en HM 1 ) | 87 | 11.000 | 11.02 | 39.800 | Evolución | SIMBAD | [28] [18] |
Arches -F7 (WR 102aj en Arches Cluster ) | 86,3 | 25.000 | 15,74 (banda J) | 32,900 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
Sk -69 ° 104 (en NGC 1910 de LMC ) | 86 | 160.000 | 12,1 | 39,900 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
VFTS 1017 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 86 | 164.000 | 14,5 | 50,100 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
Brey 21 A (en NGC 1910 de LMC ) | 85 | 160.000 | 11.29 (combinado) | 71.000 | Evolución | SIMBAD | [23] [18] [e] |
LH 10-3061 (en NGC 1763 de LMC ) | 85 | 160.000 | 13.491 | 52 000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [14] |
Sk 80 (en NGC 346 de SMC ) | 85 | 200.000 | 12.31 | 38,900 | Evolución | SIMBAD | [23] [47] |
VFTS 603 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 85 | 164.000 | 13,99 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
Sk -70 ° 91 (en BSDL 1830 de LMC ) | 84.09 | 165.000 | 12,78 | 48,900 | Evolución | SIMBAD | [48] [14] [i] |
R147 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 84 | 164.000 | 12.993 | 47,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [49] |
HD 93250 A (en Trumpler 16 de Carina Nebula ) | 83,3 | 7.500 | 7.5 (combinado) | 46.000 | Evolución | SIMBAD | [50] [10] [e] |
HSH95-30 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 83 | 163.000 | 14.21 | 37.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
WR 20a A (en Westerlund 2 ) | 82,7 | 20.000 | 13,28 (combinado) | 43.000 | Binario | SIMBAD | [51] |
TIC 276934932 A (en NGC 2048 de LMC ) | 82 | 160.000 | 14.05 (combinado) | 45.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [14] |
WR 20a B (en Westerlund 2 ) | 81,9 | 20.000 | 13,28 (combinado) | 43.000 | Binario | SIMBAD | [51] |
Trumpler 27-27 (en Trumpler 27 ) | 81 | 3.900 | 13.31 | 37.000 | Evolución | SIMBAD | [21] [18] |
BAT99-96 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 80 | 165.000 | 13,76 | 42.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [5] |
HD 15570 (en IC 1805 de Heart Nebula ) | 80 | 7.500 | 8.11 | 46.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [9] [10] |
HD 38282 A (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 80 | 163.000 | 11,11 (combinado) | 47.000 | Binario | SIMBAD | [42] [18] |
HSH95-70 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 80 | 163.000 | 14,96 | 47.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
Arches -F15 (en grupo de arcos ) | 79,7 | 25.000 | 16.12 (banda J) | 35,600 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
BI 237 (en BSDL 2527 de LMC ) | 79,66 | 165.000 | 13,83 | 51,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [48] [14] [j] |
VFTS 94 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 79 | 164.000 | 14.161 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [14] |
VFTS 151 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 79 | 164.000 | 14.13 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
HSH95-31 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 78 | 163.000 | 14.12 | 48.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
LH 41-32 (en NGC 1910 de LMC ) | 78 | 160.000 | 13.086 | 48.200 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
Pismis 24-17 (en Pismis 24 de NGC 6357 ) | 78 | 5.900 | 11,84 | 42,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [52] [43] |
VFTS 404 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 78 | 164.000 | 14.14 | 44,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
HSH95-112 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 77 | 163.000 | 15,74 | 36.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
BAT99-68 (en BSDL 2505 de LMC ) | 76 | 165.000 | 14.13 | 45.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] [k] |
HD 93632 (en Collinder 228 de Carina Nebula ) | 76 | 10,000 | 8.23 | 45.400 | Evolución | SIMBAD | [21] [10] |
NGC 346 -W3 (en NGC 346 de SMC ) | 76 | 200.000 | 12,8 | 52,500 | Evolución | SIMBAD | [23] [45] |
VFTS 169 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 76 | 164.000 | 14.437 | 47,300 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [14] |
VFTS 440 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 76 | 164.000 | 12.046 | 39.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [14] |
AB1 (en DEM S10 de SMC ) | 75 | 197.000 | 15.238 | 79.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [53] [45] [l] |
WR 22 A (en Bochum 10 de la nebulosa Carina ) | 75 | 8.300 | 6,42 (combinado) | 44,700 | Evolución | SIMBAD | [28] [10] [m] |
Pismis 24-1 NE (en Pismis 24 de NGC 6357 ) | 74 | 6.500 | 11 | 42,500 | Binario | SIMBAD | [52] [54] |
VFTS 608 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 74 | 164.000 | 14.22 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
Mercer 30-3 (en Mercer 30 de Dragonfish Nebula ) | 73 | 40.000 | 12,62 (banda J) | 39,300 | Evolución | SIMBAD | [40] [g] |
Mercer 30-11 (en Mercer 30 de Dragonfish Nebula ) | 73 | 40.000 | 12,33 (banda J) | 36.800 | Evolución | SIMBAD | [40] [g] |
VFTS 566 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 73 | 164.000 | 14.05 | 44,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
LH 64-16 (en NGC 2001 de LMC ) | 72 | 160.000 | 13.666 | 50,900 | Evolución | SIMBAD | [23] [25] |
NGC 2044 -W35 (en NGC 2044 de LMC ) | 72 | 160.000 | 14,1 | 48.200 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
VFTS 216 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 72 | 164.000 | 14.389 | 44,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [14] |
HSH95-58 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 71 | 163.000 | 14,8 | 50.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
ST2-1 (en NGC 2044 de LMC ) | 71 | 160.000 | 14.3 | 44,100 | Evolución | SIMBAD | [23] [44] |
VFTS 3 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 71 | 164.000 | 11.56 | 21.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [55] [5] |
Arches -F12 (WR 102af en Arches Cluster ) | 70 | 25.000 | 16,4 (banda J) | 36,900 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
Brey 50 (en NGC 2033 de LMC ) | 70 | 165.000 | 13.25 | 117.000 | Evolución | SIMBAD | [23] [18] |
HD 15629 (en IC 1805 de Heart Nebula ) | 70 | 7.500 | 8.42 | 45,900 | Espectroscopia | SIMBAD | [9] [10] |
HD 37974 (en N135 de LMC ) | 70 | 163.000 | 10,99 | 22.500 | Espectroscopia | SIMBAD | [56] [18] [n] |
HD 93129 Ab (en Trumpler 14 de Carina Nebula ) | 70 | 7.500 | 7.31 (combinado) | 44.000 | Trinaria | SIMBAD | [34] [57] |
M33 X-7 B (en Triangulum Galaxy ) | 70 | 2,700,000 | 18,7 | 35.000 | Binario | SIMBAD | [58] [59] |
Sk -69 ° 194 A (en NGC 2033 de LMC ) | 70 | 160.000 | 12.131 (combinado) | 45.000 | Evolución | SIMBAD | [23] [49] [e] |
VFTS 125 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 69,6 | 164.000 | 16.6 | 55.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [12] [44] |
HD 46150 (en NGC 2244 de Rosette Nebula ) | 69 | 5.200 | 6,73 | 44.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [10] |
HD 229059 (en Berkeley 87 ) | 69 | 3000 | 8.7 | 26,300 | Evolución | SIMBAD | [21] [10] |
ST2-3 (en NGC 2044 de LMC ) | 69 | 160.000 | 14.264 | 44,900 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
ST2-32 (en NGC 2044 de LMC ) | 69 | 160.000 | 13.903 | 45.400 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
W28-23 (en NGC 2033 de LMC ) | 69 | 160.000 | 13.702 | 51,300 | Evolución | SIMBAD | [23] [25] |
HD 93403 A (en Trumpler 16 de Carina Nebula ) | 68,5 | 10,400 | 8.27 (combinado) | 39,300 | Binario | SIMBAD | [60] [18] |
HD 93130 (en Collinder 228 de Carina Nebula ) | 68 | 10,000 | 8.04 | 39,900 | Evolución | SIMBAD | [21] [10] |
HM 1-8 (en HM 1 ) | 68 | 11.000 | 12.52 | 46,100 | Evolución | SIMBAD | [21] [43] |
HSH95-75 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 68 | 163.000 | 15.08 | 39.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
BAT99-93 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 67 | 165.000 | 13.446 | 45.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] |
Sk -69 ° 200 (en NGC 2033 de LMC ) | 67 | 160.000 | 11.18 | 26,300 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
Arches -F18 (en Arches Cluster ) | 66,9 | 25.000 | 16,7 (banda J) | 36,900 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
Arches -F4 (WR 102al en Arches Cluster ) | 66,4 | 25.000 | 15,63 (banda J) | 36.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [30] [31] |
BAT99-59 A (en NGC 2020 de LMC ) | 66 | 165.000 | 13.186 (combinado) | 71.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] [e] |
BAT99-104 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 66 | 165.000 | 12,5 | 63.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] |
HD 5980 B (en NGC 346 de SMC ) | 66 | 200.000 | 11,31 (combinado) | 45.000 | Trinaria | SIMBAD | [61] [57] |
HD 190429 A (cerca de Barnard 146 ) | 66 | 7.800 | 6,63 (combinado) | 46.000 | Binario | SIMBAD | [62] [10] |
LH 31-1003 (en NGC 1858 de LMC ) | 66 | 160.000 | 13.186 | 41,900 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
LH 114-7 (en N70 de LMC ) | 66 | 160.000 | 13,66 | 50.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [14] [o] |
Pismis 24-1 SW (en Pismis 24 de NGC 6357 ) | 66 | 6.500 | 11,1 | 40.000 | Binario | SIMBAD | [52] [54] |
BAT99-126 (en NGC 2081 de LMC ) | sesenta y cinco | 165.000 | 13.166 | 71.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] |
HSH95-89 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | sesenta y cinco | 163.000 | 14,76 | 44.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [19] |
VFTS 63 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | sesenta y cinco | 164.000 | 14,4 | 42.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [44] |
VFTS 145 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | sesenta y cinco | 164.000 | 14.3 | 39.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
VFTS 518 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | sesenta y cinco | 164.000 | 15.11 | 44,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
BD + 43 ° 3654 ( Estrella fugaz de Cygnus OB2 ) | 64,6 | 5.400 | 10.06 | 40.400 | Evolución | SIMBAD | [63] [57] |
BAT99-129 A (en DEM L294 de LMC ) | 64 | 165.000 | 14.701 (combinado) | 79.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] [p] [e] |
HSH95-68 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 64 | 163.000 | 15.15 | 43.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
Sk -69 ° 25 (en NGC 1748 de LMC ) | 64 | 160.000 | 11.886 | 43,600 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
Trumpler 27-23 (en Trumpler 27 ) | 64 | 3.900 | 10.09 | 27.500 | Evolución | SIMBAD | [21] [18] |
HD 46223 (en NGC 2244 de la nebulosa Rosette ) | 63 | 5.200 | 7.28 | 46.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [10] |
HD 64568 (en NGC 2467 de Puppis OB2 ) | 63 | 16 000 | 9.39 | 54.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [18] |
HD 303308 (en Trumpler 16 de Carina Nebula ) | 63 | 9.200 | 8.17 | 51,300 | Evolución | SIMBAD | [21] [18] |
HR 6187 A (en NGC 6193 de Ara OB1 ) | 63 | 4.300 | 5,54 (combinado) | 46,500 | Septenario | SIMBAD | [64] [10] |
LH 10-3058 (en NGC 1763 de LMC ) | 63 | 160.000 | 14.089 | 54.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [13] [14] |
ST5-71 (en NGC 2074 de LMC ) | 63 | 160.000 | 13.266 | 45.400 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
AB9 (en DEM S80 de SMC ) | 62 | 197.000 | 15.431 | 100.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [53] [45] [q] |
Brey 32 B (en NGC 1966 de LMC ) | 62 | 165.000 | 12,32 (combinado) | 43,600 | Evolución | SIMBAD | [23] [18] |
HD 93160 (en Trumpler 14 de Carina Nebula ) | 62 | 8.000 | 7,6 | 42,700 | Evolución | SIMBAD | [21] [10] |
LH 41-1017 (en NGC 1910 de LMC ) | 62 | 160.000 | 12.266 | 42,700 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
Mercer 30 -6a A (WR 46-4 A en Mercer 30 de Dragonfish Nebula ) | 62 | 40.000 | 10,39 (banda J) | 29,900 | Evolución | SIMBAD | [40] [g] [e] |
ST4-18 (en NGC 2081 de LMC ) | 62 | 160.000 | 13.639 | 44,800 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
VFTS 664 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 62 | 164.000 | 13.937 | 39,900 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [14] |
HD 229196 (en Cygnus OB9 ) | 61,6 | 5,000 | 8.59 | 40,900 | Evolución | SIMBAD | [63] [43] |
AB8 B (en NGC 602 de SMC ) | 61 | 197.000 | 12,83 (combinado) | 45.000 | Binario | SIMBAD | [61] [65] |
BAT99-79 A (en NGC 2044 de LMC ) | 61 | 165.000 | 13.486 (combinado) | 42.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [4] [14] [e] |
HD 5980 A (en NGC 346 de SMC ) | 61 | 200.000 | 11,31 (combinado) | 21.000-53.000 | Trinaria | SIMBAD | [61] [57] |
HSH95-64 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 61 | 163.000 | 15.03 | 40.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [6] [19] |
LH 41-18 (en NGC 1910 de LMC ) | 61 | 160.000 | 12.586 | 38.500 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] |
Mercer 30 -9 A (en Mercer 30 de Dragonfish Nebula ) | 61 | 40.000 | 12,25 (banda J) | 34.500 | Evolución | SIMBAD | [40] [g] [e] |
ST5-25 (en NGC 2074 de LMC ) | 61 | 160.000 | 13.551 | 48,600 | Evolución | SIMBAD | [23] [25] |
VFTS 422 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 61 | 164.000 | 15.14 | 39.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
WR 102hb (en clúster Quintuplet ) | 61 | 26.000 | 13,9 (banda J) | 25,100 | Evolución | SIMBAD | [66] [67] |
Sk -67 ° 166 (en GKK-A144 de LMC ) | 60,68 | 160.000 | 12.22 | 41.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [48] [14] [r] |
Sk -67 ° 167 (en GKK-A144 de LMC ) | 60,68 | 160.000 | 12.586 | 41.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [48] [14] [r] |
Sk -71 ° 46 (en BSDL 2242 de LMC ) | 60,68 | 160.000 | 13.241 | 41.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [48] [14] [s] |
Brey 10 (en NGC 1770 de LMC ) | 60 | 165.000 | 12,69 | 117.000 | Evolución | SIMBAD | [23] [18] |
Brey 94 A (en NGC 2081 de LMC ) | 60 | 165.000 | 12.996 (combinado) | 83.000 | Evolución | SIMBAD | [23] [14] [e] |
Brey 95a A (en NGC 2081 de LMC ) | 60 | 165.000 | 12,2 (combinado) | 83.000 | Evolución | SIMBAD | [23] [68] [e] |
Mercer 30-7 A (WR 46-5 A en Mercer 30 de Dragonfish Nebula ) | 60 | 40.000 | 11.516 (banda J) | 41.400 | Evolución | SIMBAD | [40] [g] [e] |
R134 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 60 | 164.000 | 12,75 | 39.800 | Espectroscopia | SIMBAD | [7] [5] |
R142 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 60 | 164.000 | 11,82 | 18.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [55] [5] |
R143 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 60 | 160.000 | 12.014 | 18.000-36.000 | Evolución | SIMBAD | [46] [14] |
Sk -69 ° 142a (en NGC 1983 de LMC ) | 60 | 160.000 | 11.093 | 34 000 | Evolución | SIMBAD | [46] [49] |
Sk -69 ° 259 (en NGC 2081 de LMC ) | 60 | 160.000 | 11,93 | 23.000 | Evolución | SIMBAD | [23] [18] |
Var 83 (en la galaxia del triángulo ) | 60 | 3,000,000 | 16.027 | 18.000-37.000 | Evolución | SIMBAD | [69] [70] |
VFTS 430 (en la Nebulosa Tarántula de LMC ) | 60 | 164.000 | 15.11 | 24.500 | Espectroscopia | SIMBAD | [55] [5] |
Algunas estrellas notables de masa inferior a 60 M ☉ se guardan aquí con fines comparativos.
Nombre de la estrella | Masa ( M ☉ , Sol = 1) | Aprox. distancia de la tierra (en años luz ) | Magnitud visible aparente | Temperatura efectiva ( K ) | Método de estimación | Enlace | Referencia |
---|---|---|---|---|---|---|---|
ζ Puppis (Naos en Vela R2 de Vela Molecular Ridge ) | 56,1 | 1.080 | 2,25 | 40.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [62] [10] [t] |
λ Cephei ( estrella fugitiva de Cepheus OB3 ) | 51,4 | 3,100 | 5,05 | 36.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [62] [10] |
τ Canis Majoris Aa (en NGC 2362 ) | 50 | 5.120 | 4.89 | 32 000 | Evolución | SIMBAD | [71] [10] |
θ 2 Orionis A (en Orion OB1 del Complejo Orion ) | 39 | 1500 | 5.02 | 34,900 | Evolución | SIMBAD | [72] [73] |
P Cygni (en IC 4996 de Cygnus OB1 ) | 37 | 5.100 | 4.82 | 18,700 | Espectroscopia | SIMBAD | [74] [10] [u] |
ζ 1 Scorpii (en NGC 6231 de Scorpius OB1 ) | 36 | 8.210 | 4.705 | 17.200 | Espectroscopia | SIMBAD | [75] [76] |
ζ Orionis Aa (Alnitak en Orion OB1 del Complejo de Orion ) | 33 | 1.260 | 2,08 | 29,500 | Evolución | SIMBAD | [77] |
θ 1 Orionis C 1 (en el complejo Trapezium Cluster of Orion ) | 33 | 1.340 | 5.13 (combinado) | 39.000 | Evolución | SIMBAD | [78] [10] |
κ Cassiopeiae (en Cassiopeia OB14 ) | 33 | 4000 | 4.16 | 23.500 | Evolución | SIMBAD | [79] [10] |
μ Normae (en NGC 6169 ) | 33 | 3260 | 4,91 | 28.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [80] [10] |
α Camelopardalis ( estrella fugitiva de NGC 1502 ) | 30,9 | 6.000 | 4.29 | 30.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [81] [10] |
ε Orionis (Alnilam en Orion OB1 del Complejo de Orion ) | 30 | 2.000 | 1,69 | 27.500 | Evolución | SIMBAD | [79] [10] |
γ 2 Velorum B (WR 11 B en Vela OB2 ) | 28,5 | 1.230 | 1,83 (combinado) | 35.000 | Evolución | SIMBAD | [82] [10] |
λ Orionis A (Meissa en Collinder 69 del Complejo Orion ) | 27,9 | 1.100 | 3,54 | 37,700 | Evolución | SIMBAD | [83] [84] |
ξ Persei (Menkib en la Nebulosa de Perseo OB2 de California ) | 26,1 | 1200 | 4.04 | 35.000 | Evolución | SIMBAD | [85] [10] |
WR 79a (en NGC 6231 de Scorpius OB1 ) | 24,4 | 5.600 | 5.77 | 35.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [86] [10] |
δ Orionis Aa1 (Mintaka en Orion OB1 del Complejo Orion ) | 24 | 1200 | 2,5 (combinado) | 29,500 | Evolución | SIMBAD | [87] [88] |
ι Orionis Aa1 (en NGC 1980 de Orion Complex ) | 23,1 | 1.340 | 2,77 (combinado) | 32.500 | Evolución | SIMBAD | [89] [90] |
κ Crucis (en el grupo de cajas de joyas ) | 23 | 7.500 | 5,98 | 16,300 | Evolución | SIMBAD | [91] [57] |
WR 78 (en NGC 6231 de Scorpius OB1 ) | 22 | 4.100 | 6,48 | 50,100 | Espectroscopia | SIMBAD | [28] [29] |
ο 2 Canis Majoris (en Collinder 121 ) | 21,4 | 2.800 | 3.043 | 15.500 | Evolución | SIMBAD | [92] [10] |
β Orionis A (Rigel en Orion OB1 del Complejo Orion ) | 21 | 860 | 0,13 | 12,100 | Evolución | SIMBAD | [93] [10] |
η Canis Majoris (en Collinder 121 ) | 21 | 2.000 | 2,45 | 15.000 | Evolución | SIMBAD | [79] [10] |
υ Orionis (Thabit en Orion OB1 del Complejo Orion ) | 20 | 2,900 | 4.618 | 33.400 | Evolución | SIMBAD | [94] [95] |
σ Orionis Aa (en Orion OB1 del Complejo de Orion ) | 18 | 1.260 | 4.07 (combinado) | 35.000 | Evolución | SIMBAD | [96] [97] |
μ Columbae ( estrella fugitiva del cúmulo de trapecio ) | dieciséis | 1300 | 5.18 | 33.000 | Evolución | SIMBAD | [98] [10] |
κ Orionis (Saiph en Orion OB1 del Complejo de Orion ) | 15,5 | 650 | 2,09 | 26.500 | Evolución | SIMBAD | [71] [10] |
σ Cygni (en Cygnus OB4 ) | 15 | 3260 | 4.233 | 10,800 | Evolución | SIMBAD | [99] [100] |
θ Carinae A (en IC 2602 de la Asociación Scorpius-Centaurus ) | 14,9 | 460 | 2,76 (combinado) | 31.000 | Evolución | SIMBAD | [71] [101] |
θ 2 Orionis B (en Orion OB1 del Complejo Orion ) | 14,8 | 1500 | 6,38 | 29,300 | Evolución | SIMBAD | [102] |
ζ Persei (en Perseus OB2 ) | 14,5 | 750 | 2,86 | 20,800 | Evolución | SIMBAD | [71] [10] |
σ Orionis B (en Orion OB1 del Complejo Orion ) | 14 | 1.260 | 4.07 (combinado) | 31.000 | Evolución | SIMBAD | [96] [97] |
β Canis Majoris (Mirzam en Local Bubble ) | 13,5 | 490 | 1.985 | 23.200 | Evolución | SIMBAD | [103] [104] |
ε Persei A (en el grupo Alpha Persei ) | 13,5 | 640 | 2,88 (combinado) | 26.500 | Evolución | SIMBAD | [71] [105] |
ι Orionis Aa2 (en NGC 1980 de Orion Complex ) | 13,1 | 1.340 | 2,77 (combinado) | 27.000 | Evolución | SIMBAD | [89] [90] |
δ Scorpii A (en la Asociación Scorpius-Centaurus ) | 13 | 440 | 2.307 (combinado) | 27.400 | Evolución | SIMBAD | [106] [107] |
σ Orionis Ab (en Orion OB1 del Complejo Orion ) | 13 | 1.260 | 4.07 (combinado) | 29.000 | Evolución | SIMBAD | [96] [97] |
θ Muscae Aa (WR 48 Aa en Centaurus OB1 ) | 11,5 | 7.400 | 5,53 (combinado) | 83.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [108] [10] |
γ 2 Velorum A (WR 11 A en Vela OB2 ) | 9 | 1.230 | 1,83 (combinado) | 57.000 | Espectroscopia | SIMBAD | [82] [10] |
ρ Ophiuchi A (en el complejo de nubes Rho Ophiuchi ) | 8.7 | 360 | 4.63 (combinado) | 22.000 | Evolución | SIMBAD | [109] [10] |
α Scorpii B (Antares en Loop I Bubble ) | 7.2 | 550 | 5.5 | 18.500 | Evolución | SIMBAD | [106] [84] |
λ Tauri A (en la corriente estelar Piscis-Eridanus ) | 7.18 | 480 | 3,47 (combinado) | 18,700 | Evolución | SIMBAD | [71] [110] |
δ Persei (en el grupo Alpha Persei ) | 7 | 520 | 3,01 | 14,900 | Evolución | SIMBAD | [111] [101] |
ψ Persei (en el grupo Alpha Persei ) | 6.2 | 580 | 4.31 | 16 000 | Evolución | SIMBAD | [111] [10] |
α Pavonis (en la asociación Tucana-Horologium ) | 5,91 | 180 | 1,94 | 17,700 | Evolución | SIMBAD | [112] [90] |
η Tauri A (Alción en las Pléyades ) | 5.9 | 440 | 2,87 (combinado) | 12,300 | Evolución | SIMBAD | [113] [10] |
γ Canis Majoris (Muliphein en Collinder 121 ) | 5,6 | 440 | 4.1 | 13.600 | Evolución | SIMBAD | [111] [114] |
ο Velorum (en IC 2391 ) | 5.5 | 490 | 3.6 | 16.200 | Evolución | SIMBAD | [115] [101] |
ο Aquarii (en la corriente estelar Piscis-Eridanus ) | 4.3 | 440 | 4,71 | 13.500 | Evolución | SIMBAD | [111] [116] |
ν Fornacis (en la corriente estelar Piscis-Eridanus ) | 3,65 | 370 | 4.69 | 13.400 | Evolución | SIMBAD | [117] [10] |
φ Eridani (en la asociación Tucana-Horologium ) | 3,55 | 150 | 3,55 | 13,700 | Evolución | SIMBAD | [118] [119] |
η Chamaeleontis (en el grupo en movimiento Eta Chamaeleontis ) | 3.2 | 310 | 5.453 | 12.500 | Evolución | SIMBAD | [111] [57] |
ε Chamaeleontis (en el grupo en movimiento Epsilon Chamaeleontis ) | 2,87 | 360 | 4,91 | 10,900 | Evolución | SIMBAD | [120] [101] |
ε Hydri (en la asociación Tucana-Horologium ) | 2,64 | 150 | 4.12 | 11.000 | Evolución | SIMBAD | [121] [111] |
β 1 Tucanae (en la asociación Tucana-Horologium ) | 2.5 | 140 | 4.37 | 10,600 | Evolución | SIMBAD | [122] [84] |
τ 1 Acuario (en la corriente estelar Piscis-Eridanus ) | 2 | 320 | 5,66 | 10,600 | Evolución | SIMBAD | [111] [123] |
Sol (en el sistema solar ) | 1 | 0,0000158 | -26.744 | 5.772 | Estándar | NASA | [124] [125] [126] |
- ^ Para algunos métodos, diferentes determinaciones de la composición química conducen a diferentes estimaciones de masa.
- ↑ Para una estrella binaria, es posible medir las masas individuales de las dos estrellas estudiando sus movimientos orbitales, usando las leyes de Kepler del movimiento planetario .
- ↑ Los supervientos de estrellas masivas son similares a los supervientos generados porestrellas de ramas gigantes asintóticas (AGB), gigantes rojas , que forman nebulosas planetarias . Los restos posteriores de estas estrellas se convierten en losnúcleos enanos blancos (técnicamente no estelares)de las nebulosas planetarias.
- ^ Para ejemplos de escombros estelares, vea hipernovas y remanente de supernova .
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p Este es un sistema binario, pero el secundario es mucho menos masivo que el primario.
- ↑ Esta medida inusual se hizo asumiendo que la estrella fue expulsada de un encuentro de tres cuerpos en NGC 3603. Esta suposición también significa que la estrella actual es el resultado de una fusión entre dos componentes binarios cercanos originales. La masa es consistente con la masa evolutiva de una estrella con los parámetros observados.
- ^ a b c d e f Mercer 30 es un cúmulo abierto en la Nebulosa del Pez Dragón.
- ^ N64 es una nebulosa de emisión en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ BSDL 1830 es un cúmulo de estrellas en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ BSDL 2527 es un cúmulo de estrellas en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ BSDL 2505 es un cúmulo de estrellas en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ DEM S10 es una región H II en la Pequeña Nube de Magallanes.
- ^ Bochum 10 es un cúmulo abierto en la nebulosa Carina.
- ^ N135 es una nebulosa de emisión en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ N70 es una nebulosa de emisión en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ DEM L294 es una región H II en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ DEM S80 es una región H II en la Pequeña Nube de Magallanes.
- ^ a b GKK-A144 es una asociación estelar en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ BSDL 2242 es un cúmulo de estrellas en la Gran Nube de Magallanes.
- ^ Vela R2 es una asociación OB en Vela Molecular Ridge.
- ^ IC 4996 es un clúster abierto en Cygnus OB1.
Agujeros negros
Los agujeros negros son el punto final de la evolución de las estrellas masivas. Técnicamente, no son estrellas, ya que ya no generan calor y luz a través de la fusión nuclear en sus núcleos. Algunos agujeros negros pueden tener orígenes cosmológicos y nunca habrían sido estrellas. Se cree que esto es especialmente probable en los casos de los agujeros negros más masivos .
- Los agujeros negros estelares son objetos con aproximadamente 4–15 M ☉ .
- Los agujeros negros de masa intermedia oscilan entre 100 y 10000 M ☉ .
- Los agujeros negros supermasivos están en el rango de millones o miles de millones de M ☉ .
Ver también
- Hipergigante
- Lista de estrellas más brillantes
- Lista de enanas marrones
- Lista de galaxias
- Lista de estrellas más calientes
- Lista de estructuras cósmicas más grandes
- Lista de nebulosas más grandes
- Lista de estrellas más grandes
- Lista de estrellas más luminosas
- Lista de los agujeros negros más masivos
- Lista de las estrellas de neutrones más masivas
- Listas de estrellas
- Variable azul luminosa
- Estrella supergigante
- Estrella Wolf – Rayet
enlaces externos
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Referencias
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