Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Содержание
Введение
Это список самых массивных звезд, которые были обнаружены, в солнечных массах.
None
mass
This is a list of the most massive stars that have been discovered, in solar mass units .
Неопределенности и оговорки
Большинство масс, перечисленных ниже, являются предметом споров и, поскольку они активно изучаются, остаются под пересмотром, а их значения и другие характеристики постоянно уточняются. Действительно, многие из масс, указанных в таблице ниже, получены теоретически, на основе сложных измерений температур и абсолютных светимостей звезд. Все представленные ниже значения масс являются приблизительными: как теоретические расчеты, так и измерения находятся на пределе современных знаний и возможностей. И теоретические модели, и измерения могут оказаться неточными. Например, масса VV Cephei может варьироваться между , или , в зависимости от того, какое свойство звезды рассматривается.
Most of the masses listed below are contested and, being the subject of current research, remain under review and subject to constant revision of their masses and other characteristics. Indeed, many of the masses listed in the table below are inferred from theory, using difficult measurements of the stars' temperatures and absolute brightnesses. All the masses listed below are uncertain: Both the theory and the measurements are pushing the limits of current knowledge and technology. Both theories and measurements could be incorrect. For example, VV Cephei could be between , or , depending on which property of the star is examined.
Осложнения с расстоянием и облаками
Поскольку массивные звезды редки, астрономам приходится искать их на очень больших расстояниях от Земли. Все перечисленные звезды находятся на расстоянии многих тысяч световых лет, что затрудняет проведение измерений. Помимо значительной удаленности, многие звезды такой экстремальной массы окружены облаками газа, выбрасываемого в пространство мощными звездными ветрами; этот окружающий газ мешает и без того сложным измерениям звездных температур и яркости, что существенно осложняет оценку их внутреннего химического состава и структуры. Такое затмение создает трудности при вычислении параметров. И эти затемняющие облака, и огромные расстояния затрудняют определение, представляет ли собой звезда единый сверхмассивный объект или же это многозвездная система. Некоторые из перечисленных ниже "звезд" могут на самом деле состоять из двух или более компаньонов, вращающихся слишком близко друг к другу, чтобы их можно было различить с помощью наших телескопов – каждая из этих звезд сама по себе массивна, но не обязательно "сверхмассивна", чтобы попасть в этот список или оказаться в его верхней части. Возможны и другие комбинации, например, сверхмассивная звезда с одним или несколькими меньшими компаньонами или несколько гигантских звезд, но без возможности заглянуть сквозь окружающее облако трудно понять, какой именно объект является источником яркой точки света, которую мы видим с Земли. В более широком смысле, статистика по звездным популяциям указывает на то, что верхний предел массы находится в диапазоне 100–200 солнечных масс, поэтому любые оценки массы, превышающие этот диапазон, следует рассматривать с осторожностью.
Since massive stars are rare, astronomers must look very far from Earth to find them. All the listed stars are many thousands of light years away, which makes measurements difficult. In addition to being far away, many stars of such extreme mass are surrounded by clouds of outflowing gas created by extremely powerful stellar winds; the surrounding gas interferes with the already difficult to obtain measurements of stellar temperatures and brightnesses, which greatly complicates the issue of estimating internal chemical compositions and structures. This obstruction leads to difficulties in calculating parameters. Both the obscuring clouds and the great distances make it difficult to judge whether the star is just a single supermassive object or, instead, a multiple star system. A number of the "stars" listed below may actually be two or more companions orbiting too closely to distinguish by our telescopes, each star being massive in itself but not necessarily "supermassive" to either be on this list, or near the top of it. Other combinations are possible – for example a supermassive star with one or more smaller companions or more than one giant star – but without being able to see inside the surrounding cloud, it is difficult to know what kind of object is actually generating the bright point of light seen from the Earth. More globally, statistics on stellar populations seem to indicate that the upper mass limit is in the 100–200 solar mass range, so all mass estimates exceeding this range are suspect.
Редкие надежные оценки
Затемняющиеся двойные звезды – единственные звезды, массы которых можно оценить с определенной степенью достоверности. Однако следует отметить, что почти все массы, указанные в таблице ниже, были выведены непрямыми методами; лишь немногие из масс в таблице были определены на основе систем затмений. К наиболее надежным указанным массам относятся массы затемняющихся двойных звезд NGC 3603 A1, WR 21a и WR 20a. Массы для всех трех были получены на основе орбитальных измерений, включающих измерение их радиальных скоростей и кривых блеска. Радиальные скорости дают лишь нижние оценки масс, зависящие от наклона орбиты, но кривые блеска затемняющихся двойных звезд предоставляют недостающую информацию – угол наклона орбиты к нашей прямой видимости.
Eclipsing binary stars are the only stars whose masses are estimated with some confidence. However note that almost all of the masses listed in the table below were inferred by indirect methods; only a few of the masses in the table were determined using eclipsing systems. Amongst the most reliable listed masses are those for the eclipsing binaries NGC 3603 A1, WR 21a, and WR 20a. Masses for all three were obtained from orbital measurements. This involves measuring their radial velocities and also their light curves. The radial velocities only yield minimum values for the masses, depending on inclination, but light curves of eclipsing binaries provide the missing information: inclination of the orbit to our line of sight.
Актуальность эволюции звезд
Некоторые звезды могли быть более массивными, чем сейчас. Вероятно, многие крупные звезды потеряли значительную массу (возможно, до нескольких десятков солнечных масс). Эта масса могла быть выброшена в виде суперветров – высокоскоростных потоков, испускаемых горячей фотосферой в межзвездное пространство. В результате этого процесса вокруг звезды формируется расширенная оболочка, взаимодействующая с близлежащей межзвездной средой и обогащающая её элементами тяжелее водорода и гелия. Существовали также – или, скорее, существовали – звезды, которые могли бы войти в этот список, но больше не существуют как звезды или являются ложными сверхновыми; сегодня мы видим лишь их остатки. Массу звезд-предшественников, питавших эти разрушительные события, можно оценить по типу взрыва и выделенной энергии, однако эти массы здесь не приводятся. Данный список включает только "живые" звезды – те, которые до сих пор видны наблюдателям на Земле как активные звезды: продолжающие внутренний ядерный синтез, генерирующий тепло и свет. Иными словами, свет, который мы сейчас видим как изображения этих звезд, свидетельствует о том, что они продолжали генерировать энергию в момент его излучения (в далеком прошлом). В список специально не включены ни белые карлики – бывшие звезды, которые теперь считаются "мертвыми", но излучают остаточное тепло, – ни черные дыры – фрагментарные остатки взорвавшихся звезд, гравитационно коллапсировавших, хотя аккреционные диски вокруг этих черных дыр могут генерировать тепло или свет за пределами остатков звезды (теперь находящихся внутри черной дыры), излучаемый падающим веществом (см. § Черные дыры ниже).
Some stars may once have been more massive than they are today. It is likely that many large stars have suffered significant mass loss (perhaps as much as several tens of solar masses). This mass may have been expelled by superwinds: high velocity winds that are driven by the hot photosphere into interstellar space. The process forms an enlarged extended envelope around the star that interacts with the nearby interstellar medium and infusing the region with elements heavier than hydrogen or helium. There are also – or rather were – stars that might have appeared on the list but no longer exist as stars, or are supernova impostors; today we see only their debris. The masses of the precursor stars that fueled these destructive events can be estimated from the type of explosion and the energy released, but those masses are not listed here. This list only concerns "living" stars – those which are still seen by Earth based observers existing as active stars: Still engaged in interior nuclear fusion that generates heat and light. That is, the light now arriving at the Earth as images of the stars listed still shows them to internally generate new energy as of the time (in the distant past) that light now being received was emitted. The list specifically excludes both white dwarfs – former stars that are now seen to be "dead" but radiating residual heat – and black holes – fragmentary remains of exploded stars which have gravitationally collapsed, even though accretion disks surrounding those black holes might generate heat or light exterior to the star's remains (now inside the black hole), radiated by infalling matter (see § Black holes below).
Пределы массы
Существует два связанных теоретических предела максимальной массы звезды: предел аккреционной массы и предел массы Эддингтона.
There are two related theoretical limits on how massive a star can possibly be: The accretion mass limit and the Eddington mass limit. The accretion mass limit The accretion limit is related to star formation: After about have accreted in a protostar, the combined mass should have become hot enough for its heat to drive away any further incoming matter. In effect, the protostar reaches a point where it evaporates away material already collected as fast as it collects new material. The Eddington mass limit The Eddington limit is based on light pressure from the core of an already formed star: As mass increases past ~150 , the intensity of light radiated from a Population I star's core will become sufficient for the light pressure pushing outward to exceed the gravitational force pulling inward, and the surface material of the star will be free to float away into space. Since their different compositions make them more transparent, Population II and Population III stars have higher and much higher mass limits, respectively.
Предел аккреционной массы: Предел аккреции связан с процессом формирования звезд: после того как в протозвезде накопится около массы Солнца, общая масса должна стать достаточно высокой, чтобы тепло, выделяемое ею, оттолкнуло поступающую материю. Фактически, протозвезда достигает точки, в которой она испаряет уже собранный материал с той же скоростью, с которой поглощает новый.
There are two related theoretical limits on how massive a star can possibly be: The accretion mass limit and the Eddington mass limit. The accretion mass limit The accretion limit is related to star formation: After about have accreted in a protostar, the combined mass should have become hot enough for its heat to drive away any further incoming matter. In effect, the protostar reaches a point where it evaporates away material already collected as fast as it collects new material. The Eddington mass limit The Eddington limit is based on light pressure from the core of an already formed star: As mass increases past ~150 , the intensity of light radiated from a Population I star's core will become sufficient for the light pressure pushing outward to exceed the gravitational force pulling inward, and the surface material of the star will be free to float away into space. Since their different compositions make them more transparent, Population II and Population III stars have higher and much higher mass limits, respectively.
Предел массы Эддингтона: Предел Эддингтона основан на давлении света, исходящего из ядра уже сформированной звезды: по мере увеличения массы сверх ~150 масс Солнца, интенсивность света, излучаемого ядром звезды популяции I, становится достаточной для того, чтобы давление света, направленное наружу, превысило силу гравитации, направленную внутрь, и поверхностный слой звезды мог свободно улетучиваться в космос. Поскольку их различный состав делает их более прозрачными, звезды популяции II и III имеют более высокие и значительно более высокие пределы массы соответственно.
There are two related theoretical limits on how massive a star can possibly be: The accretion mass limit and the Eddington mass limit. The accretion mass limit The accretion limit is related to star formation: After about have accreted in a protostar, the combined mass should have become hot enough for its heat to drive away any further incoming matter. In effect, the protostar reaches a point where it evaporates away material already collected as fast as it collects new material. The Eddington mass limit The Eddington limit is based on light pressure from the core of an already formed star: As mass increases past ~150 , the intensity of light radiated from a Population I star's core will become sufficient for the light pressure pushing outward to exceed the gravitational force pulling inward, and the surface material of the star will be free to float away into space. Since their different compositions make them more transparent, Population II and Population III stars have higher and much higher mass limits, respectively.
Предельный вес Эддингтона
Предел массы звезды по Эддингтону обусловлен давлением света: для достаточно массивной звезды внешнее давление излучаемой энергии, генерируемой ядерным синтезом в ядре, превышает внутреннее притяжение собственной гравитации. Минимальная масса, при которой этот эффект проявляется, и есть предел Эддингтона. Звезды большей массы имеют более высокую скорость генерации энергии в ядре, а светимость более массивных звезд возрастает несоразмерно увеличению их массы. Предел Эддингтона – это граница, за которой звезда должна либо разлететься, либо сбросить достаточно массы, чтобы снизить внутреннюю генерацию энергии до поддерживаемого уровня. Конкретное значение предельной массы зависит от непрозрачности газа в звезде: звезды популяции I, богатые металлами, имеют более низкий предел массы, чем звезды популяции II, бедные металлами. Гипотетические безметальные звезды популяции III, перед своей гибелью, могли иметь максимально допустимую массу, примерно в 300 солнечных масс. Теоретически, более массивная звезда не смогла бы удержаться вместе из-за потери массы, вызванной истечением звездного вещества. На практике теоретический предел Эддингтона необходимо корректировать для звезд высокой светимости, и вместо него используется эмпирический предел Хамфриса — Дэвидсона.
Eddington's limit on stellar mass arises because of light pressure: For a sufficiently massive star the outward pressure of radiant energy generated by nuclear fusion in the star's core exceeds the inward pull of its own gravity. The lowest mass for which this effect is active is the Eddington limit. Stars of greater mass have a higher rate of core energy generation, and heavier stars' luminosities increase far out of proportion to the increase in their masses. The Eddington limit is the point beyond which a star ought to push itself apart, or at least shed enough mass to reduce its internal energy generation to a lower, maintainable rate. The actual limit point mass depends on how opaque the gas in the star is, and metal rich Population I stars have lower mass limits than metal poor Population II stars. Before their demise, the hypothetical metal free Population III stars would have had the highest allowed mass, somewhere around 300
In theory, a more massive star could not hold itself together because of the mass loss resulting from the outflow of stellar material. In practice the theoretical Eddington Limit must be modified for high luminosity stars and the empirical Humphreys–Davidson limit is used instead.