Список на најмасивни ѕвезди

Ова е **список на најмасивните ѕвезди** кои се откриени, во единици за сончева маса ().

## Несигурности и предупредувања
Повеќето од масите наведени подолу се оспорени и, како предмет на тековно истражување, остануваат под ревизија и предмет на постојана ревизија на нивните маси и други особини. Навистина, многу од масите наведени во табелата подолу се заклучени од теоријата, користејќи тешки мерења на температурите на ѕвездите и апсолутната светлина. Сите маси наведени подолу се неизвесни: и теоријата и мерењата ги поместуваат границите на сегашното знаење и технологија. И теориите и мерењата би можеле да бидат неточни.
мини|Уметничко толкување за диск со заматен материјал околу масивна ѕвезда.

### Усложувања со далечина и заматени облаци
Бидејќи масивните ѕвезди се ретки, астрономите мора да изгледаат многу далеку од Земјата за да ги најдат. Сите наведени ѕвезди се оддалечени многу илјадници светлосни години, што ги отежнува мерењата. Покрај тоа што се далеку, многу ѕвезди со таква крајна маса се опкружени со облаци од истечен гас создадени од исклучително моќни ѕвездени ветрови; околниот гас се меша со веќе тешко достапните мерења на температурите и осветленоста на ѕвездите, што во голема мера го отежнува прашањето за проценка на внатрешните хемиски состави и структури. Оваа пречка води до тешкотии во одредувањето на параметрите потребни за пресметување на масата на ѕвездата.
[десно|мини| [Ета Кобилица е светлата точка скриена во двотопчест облакот од прашина. Таа е најмасивната ѕвезда која има Бајерова ознака. Во изминатите неколку децении било откриено дека станува збор за (барем) две ѕвезди.]]
И заматените облаци и големите растојанија, исто така, го отежнуваат судењето дали ѕвездата е само едно супермасивно тело или, наместо тоа, повеќекратен ѕвезден систем. Голем број од „ѕвездите“ наведени подолу може всушност да бидат две или повеќе придружници кои кружат премногу блиску за нашите телескопи да не можат да ги разликуваат, секоја ѕвезда е можеби масивна сама по себе, но не мора да биде „супермасивна“ за да биде или на овој список или блиску до врвот на тоа. И секако можни се и други комбинации - на пример супермасивна ѕвезда со еден или повеќе помали придружници или повеќе од една џиновска ѕвезда - но без да може јасно да биде видена внатрешноста на околниот облак, тешко е да биде знаено каков тело всушност го создава светла точка на светлина која е гледана од Земјата.

Поопшто, статистиката за ѕвезденото население се чини дека укажува дека горната граница на масата е во 100-200 опсег на сончеви маси, така што секоја проценка на масата над овој опсег е сомнителна.

### Ретки сигурни проценки
Двојните ѕвезди што затемнуваат се единствените ѕвезди чии маси се проценувани со одредена сигурност. Сепак, забележете дека скоро сите маси наведени во табелата подолу беа заклучени со индиректни методи; само неколку од масите во табелата биле одредени со помош на системи за затемнување.

Меѓу најсигурните наведени маси се оние за затемнувачките двојни ѕвезди NGC 3603-A1, WR 21a и WR 20a. Масите за сите три биле добиени од орбиталните мерења. Ова вклучува мерење на нивните радијални брзини, а исто така и нивните светлински криви. Радијалните брзини даваат само минимални вредности за масите, во зависност од наклонетоста, но светлинските криви на затемнетите двојни ѕвезди ги обезбедуваат информациите што недостасуваат: наклонот на орбитата кон нашата видна линија.

### Релевантност на ѕвездената еволуција
Некои ѕвезди можеби некогаш биле помасивни отколку што се денес. Многу е веројатно дека многу големи ѕвезди претрпеле значителна загуба на маса (можеби дури неколку десетици сончеви маси). Оваа маса можеби била исфрлена од суперветрови: ветрови со голема брзина кои се придвижувани од жешката фотосфера во меѓуѕвездениот простор. Постапката образува зголемена продолжена обвивка околу ѕвездата која е во заемодејство со блиската меѓуѕвездена средина и внесува во соседниот волумен на просторот со елементи потешки од водород или хелиум.

Исто така, има – или подобро кажано, имало – ѕвезди кои можеби се појавиле на списокот, но веќе не постојат како ѕвезди или се лажни супернови; денес ги гледаме само нивните остатоци. Масите на ѕвездите претходници кои ги поттикнале овие разорни настани може да бидат проценете според видот на експлозијата и ослободената енергија, но тие маси не се наведени овде.

Овој список се однесува *само* на „живите“ ѕвезди - оние кои сè уште се гледаат од набљудувачите на Земјата кои постојат како активни ѕвезди: Сè уште се вклучени во внатрешно внатрешно соединување што создава топлина и светлина. Односно, светлината што сега пристигнува на Земјата како слики од наведените ѕвезди сè уште покажува дека тие внатрешно создаваат нова енергија од времето (во далечното минато) кога светлината што сега е примана, била емитирана. Списокот конкретно ги исклучува и белите џуџиња – поранешните ѕвезди за кои сега се гледа дека се „мртви“, но зрачат со преостаната топлина – и црните дупки – фрагментирани остатоци од експлодирани ѕвезди кои гравитациски пропаднале, иако насобирачките дискови кои ги опкружуваат тие црни дупки може да генерираат топлина или светлина *надвор* од остатоците на ѕвездата (сега внатре во црната дупка), зрачена од материја што навлегува (видете § Црни дупки подолу).

### Ограничувања на масата
Постојат две поврзани теоретски ограничувања за тоа колку една ѕвезда може да биде масивна: Границата на масата на насобирање и границата на Едингтоновата маса.

: Границата на насобирање е поврзана со образувањето на ѕвездите: Откако ќе се насоберат околу  во протоѕвезда, комбинираната маса требало да стане доволно жешка за нејзината топлина да ја оддалечи секоја понатамошна влезна материја. Всушност, протоѕвездата достигнува точка каде што испарува веќе собраниот материјал исто толку брзо колку што собира нов материјал.

: Едингтоновата граница се заснова на светлосниот притисок од јадрото на веќе образувана ѕвезда: како што масата се зголемува над  интензитетот на светлината зрачена од јадрото на ѕвездата од населението I ќе стане доволен за притисокот на светлината што притиска нанадвор да надмине гравитациската сила што се влече навнатре, а површинскиот материјал на ѕвездата ќе може слободно да за заплови во вселената. Бидејќи нивните различни состави ги прават попроѕирни, ѕвездите на населението II и населението III имаат повисоки и многу повисоки граници на маса, соодветно.

#### Граници на насобирање
Астрономите долго време претпоставувале дека како што протоѕвездата расте до големина над  мора да се случи нешто драстично. Иако границата може да се протега за многу раните ѕвезди од населението III, и иако точната вредност е неизвесна, доколку некои ѕвезди сè уште постојат над  тие би ги предизвикале тековните теории за ѕвездената еволуција.

Проучувајќи го јатото Лакови, кое во моментов е најгустото познато јато на ѕвезди во нашата галаксија, астрономите потврдиле дека ниту една ѕвезда во тоа јато не надминува околу 
десно|мини| Јатото R136 е невообичаено густа збирка на млади, жешки, сини ѕвезди.
Ретки крајномасивни ѕвезди кои ја надминуваат оваа граница - на пример во ѕвезденото јато R136 - може да бидат објаснети со следниов предлог: Некои од паровите масивни ѕвезди во блиска орбита во млади, нестабилни системи со повеќе ѕвезди мора, во ретки случаи, да се судираат и се спојуваат кога постојат одредени невообичаени околности што овозможуваат судир.

#### Ограничување на Едингтоновата маса

Едингтоновата граница на ѕвездената маса се јавува поради светлосниот притисок: за доволно масивна ѕвезда надворешниот притисок на зрачната енергија создаван од јадреното соединување во јадрото на ѕвездата го надминува внатрешното привлекување на сопствената гравитација. Најниската маса за која е активен овој ефект е Едингтоновата граница.

Ѕвездите со поголема маса имаат поголема стапка на создавање енергија во јадрото, а сјајноста на потешките ѕвезди се зголемува многу непропорционално со зголемувањето на нивната маса. Едингтоновата граница е точката над која ѕвездата треба да се раздвои, или барем да фрли доволно маса за да го намали своето внатрешно производство на енергија на помала, одржлива стапка. Вистинската маса на граничната точка зависи од тоа колку е непроѕирен гасот во ѕвездата, а ѕвездите богати со метал од населението I имаат пониски граници на маса од ѕвездите од населението II кои се сиромашни со метал. Пред нивното згаснување, хипотетичките безметалини ѕвезди од населението III би имале највисока дозволена маса, некаде околу 300 .

Теоретски, помасивна ѕвезда не може да се одржи заедно поради губењето на масата што произлегува од одливот на ѕвезден материјал. Во пракса, теоретската Едингтонова граница мора да биде изменета за ѕвезди со висока сјајност и наместо тоа е користена емпириската Хамфрис-Дејвидсонова граница.

## Список на најмасивните познати ѕвезди

Следните две списоци покажуваат неколку од познатите ѕвезди, вклучувајќи ги ѕвездите во расеани јата, здружението од типот OB и H II-подрачјето. И покрај нивната висока сјајност, многу од нив сепак се премногу оддалечени за да бидат набљудувани со голо око. Ѕвездите кои барем понекогаш се видливи со голо око имаат нивната привидна величина (6,5 или посветла) означена со сина боја.

Првиот список дава ѕвезди кои се проценувани на 60  или повеќе; од кои повеќето се прикажани. Вториот список вклучува некои значајни ѕвезди кои се под 60  заради споредба. Методот што е користен за одредување на масата на секоја ѕвезда е вклучен за да биде дадена идеја за несигурноста на податоците; треба да биде забележано дека масата на двојните ѕвезди може да биде одредена многу попрецизно. Масите наведени подолу се сегашната (еволуирана) маса на ѕвездите, а не нивната почетна (настанувачка) маса.

Неколку значајни големи ѕвезди со маса помала од 60  се прикажани во табелата подолу заради споредба, завршувајќи со Сонцето, кое е многу блиску, но инаку би било премногу мало за да биде вклучено во списокот. Во моментов, сите наведени ѕвезди се видливи со голо око и се релативно во близина.

## Црни дупки

Црните дупки се крајната точка на еволуцијата на масивните ѕвезди. Технички тие не се ѕвезди, бидејќи повеќе не создаваат топлина и светлина преку јадрено соединување во нивните јадра. Некои црни дупки можеби имаат космолошко потекло и тогаш никогаш не би биле ѕвезди. Сметано е дека ова е особено веројатно во случаите на најмасивните црни дупки.

* Ѕвездените црни дупки се тела со приближно 
* Црни дупки со средна маса кои се движат од 100 до 
* Супермасивни црни дупки кои се во опсег од милиони или милијарди .

## Поврзано

## Забелешки

## Наводи

## Надворешни врски

* 
* 
* 
* 
* 

Категорија:Списоци на ѕвезди
Категорија:Најтешки од најмасивните нешта
Категорија:Списоци за крајни точки
Категорија:Списоци за суперлативи во астрономијата