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Lista de las estrellas más masivas

Esta es una lista de las estrellas más masivas que se han descubierto, en unidades de masa solar ( M ☉ ).

Incertidumbres y advertencias

La mayoría de las masas que se enumeran a continuación son controvertidas y, al ser objeto de investigación actual, siguen siendo objeto de revisión y están sujetas a una revisión constante de sus masas y otras características. De hecho, muchas de las masas enumeradas en la tabla siguiente se infieren de la teoría, utilizando mediciones difíciles de las temperaturas y brillos absolutos de las estrellas . 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 las teorías como las mediciones podrían ser incorrectas.

Impresión artística de un disco de material oscurecedor alrededor de una estrella masiva.

Complicaciones con la distancia y las nubes que oscurecen la visión

Como las estrellas masivas son escasas, los astrónomos deben buscar muy lejos de la Tierra para encontrarlas. Todas las estrellas mencionadas se encuentran a muchos miles de años luz de distancia, lo que dificulta las mediciones. Además de estar lejos, muchas estrellas de masa tan extrema están rodeadas de nubes de gas saliente creadas por vientos estelares extremadamente poderosos ; el gas circundante interfiere con las mediciones ya difíciles de obtener de las temperaturas y brillos estelares, lo que complica enormemente la cuestión de estimar las composiciones y estructuras químicas internas. [a] Esta obstrucción conduce a dificultades para determinar los parámetros necesarios para calcular la masa de la estrella.

Eta Carinae es el punto brillante oculto en la nube de polvo de dos lóbulos . Es la estrella más masiva que tiene una designación Bayer . Solo se descubrió que eran (al menos) dos estrellas en las últimas décadas.

Tanto las nubes que oscurecen la imagen como las grandes distancias también dificultan determinar si la estrella es un único objeto supermasivo o, en cambio, un sistema estelar múltiple . Varias de las "estrellas" que se enumeran a continuación pueden ser en realidad dos o más estrellas compañeras que orbitan demasiado cerca para que nuestros telescopios las distingan, y cada estrella posiblemente sea masiva en sí misma, pero no necesariamente "supermasiva" para estar en esta lista o cerca de la parte superior de la misma. Y, sin duda, son posibles otras combinaciones (por ejemplo, una estrella supermasiva con una o más estrellas compañeras más pequeñas o más de una estrella gigante), pero sin poder ver claramente dentro de la nube circundante, es difícil saber qué tipo de objeto está generando realmente el punto de luz brillante que se ve desde la Tierra.

A nivel más global, las estadísticas sobre poblaciones estelares parecen indicar que el límite superior de masa está en el rango de 100 a 200 masas solares, [1] por lo que cualquier estimación de masa por encima de este rango es sospechosa.

Estimaciones raras y fiables

Las estrellas binarias eclipsantes son las únicas estrellas cuyas masas se estiman con cierta confianza. Sin embargo, cabe señalar que casi todas las masas que aparecen en la tabla siguiente 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 los sistemas 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 sistemas binarios eclipsantes proporcionan la información que falta: la inclinación de la órbita con respecto a nuestra línea de visión.

Relevancia de la evolución estelar

Algunas estrellas pueden haber sido alguna vez más masivas que hoy. Es probable que muchas estrellas grandes hayan sufrido una pérdida significativa de masa (quizás hasta varias decenas de masas solares). Esta masa puede haber sido expulsada por supervientos : vientos de alta velocidad impulsados ​​por la fotosfera caliente hacia el espacio interestelar. El proceso forma una envoltura extendida y agrandada alrededor de la estrella que interactúa con el medio interestelar cercano e infunde el volumen adyacente de espacio con elementos más pesados ​​que el hidrógeno o el helio. [c]

También hay –o más bien había– estrellas que podrían haber aparecido en la lista pero ya no existen como estrellas, o son impostoras de supernovas ; hoy sólo vemos sus restos. [d] Las masas de las estrellas precursoras que alimentaron estos eventos destructivos se pueden estimar a partir del tipo de explosión y la energía liberada, pero esas masas no se enumeran aquí.

Esta lista sólo se refiere a las estrellas "vivas", es decir, a las que los observadores terrestres todavía ven como estrellas activas: todavía participan en un proceso de fusión nuclear interior que genera calor y luz. Es decir, la luz que llega ahora a la Tierra en forma de imágenes de las estrellas enumeradas todavía muestra que generan internamente nueva energía como en el momento (en el pasado distante) en que se emitió la luz que ahora reciben. La lista excluye específicamente tanto a las enanas blancas (antiguas estrellas que ahora se ven "muertas" pero que irradian calor residual) como a los agujeros negros (restos fragmentarios de estrellas que explotaron y colapsaron gravitacionalmente ), aunque los discos de acreción que rodean a esos agujeros negros podrían generar calor o luz en el exterior de los restos de la estrella (ahora dentro del agujero negro), irradiados por materia que cae sobre ellos (véase el § Agujeros negros más abajo).

Límites de masa

Hay dos límites teóricos relacionados sobre la masa que puede tener una estrella: el límite de masa de acreción y el límite de masa de Eddington .

El límite de acreción está relacionado con la formación de estrellas: después de que se hayan acumulado alrededor de 120 M ☉ en una protoestrella , la masa combinada debería haberse calentado lo suficiente como para que su calor expulse cualquier materia entrante adicional. En efecto, la protoestrella llega a un punto en el que evapora el material que ya había recolectado tan rápido como recoge material nuevo.
El límite de Eddington se basa en la presión de la luz ejercida desde el 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 supere la fuerza gravitacional que empuja hacia adentro, y el material de la superficie de la estrella quedará libre para flotar hacia el espacio. Dado que sus diferentes composiciones las hacen más transparentes, las estrellas de Población II y Población III tienen límites de masa más altos y mucho más altos, respectivamente.

Límites de acreción

Los astrónomos han planteado durante mucho tiempo la hipótesis de que, a medida que una protoestrella crece hasta un tamaño superior a 120 M ☉ , debe suceder algo drástico. [2] Aunque el límite se puede ampliar para las estrellas muy tempranas de la Población III , y aunque el valor exacto es incierto, si aún existen estrellas por encima de 150-200 M ☉ , desafiarían las teorías actuales de evolución estelar .

Al estudiar el cúmulo de Arcos , que actualmente es el cúmulo de estrellas más denso conocido en nuestra galaxia , los astrónomos han confirmado que ninguna estrella en ese cúmulo supera los 150 M ☉ .

El cúmulo R136 es una colección inusualmente densa de estrellas jóvenes, calientes y azules.

Las raras estrellas ultramasivas que exceden este límite –por ejemplo en el cúmulo estelar R136– podrían explicarse con la siguiente propuesta: algunos de los pares de estrellas masivas en órbita cercana en sistemas estelares múltiples jóvenes e inestables deben, en raras ocasiones, colisionar y fusionarse cuando se dan ciertas circunstancias inusuales que hacen posible una colisión. [3]

Límite de masa de Eddington

El límite de Eddington sobre la masa estelar surge debido a la presión de la luz: en una estrella lo 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 se activa este efecto es el límite de Eddington .

Las estrellas de mayor masa tienen una tasa más alta de generación de energía en su núcleo, y la luminosidad de las estrellas más pesadas aumenta de manera desproporcionada con respecto al aumento de sus masas. El límite de Eddington es el punto más allá del cual una estrella debería separarse, o al menos perder suficiente masa para reducir su generación de energía interna a una tasa menor y sostenible. La masa límite real depende de lo opaco que sea el gas en la estrella, y las estrellas de Población I ricas en metales tienen límites de masa más bajos que las estrellas de Población II pobres en metales. Antes de su desaparición, las hipotéticas estrellas de Población III sin metales habrían tenido la masa más alta permitida, 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 teórico de Eddington debe modificarse para estrellas de alta luminosidad y se utiliza en su lugar el límite empírico de Humphreys-Davidson . [4]

Lista de las estrellas más masivas conocidas

Las dos listas siguientes muestran algunas de las estrellas conocidas, incluidas las estrellas del cúmulo abierto , la asociación OB y ​​la región H II . A pesar de su alta luminosidad, muchas de ellas están demasiado distantes para ser observadas a simple vista. Las estrellas que son visibles a simple vista, al menos algunas veces, tienen su magnitud aparente (6,5 o más brillante) resaltada en azul.

La primera lista muestra las estrellas que se estima que tienen 60  M☉ o más, la mayoría de las cuales se muestran. La segunda lista incluye algunas estrellas notables que tienen menos de 60  M☉ con fines comparativos. El método utilizado para determinar la masa de cada estrella se incluye para dar una idea de la incertidumbre de los datos; tenga en cuenta que la masa de las estrellas binarias se puede determinar con mucha más precisión. Las masas que se enumeran a continuación son la masa actual (evolucionada) de las estrellas, no su masa inicial (de formación).


En la tabla que figura a continuación se muestran algunas estrellas grandes notables con masas inferiores a 60  M ☉ con fines comparativos, terminando con el Sol , que está muy cerca, pero de otro modo sería demasiado pequeño para ser incluido en la lista. En la actualidad, todas las estrellas enumeradas son visibles a simple vista y relativamente cercanas.

  1. ^ Para algunos métodos, para cualquier temperatura o brillo, una composición química diferente indica una estimación diferente de la masa estelar.
  2. ^ Para una estrella binaria, es posible medir las masas individuales de las dos estrellas estudiando sus movimientos orbitales, utilizando las leyes de movimiento planetario de Kepler .
  3. ^ Los supervientos de las estrellas masivas son similares a los supervientos generados por las estrellas de la rama asintótica de los gigantes (AGB, por sus siglas en inglés), las gigantes rojas , que forman las nebulosas planetarias . Los últimos remanentes de estas estrellas se convierten en los núcleos de enanas blancas (técnicamente no estelares) de las nebulosas planetarias.
  4. ^ Para ejemplos de restos estelares, véase hipernovas y remanentes de supernova .
  5. ^ La masa se estima a partir de la abundancia y la luminosidad del hidrógeno, lo que la hace muy incierta.
  6. ^ abcdefghijklmno Este es un sistema binario pero el secundario es mucho menos masivo que el primario.
  7. ^ Esta inusual medición se realizó 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.
  8. ^ abcdef Mercer 30 es un cúmulo abierto en la Nebulosa del Pez Dragón.
  9. ^ N64 es una nebulosa de emisión en la Gran Nube de Magallanes.
  10. ^ BSDL 1830 es un cúmulo de estrellas en la Gran Nube de Magallanes.
  11. ^ BSDL 2527 es un cúmulo estelar en la Gran Nube de Magallanes.
  12. ^ BSDL 2505 es un cúmulo de estrellas en la Gran Nube de Magallanes.
  13. ^ DEM S10 es una región H II en la Pequeña Nube de Magallanes.
  14. ^ Bochum 10 es un cúmulo abierto en la Nebulosa Carina.
  15. ^ N135 es una nebulosa de emisión en la Gran Nube de Magallanes.
  16. ^ N70 es una nebulosa de emisión en la Gran Nube de Magallanes.
  17. ^ DEM L294 es una región H II en la Gran Nube de Magallanes.
  18. ^ DEM S80 es una región H II en la Pequeña Nube de Magallanes.
  19. ^ ab GKK-A144 es una asociación estelar en la Gran Nube de Magallanes.
  20. ^ BSDL 2242 es un cúmulo estelar en la Gran Nube de Magallanes.
  21. ^ IC 4996 es un cúmulo abierto en Cygnus OB1.
  22. ^ Vela R2 es una asociación OB en Vela Molecular Ridge.

Agujeros negros

Los agujeros negros son el punto final de la evolución de las estrellas masivas. [A] 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, en ese caso, nunca habrían sido estrellas. Se cree que esto es especialmente probable en los casos de los agujeros negros más masivos .

Véase también

Notas al pie

  1. ^ Unas pocas estrellas de metalicidad baja o nula ( poblaciones II y III ) entre 140 y 250  M ☉ terminan sus vidas mediante una explosión de supernova de tipo II-P , que es lo suficientemente potente como para expulsar (casi) toda la materia de las proximidades de la estrella, de modo que no queda suficiente material para crear un agujero negro, una estrella de neutrones o una enana blanca: no hay un remanente central; todo lo que queda es una capa en expansión de gas en choque de la explosión de la SN que choca con material previamente inactivo expulsado antes de la explosión del colapso del núcleo .

Referencias

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