Lista de las estrellas más masivas

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La lista contiene las estrellas más masivas conocidas hasta la fecha. La lista está ordenada en orden descendente de la masa de la estrella. La masa del Sol se toma como unidad de medida .

Incertidumbres y reservas

Las estrellas más masivas que se enumeran a continuación son objeto de investigación en curso y sus características se revisan constantemente.

Las masas enumeradas en la siguiente tabla se derivan de teorías que utilizan técnicas complejas para medir la temperatura y la magnitud absoluta de una estrella. Todas las masas indicadas tienen incertidumbres significativas ya que las mediciones y/o los modelos teóricos pueden ser incorrectos. Un ejemplo es VV Cephei , que, según el método de estudio de la estrella, puede tener una masa de 25 a 40 o hasta 100 masas solares.

Las estrellas masivas son raras, todas las estrellas enumeradas a continuación están a muchos miles de años luz de la Tierra, y esto en sí mismo dificulta las mediciones. Además, la mayoría de las estrellas con masas tan extremas están rodeadas por nubes de gas expulsado que ocultan la superficie de la estrella; esto crea dificultades para medir la temperatura y el brillo de las estrellas y también complica significativamente el proceso de determinación de su composición química interna. Para algunos métodos, las diferentes composiciones químicas conducen a diferentes estimaciones de la masa de la estrella.

Además, las nubes de gas crean ambigüedad en cuanto a si solo se observa una estrella supermasiva o si se trata de un sistema múltiple compacto . En el segundo caso, cada estrella es grande en sí misma, pero no necesariamente supermasiva. Además, son posibles sistemas de varias estrellas, en los que una estrella supermasiva tiene una compañera mucho más pequeña o un sistema de las mismas.

Se han determinado las masas más fiables para NGC 3603-A1 y WR 20a . Estos últimos son miembros de sistemas binarios , y esto permite calcular con precisión las masas de las estrellas utilizando las leyes de Kepler al determinar los movimientos orbitales mutuos de cada componente a través de la medición de sus velocidades radiales y curvas de luz , ya que ambas estrellas son variables eclipsantes .

Evolución estelar

Algunas estrellas pueden haber tenido originalmente más masa que ahora; las pérdidas se explican por la disipación de flujos de gas debido al viento estelar , así como explosiones de nova y pseudo - supernova  , eventos explosivos, como resultado de lo cual las estrellas pierden muchas decenas de masas solares de materia.

Además, hay una serie de restos de supernovas e hipernovas, cuyas observaciones pueden usarse para determinar la energía de la explosión y la masa de los progenitores de los brotes. Estas estrellas explotaron hace mucho tiempo, pero si aún existieran, podrían incluirse fácilmente en la lista a continuación.

Las estrellas más masivas tienen la vida útil más corta en la secuencia principal , por lo que son las principales candidatas para futuras supernovas de tipo II (o supernovas de tipo Ib/Ic para las estrellas Wolf-Rayet).

Lista de las estrellas más masivas

Estrellas conocidas con una masa de 25 o más masas solares . Las masas indicadas son observables, no primordiales en el momento de la formación estelar.

Nombre de la estrella Masas solares
( Sol = 1)
R136a1 [1] [2] 265-315
Eta Kiel A [3] [4] [5] 150-250
R136a2 [1] 195
R136c [1] 175
VFTS 682 [6] 150
WR 102ka (Estrella Nebulosa Peonía) 150
R136a3 [1] 135
NGC3603-B [1] 132
LBV 1806-20 [7] 130-200
HD 269810 [8] 130
WR 42e [9] 125-135
Grupo de arcos -F9 [10] 111-131
HD 93129 [11] [12] A=120-127, B=80
NGC3603-A1a [1] 120
NGC 3603-C [1] 113
Grupo de arcos -F6 [10] 111-131
Grupo de arcos -F1 [10] 101-119
Cygnus OB2-12 [13] 110
WR 25A [ 14] 110
R99 [15] 103
Rayo 17-96 89.5
Grupo de arcos -F7 [10] 86-102
Pistola (estrella) [16] 86-92
HD 93250 [17] 83.3
WR 20a [18] A=82,7, B=81,9
HD 38282 [19] A=80-170, B=95-205
Mélnik 42 [20] [21] [22] 80-100
Pismis 24-17 [23] 78
Compañero M33 X-7 [24] 70
R 126 [25] 70
Pismis 24-1 SW 66
WR 102hb [26] 61
Var 83 en M33 [27] 60-85
Zeta¹ Escorpio [28] 60
Sher 25 en NGC 3603 [29] 60
WR 85 [14] 59
WR 102ea [26] 58
WR 22 [30] 55-74
AG Kiel [31] 55
WR 24 [14] 54
Estrella de Plaskett [32] [33] A=43, B=51
NML Cygnus [34] cincuenta
WR102c [35] 45-55
S Dorado [36] 45
IRS-8* [37] 44.5
BP Cruz del Sur A [13] 43
Cuadrado QU [38] 43
HD 5980 [39] [40] [41] A=40–62, B=30
Mu Cefei [42] 40–50
Zeta Korma [43] 40
IRAS 05423-7120 [44] 40
Westerlund 1-243 [45] 40
Ro Casiopea [46] [47] 40
RW Cefei [48] 40
WOH G64 [49] 40
Theta¹ Orión C [50] [51] 40
V354 Cefei 40
Alnilam [52] 40
Plaza Mu [53] 40
HD 148937 [54] [55] 40
V382 Kiel 39
V766 Centauri A [56] 39
Compañero NGC 300 X-1 [57] 38
Grupo R136 12 estrellas, todas 37-76
P Cygnus [58] 37
Chi² Orión [59] 35-40
Alnitak Aa [60] 33
Jirafa alfa [61] 31
R66 [25] treinta
V520 Perseo [62] 29.5
BU Cruz del Sur [63] 29.2
PZ Casiopea [64] 29
S Unicornio A [65] 29
Velas Gamma A [66] 28.5
S Perseo [64] 28
RW Cygnus [64] 27
Xi Perseo 26-36
KW Sagitario [64] 26
Hacienda Pública 15 [67] 26
Recursos Humanos Carina A [68] [69] 25-40
VV Cefei A [70] 25-40
Cisne de Kentucky [71] 25
V509 Casiopea [72] 25
EZ Canis Mayor [73] 25
6 Casiopea [74] [75] 25
V810 Centauri B [76] 25
VFTS 102 [77] 25

Agujeros negros

Los agujeros negros son las etapas finales en la evolución de las estrellas masivas. De hecho, no son estrellas, ya que no emiten calor ni luz, y en ellas ya no se producen reacciones termonucleares.

Límite de masa de Eddington

Los astrónomos han asumido durante mucho tiempo que una vez que una protoestrella alcanza una masa superior a 120 masas solares, sucede algo drástico. Aunque el límite puede extenderse para estrellas muy tempranas de Población III, no se ha determinado el valor exacto. Si hay estrellas de más de 120 masas solares, desafiarán las teorías de la evolución estelar (excepto cuando una estrella de masa mayor que el límite de Eddington se formó por la fusión de varias estrellas, por ejemplo, R136a1 ).

La limitación de la masa surge del hecho de que, con una gran masa, las estrellas liberan una energía muy alta, superando la atracción gravitatoria de la propia estrella. Es decir, en una estrella suficientemente masiva, la presión externa de la energía radiante generada como resultado de la fusión termonuclear en el núcleo supera la atracción gravitacional de las capas internas. Esto define el límite de Eddington . Debido a este límite, la estrella debe romperse, o al menos expulsar suficiente masa para reducir su generación de energía interna a un nivel que pueda ser mantenido por las fuerzas de la gravedad.

El estudio del cúmulo Arches , que es el cúmulo de estrellas más denso conocido en nuestra Galaxia , confirmó la ausencia de estrellas con una masa superior a 150 masas solares.

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