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Lista de 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 están en disputa y, al ser objeto de investigaciones actuales, permanecen bajo revisión y sujetas a una revisión constante de sus masas y otras características. De hecho, muchas de las masas enumeradas en la siguiente tabla se infieren a partir de la teoría, utilizando mediciones difíciles de las temperaturas y el brillo absoluto 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 oscurante alrededor de una estrella masiva.

Complicaciones con la distancia y las nubes que oscurecen

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

Eta Carinae es el punto brillante escondido en la nube de polvo de doble lóbulo . Es la estrella más masiva que tiene designación Bayer . Sólo en las últimas décadas se descubrió que se trataba de (al menos) dos estrellas.

Tanto las nubes que oscurecen como las grandes distancias también dificultan juzgar si la estrella es un solo objeto supermasivo o, por el contrario, un sistema estelar múltiple . Varias de las "estrellas" que se enumeran a continuación pueden ser en realidad dos o más compañeras que orbitan demasiado cerca para que nuestros telescopios puedan distinguirlas; cada estrella posiblemente sea masiva en sí misma pero no necesariamente "supermasiva" para estar en esta lista o cerca de la cima de la lista. él. Y ciertamente son posibles otras combinaciones (por ejemplo, una estrella supermasiva con una o más compañeras más pequeñas o más de una estrella gigante), pero sin poder ver claramente el interior de la nube circundante, es difícil saber qué tipo de objeto está generando realmente la estrella. Punto de luz brillante visto desde la Tierra.

De manera 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 confiables

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; sólo unas pocas de las masas de la tabla se determinaron mediante sistemas eclipsantes.

Entre las masas enumeradas más confiables 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] Se trata de medir sus velocidades radiales y también sus curvas de luz. Las velocidades radiales sólo dan valores mínimos para las masas, dependiendo de la inclinación, pero las curvas de luz de las binarias eclipsantes proporcionan la información que falta: la inclinación de la órbita con respecto a nuestra línea de visión.

Relevancia de la evolución estelar

Es posible que algunas estrellas alguna vez hayan sido más masivas de lo que son hoy. Es probable que muchas estrellas grandes hayan sufrido una pérdida de masa significativa (quizás de hasta 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 y ampliada alrededor de la estrella que interactúa con el medio interestelar cercano e infunde al volumen adyacente de espacio 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 que ya no existen como estrellas, o son impostoras de supernovas ; hoy sólo vemos sus escombros. [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 estrellas "vivas", aquellas que todavía son vistas por observadores terrestres y que existen como estrellas activas: todavía participan en una fusión nuclear interior que genera calor y luz. Es decir, la luz que ahora llega a la Tierra como imágenes de las estrellas enumeradas todavía las muestra generando internamente nueva energía en el momento (en el pasado distante) en que se emitió la luz que ahora se recibe. La lista excluye específicamente tanto a las enanas blancas (antiguas estrellas que ahora se consideran "muertas" pero que irradian calor residual) como a los agujeros negros (restos fragmentarios de estrellas que explotaron y que colapsaron gravitacionalmente) , aunque los discos de acreción que rodean esos agujeros negros podrían generar calor o luz exterior a los restos de la estrella (ahora dentro del agujero negro), irradiada por la materia que cae (ver § Agujeros negros a continuación).

Límites de masa

Hay dos límites teóricos relacionados sobre cuán masiva puede ser una estrella: el límite de masa de acreción y el límite de masa de Eddington .

El límite de acreción está relacionado con la formación estelar: después de que se hayan acretado 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 ya recogido tan rápido como recoge material nuevo.
El límite de Eddington se basa en la presión de la luz 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 empujará 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 ☉ , algo drástico debe suceder. [2] Aunque el límite puede ampliarse para estrellas muy tempranas de Población III , y aunque el valor exacto es incierto, si aún existe alguna estrella por encima de 150-200 M ☉ desafiaría las teorías actuales de la evolución estelar .

Al estudiar el cúmulo Arches , 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 azules jóvenes y calientes.

Las estrellas ultramasivas raras que superan este límite (por ejemplo, en el cúmulo estelar R136 ) podrían explicarse mediante la siguiente propuesta: algunos de los pares de estrellas masivas en órbita cercana en sistemas multiestelares 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: 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 mayor tasa de generación de energía central, y la luminosidad de las estrellas más pesadas aumenta de manera muy desproporcionada con el 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 un ritmo más bajo y mantenible. El punto límite de masa real depende de qué tan opaco 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 libres de 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, en su lugar, se utiliza el límite empírico de Humphreys-Davidson . [4]

Lista de las estrellas conocidas más masivas

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 gran luminosidad, muchos de ellos se encuentran demasiado lejos para poder observarlos a simple vista. Las estrellas que al menos a veces son visibles a simple vista tienen su magnitud aparente (6,5 o más brillante) resaltada en azul.

La primera lista proporciona estrellas que se estima tienen 60  M ☉ o más; la mayoría de los cuales se muestran. La segunda lista incluye algunas estrellas notables que están por debajo de 60  M ☉ con fines de comparación. Se incluye el método utilizado para determinar la masa de cada estrella 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 (formación).


Algunas estrellas grandes notables con masas inferiores a 60  M ☉ se muestran en la siguiente tabla con fines de comparación, terminando con el Sol , que está muy cerca, pero que 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 están relativamente cerca.

  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 del movimiento planetario de Kepler .
  3. ^ Los supervientos de estrellas masivas son similares a los supervientos generados por estrellas asintóticas de rama gigante (AGB), gigantes rojas , que forman nebulosas planetarias . Los restos posteriores de estas estrellas se convierten en núcleos de enanas blancas (técnicamente no estelares) de nebulosas planetarias.
  4. ^ Para ejemplos de desechos estelares, consulte hipernovas y remanentes de supernova .
  5. ^ La masa se estima a partir de la abundancia y 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 medida inusual 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 de estrellas 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 de estrellas en la Gran Nube de Magallanes.
  21. ^ Vela R2 es una asociación de obstetricia en Vela Molecular Ridge.
  22. ^ 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. [R] Técnicamente no son estrellas, ya que ya no generan calor ni luz a través de la fusión nuclear en sus núcleos. Algunos agujeros negros pueden tener orígenes cosmológicos y entonces nunca habrían sido estrellas. Se cree que esto es especialmente probable en el caso de los agujeros negros más masivos .

Ver también

Notas a pie de página

  1. ^ Muy pocas estrellas de metalicidad baja o nula ( poblaciones II y III ) entre 140 y 250  M ☉ terminan sus vidas por una explosión de supernova de tipo II-P , que es lo suficientemente poderosa 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 queda ningún remanente central; todo lo que queda es una capa en expansión de gas impactado por la explosión SN que choca con material previamente inactivo expulsado antes de la explosión del colapso del núcleo .

Referencias

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