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Stelle più massicce conosciute

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Eta Carinae, con le sue 150 masse solari, è la stella più massiccia conosciuta della Via Lattea

La seguente è una lista delle stelle più massicce conosciute, ordinate secondo la loro massa, espressa in unità solari (Sole = 1).

La massa è la caratteristica più importante di una stella: infatti, in associazione con la composizione chimica, ne determina la luminosità, le dimensioni fisiche e il suo destino finale. Per via della loro grande massa, buona parte delle stelle presenti in questa lista terminerà la propria evoluzione esplodendo in supernovae e collassando in buco nero.

Incertezze sulle stime

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Le masse riportate nella lista sono puramente teoriche, poiché sono state ricavate mediante una difficoltosa misurazione delle temperature e delle luminosità assolute delle stelle; pertanto, tutte le masse riportate sono incerte e potrebbero rivelarsi, col progredire delle tecniche osservative, completamente errate. Ad esempio, la massa di VV Cephei, sulla base delle proprietà osservate, potrebbe essere compresa tra 25 e 40 masse solari, oppure supererebbe le 100.

In questa lista, le masse più affidabili sarebbero forse quelle di A1 e WR20a, ottenute tramite misure astrometriche dirette: infatti, A1 e WR20a sono entrambi membri di sistemi binari, e risulta abbastanza semplice misurare direttamente la massa di ciascuna componente del sistema studiando il moto che ciascuna compie, nel rispetto delle leggi di Keplero, attorno al centro di massa del sistema. Nel caso di A1 e WR20a, entrambe binarie a eclisse, la misurazione è stata resa più accurata anche dal calcolo delle loro velocità radiali e delle curve di luce.

La rarità delle stelle massicce e la loro grande distanza dal sistema solare (si trovano infatti a diverse migliaia di anni luce di distanza) rendono ancora più difficili le misurazioni; inoltre, sembra che gran parte di esse siano circondate da nebulose di gas e polveri, emesse dalle stesse, che contribuiscono ulteriormente a complicare il lavoro di rilevamento della temperatura e della luminosità. Per questo motivo, gran parte delle masse è oggetto di disputa e spesso soggetto a revisioni.

Il ruolo del limite di Eddington

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Lo stesso argomento in dettaglio: Limite di Eddington.

Gli astrofisici hanno per lungo tempo teorizzato che se una protostella, durante l'accrescimento, raggiunge e supera le 120-150 masse solari, deve necessariamente accadere qualcosa di drastico che ne freni l'accrescimento. Anche se questo limite diviene meno restrittivo se si prendono in considerazione le primissime stelle di popolazione III, la cui massa superava abbondantemente le 150 masse solari e forse arrivava a raggiungere le 250-300,[1] se esistesse nell'attuale età dell'universo una stella con massa superiore a 150 masse solari gli astrofisici dovrebbero completamente rivedere i modelli dell'evoluzione stellare.

Tale limite, detto limite di Eddington, sussiste perché le stelle con le masse maggiori conducono le reazioni di fusione nucleare a velocità molto elevate, che risultano tanto più alte quanto più è elevata la massa. Per quanto riguarda una stella sufficientemente massiccia, la pressione di radiazione generata dalle reazioni controbilancia esattamente la forza di gravità, che tenderebbe a far collassare la stella. Oltre questo limite, la pressione di radiazione tenderebbe ad espellere gli strati esterni della stella, o comunque innescherebbe un processo di perdita di massa che riporta la stella a valori di massa associati a livelli di energia sostenibili. In teoria, una stella supermassiccia non riuscirebbe a mantenere completamente la propria massa, a causa della perdita di massa dovuta alla continua fuoriuscita di materia sotto forma di vento stellare.

Uno studio sulle stelle che compongono l'ammasso Arches, il più denso ammasso della Via Lattea, ha confermato che non vi sono stelle con masse superiori a 150 volte quella del nostro Sole.

Tuttavia la scoperta di R136a1 mette seriamente in questione la validità del limite di Eddington: questa stella infatti possiederebbe una massa di circa 200 M☉ ed una luminosità pari a 10 milioni di volte quella solare.[2] La recente messa in funzione dell'array di telescopi ad infrarossi ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter array) ha permesso l'individuazione nella nube oscura di Spitzer di una protostella di circa a 500 M☉, in aumento [3]. Si ipotizza che il processo di accrescimento potrebbe concludersi con la generazione di una stella di 100 M☉.

Lista delle stelle più massicce conosciute

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Segue ora una lista con le stelle la cui massa stimata è uguale o superiore a 25 masse solari (M☉):

Nome Massa (M☉) Galassia di appartenenza Note
BAT99-98 226 Grande Nube di Magellano [4]
R136a1 196 Grande Nube di Magellano [5]
Melnick 42 189 Grande Nube di Magellano [6]
R136a3 155 Grande Nube di Magellano [5]
HD 15558 152 Via Lattea [7][8]
R136a2 151 Grande Nube di Magellano [5]
Melnick 34 147 Grande Nube di Magellano [9]
VFTS 682 150 Grande Nube di Magellano [10]
R136c 142 Grande Nube di Magellano [11]
LH 10-3209 A 140 Grande Nube di Magellano [12]
HD 97950 B 132 ± 13 Via Lattea [13]
HD 269810 130 Grande Nube di Magellano [14]
R136a7 127 Grande Nube di Magellano [15]
Stella Pistola 80-150 Via Lattea
HD 93129 A + B[16][17] A:120, B:80 Via Lattea
WR 42e 123 Grande Nube di Magellano [18]
R136a6 121 Grande Nube di Magellano [11]
BAT99-119 (R145) 120 Via Lattea
HD 93250 118 Via Lattea
R136a5 116 Grande Nube di Magellano [15]
R136a4 108 Grande Nube di Magellano [15]
Arches-F9 111–131 Via Lattea [19]
NGC 3603 A1 A 116 Via Lattea
Cygnus OB2-12 110 Via Lattea
Arches-F1 111–131 Via Lattea [19]
Arches-F6 111–131 Via Lattea [19]
WR 21a 103,6 Via Lattea [20]
BAT99-33 (R99) 101 Grande Nube di Magellano [4]
Eta Carinae A 100 Via Lattea
WR 102ka 100 Via Lattea
Cygnus OB2-15 100 Via Lattea
Pismis 24-1SW (HD 319718) AB A:74, B:66 Via Lattea
Sk-71 51 80 Grande Nube di Magellano [21]
R 66 70 Grande Nube di Magellano
Compagna di M33 X-7 70 Galassia del Triangolo [22]
LH54-425 A + B A:62, B:37 Grande Nube di Magellano [23]
Var 83 in M33 60-85 Galassia del Triangolo [24]
Zeta1 Scorpii 65 Via Lattea [25]
Alnilam 64,5 Via Lattea [26]
Sher 25 in NGC 3603 60 Via Lattea [27]
WR 102ea 58 Via Lattea
Plaskett A + B A:43, B:51 Via Lattea [28][29]
AG Carinae 50 Via Lattea
IRS-8* 44.5 Via Lattea [30]
HD5980 A + B A:40-62, B:30 Piccola Nube di Magellano [31][32]
IRAS 05423-7120 40 Grande Nube di Magellano [21]
Rho Cassiopeiae 40 Via Lattea
Ammasso R136 12 stelle: tra 37 e 76 Grande Nube di Magellano
P Cygni 37 Via Lattea [33]
Naos 33 Via Lattea
Alnitak Aa 33 Via Lattea
Alfa Camelopardalis 31 Via Lattea
R 126 30 Grande Nube di Magellano
V444 Cygni A 27,9 Via Lattea
Kappa Cassiopeiae 27 Via Lattea
IRS 15 26 Via Lattea [34]

Buchi neri

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Lo stesso argomento in dettaglio: Buco nero.

I buchi neri sono tra gli oggetti più massicci dell'universo; si distinguono, in base alla propria massa, in tre categorie:

Note

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  1. ^ Ferreting Out The First Stars, in Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 22 settembre 2005. URL consultato il 5 settembre 2006.
  2. ^ Paul A Crowther, Olivier Schnurr, Raphael Hirschi, Norhasliza Yusof, Richard J Parker, Simon P Goodwin, Hasan Abu Kassim, ArXiv:1007.3284 The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit.
  3. ^ ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Hodge et al., A. Weiss et al., NASA Spitzer Science Center, Spitzer:Osservata in diretta la nascita di una stella mostro Archiviato il 14 luglio 2013 in Internet Archive.
  4. ^ a b R. Hainich, U. Rühling, H. Todt, L. M. Oskinova, A. Liermann, G. Gräfener, C. Foellmi, O. Schnurr e W. -R. Hamann, The Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud, in Astronomy & Astrophysics, vol. 565, 2014, pp. A27, Bibcode:2014A&A...565A..27H, DOI:10.1051/0004-6361/201322696, arXiv:1401.5474.
  5. ^ a b c Venu M. Kalari et al., Resolving the Core of R136 in the Optical, in The Astrophysical Journal, vol. 935, n. 162, agosto 2022.
  6. ^ J. M. Bestenlehner, G. Gräfener, J. S. Vink, F. Najarro, A. De Koter, H. Sana, C. J. Evans, P. A. Crowther, V. Hénault-Brunet, A. Herrero, N. Langer, F. R. N. Schneider, S. Simón-Díaz, W. D. Taylor e N. R. Walborn, The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Physical and wind properties of massive stars at the top of the main sequence, in Astronomy & Astrophysics, vol. 570, 2014, pp. A38, Bibcode:2014A&A...570A..38B, DOI:10.1051/0004-6361/201423643, arXiv:1407.1837.
  7. ^ M. De Becker, G. Rauw, J. Manfroid e P. Eenens, Early-type stars in the young open cluster IC 1805, in Astronomy and Astrophysics, vol. 456, n. 3, 2006, pp. 1121-1130, Bibcode:2006A&A...456.1121D, DOI:10.1051/0004-6361:20065300, arXiv:astro-ph/0606379.
  8. ^ C. D. Garmany e P. Massey, HD 15558 - an extremely luminous O-type binary star, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 93, 1981, p. 500, Bibcode:1981PASP...93..500G, DOI:10.1086/130866.
  9. ^ Simon F. Portegies Zwart, David Pooley e Walter H. G. Lewin, A Dozen Colliding-Wind X-Ray Binaries in the Star Cluster R136 in the 30 Doradus Region, in The Astrophysical Journal, vol. 574, n. 2, 2002, p. 762, Bibcode:2002ApJ...574..762P, DOI:10.1086/340996, arXiv:astro-ph/0106109.
  10. ^ Bestenlehner, J. M.; et al., The VLT-FLAMES Tarantula Survey III. A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136", in Astronomy & Astrophysics, vol. 530, maggio 2011).arΧiv:1105.1775v1
  11. ^ a b Paul A. Crowther et al., The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS – II. Physical properties of the most massive stars in R136 (abstract), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 449, n. 2, pp. 1918-1936, arXiv:2009.05136.
  12. ^ Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, M. S. Oey, Anthony F. J. Moffat, Gwen Skalkowski, Nidia I. Morrell, Laurent Drissen e Joel Wm. Parker, A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2, in The Astronomical Journal, vol. 123, n. 5, 2002, pp. 2754-2771, Bibcode:2002AJ....123.2754W, DOI:10.1086/339831.
  13. ^ P. A. Crowther, O. Schnurr, R. Hirschi, N. Yusof, R. J. Parker, S. P. Goodwin e H. A. Kassim, The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 408, n. 2, 2010, pp. 731-751, Bibcode:2010MNRAS.408..731C, DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x, arXiv:1007.3284.
  14. ^ C. J. Evans, N. R. Walborn, P. A. Crowther, V. Hénault-Brunet, D. Massa, W. D. Taylor, I. D. Howarth, H. Sana, D. J. Lennon e J. T. Van Loon, A Massive Runaway Star from 30 Doradus, in The Astrophysical Journal, vol. 715, n. 2, 2010, pp. L74, Bibcode:2010ApJ...715L..74E, DOI:10.1088/2041-8205/715/2/L74, arXiv:1004.5402.
  15. ^ a b c Sarah A. Brands et al., The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS (PDF), in Astronomy and Astrophysics, vol. 663, A36.
  16. ^ HD 93129A
  17. ^ Big and Giant Stars: HD 93129
  18. ^ Gvaramadze, Kniazev, Chene e Schnurr, Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, vol. 430, 2012, pp. L20, Bibcode:2013MNRAS.430L..20G, DOI:10.1093/mnrasl/sls041, arXiv:1211.5926v1.
  19. ^ a b c Gräfener et al., The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars. Evidence for a Gamma-dependence of Wolf-Rayet type mass loss (PDF), 2011.arΧiv:1106.5361
  20. ^ F. Tramper, H. Sana, N. E. Fitzsimons, A. De Koter, L. Kaper, L. Mahy e A. Moffat, The mass of the very massive binary WR21a, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 455, n. 2, 2016, p. 1275, Bibcode:2016MNRAS.455.1275T, DOI:10.1093/mnras/stv2373, arXiv:1510.03609.
  21. ^ a b The Blob, the Very Rare Massive Star and the Two Populations - Striking Image of Nebula N214C taken with ESO's NTT at La Silla | SpaceRef - Your Space Reference, su spaceref.com. URL consultato il 4 agosto 2008 (archiviato dall'url originale il 21 luglio 2020).
  22. ^ NASA - Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy, su nasa.gov. URL consultato il 4 maggio 2019 (archiviato dall'url originale il 4 agosto 2018).
  23. ^ Big and Giant Stars: LH54-425
  24. ^ Big and Giant Stars: Var 83
  25. ^ J. A. Lopez, J. R. Walsh, The Mass Loss Rate of the Galactic Hypergiant HD152236 = ZETA-1-SCORPII from Optical and Near Infrared Observations, in Revista mexicana de astronomia y astrofisica, vol. 9, 1984, pp. 3-8. URL consultato il 2 aprile 2010.
  26. ^ Raul E. Puebla, D. John Hillier, Janos Zsargó, David H. Cohen, Maurice A. Leutenegger, X-ray, UV and optical analysis of supergiants: ε Ori, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 456, n. 3, pp. 2907-2936.
  27. ^ Big and Giant Stars: Sher 25
  28. ^ Big and Giant Stars: Plaskett's Star
  29. ^ Plaskett's Star Archiviato il 9 gennaio 2009 in Internet Archive.
  30. ^ Does IRS-8 contain the youngest and most massive star in the Galactic Center? | Gemini Observatory
  31. ^ Big and Giant Stars: HD 5980
  32. ^ ESA - Space Science - First X-ray detection of a colliding-wind binary beyond the Milky Way
  33. ^ E. S. G. de Almeida et al., Combined spectroscopy and intensity interferometry to determine the distances of the blue supergiants P Cygni and Rigel, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 515, n. 1, 2022, pp. 1–12, DOI:10.1093/mnras/stac1617, arXiv:2204.00372.
  34. ^ A Remnant Disk around a Young Massive Star

Voci correlate

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Collegamenti esterni

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