Ցանկում ներառված են դեռևս հայտնաբերված ամենածանր աստղերը։ Ցանկը կարգավորված է աստղի զանգվածի նվազման ուղղությամբ։ Որպես միավոր ընտրված է արեգակի զանգվածը։

Անորոշություններ և վերապահումներ
--------------------------------

Նկարչի պատկերմամբ զանգվածային աստղի շուրջ նյութի սկավառակը
Ստորև թվարկված ամենածանր աստղերը շարունակական հետազոտության առարկա են հանդիսանում, և դրանց բնութագրերը անընդհատ վերանայվում են։

Ստորև բերված աղյուսակում ներկայացված զանգվածները ստացվում են այն տեսություններից, որոնք օգտագործում են բարդ տեխնիկաներ՝ աստղի ջերմաստիճանի և բացարձակ մեծության չափման համար։ Նշված բոլոր զանգվածներն ունեն զգալի անորոշություններ, քանի որ չափումները և (կամ) տեսական մոդելները կարող են սխալ լինել։ Օրինակ VV Ցեֆեոսի զանգվածը, կախված աստղի ուսումնասիրման եղանակից, կարող է լինել 25-40 կամ մինչև 100 արևի զանգված։

Ծանր աստղերը չափազանց քիչ են, ստորև թվարկված բոլոր աստղերը Երկրից շատ, հազարավոր լուսային տարի հեռավորության վրա են, և այդ գործոնն արդեն իսկ դժվարացնում է չափումները։ Բացի այդ, այդպիսի մեծ զանգված ունեցող աստղերի մեծ մասը շրջապատված է արտանետվող գազի ամպերով, որոնք թաքցնում են աստղի մակերեսը, ինչը դժվարություններ է ստեղծում աստղերի ջերմաստիճանն ու պայծառությունը չափելու համար, և նաև էապես բարդացնում է դրանց ներքին քիմիական կազմը որոշելու գործընթացը։ Որոշ մեթոդների համար աստղերի տարբեր քիմիական բաղադրությունները հանգեցնում են դրա զանգվածի տարբեր գնահատականների։

Ընդ որում, աստղի շուրջը գազի ամպերը կասկածի տակ են դնում՝ գոյություն ունի միայն մեկ գերհզոր աստղ, թե կոմպակտ բազմակի աստղերի համակարգ։ Երկրորդ դեպքում, յուրաքանչյուր աստղ ինքնին մեծ է, բայց պարտադիր չէ, որ գերծանր լինի։ Բացի այդ, հնարավոր են մի քանի աստղերի համակարգեր, որտեղ մեկ գերծանր աստղն ունի շատ ավելի փոքր ուղեկից կամ դրա համակարգ։

Զանգվածներն առավել հուսալիորեն որոշվել են NGC 3603-A1 և WR 20a աստղերի համար, որոնք կրկնակի համակարգերի աստղեր են, ինչը հնարավորություն է տալիս ճշգրիտ հաշվարկել աստղերի զանգվածները Կեպլերի օրենքների միջոցով` որոշելով յուրաքանչյուր բաղադրիչի փոխադարձ ուղեծրային շարժումները` չափելով դրանց ճառագայթային արագությունները և լույսի կորերը, քանի որ երկու աստղերն էլ խավարող փոփոխականներ են ։

Աստղային էվոլյուցիա
-------------------

Որոշ աստղեր գուցե սկզբում ունեցել են ավելի մեծ զանգված, քան այժմ․ դրանց զանգվածների կորուստները բացատրվում են աստղային քամու պատճառով գազի հոսքերի ցրմամբ, ինչպես նաև նոր և պսևդոնոր պայթյունավտանգ իրադարձություններով, որոնց արդյունքում աստղերը կորցնում են իրենց նյութի տասնյակ արևային զանգվածներ։

Կան մի շարք գերնորերի և հիպերնորերի մնացորդներ, որոնց դիտարկմամբ կարելի է որոշել պայթյունների նախաաստղերի պայթյունի էներգիան և զանգվածը։ Այս աստղերը վաղուց են պայթել, բայց եթե դրանք դեռ գոյություն ունենային, ապա նրանք հեշտությամբ կարող էին լինել ստորև նշված ցուցակում։

Ամենազանգվածային աստղերը հիմնական հաջորդականության ամենակարճ կյանքի տևողություն ունեցող աստղերն են, ուստի նրանք առաջնային թեկնածուներ են ապագա II տիպի գերնոր աստղերի համար (կամ Ib / Ic տիպի գերնոր աստղեր Վոլֆ-Ռայեի աստղերի համար)։

Ամենազածանր աստղերի ցանկ
------------------------

Հայտնի աստղերը, որոնց զանգվածը 25 կամ ավել անգամ գերազանցում է արեգակի զանգվածը. նշված զանգվածները դիտվել են, ոչ թե այդ աստղերի առաջացման պահի զանգվածներն են։

Էտա Կիլ
VY Մեծ Շան

| № | Աստղերի անվանումը | Արևի զանգված
1 միավոր |
| --- | --- | --- |
| 1 | R136a1 | 315 |
| 2 | Էտա Ողնուց А | 150—250 |
| 3 | R136a2 | 195 |
| 4 | R136c | 175 |
| 5 | HD 269810 | 150 |
| 6 | VFTS 682 | 150 |
| 7 | WR 102ka (Peony Nebula Star) | 150 |
| 8 | R136a3 | 135 |
| 9 | NGC 3603-B | 132 |
| 10 | WR 42e | 125-135 |
| 11 | F9-Կամարի կուտակում | 111—131 |
| 12 | HD 93129 A | 120—127 |
| 13 | NGC 3603-A1a | 120 |
| 14 | HD 93250 | 118 |
| 15 | NGC 3603-C | 113 |
| 16 | F6-Կամարի կուտակում | 111—131 |
| 17 | F1-Կամարի կուտակում | 101—119 |
| 18 | Կարապ OB2-12 | 110 |
| 19 | F7-Կամարի կուտակում | 86—102 |
| 20 | S Ոսկե ձկան | 100 |
| 21 | WR 20a | A=83, B=82 |
| 22 | Ատրճանակ (աստղ) | 80—150 |
| 23 | Melnick 42 | 80—100 |
| 24 | HD 93129 B | 80 |
| 25 | HD 97950 | 80 |
| 26 | Sk-71 51 | 80 |
| 27 | Pismis 24-17 | 78 |
| 28 | R 126 | 70 |
| 29 | Ուղեկցորդ M33 X-7 | 70 |
| 30 | LY Կառավար | 64 |
| 31 | Pismis 24-1SW | 66 |
| 32 | LBV 1806-20 | 65 |
| 33 | LH54-425 A + B | A=62, B=37 |
| 34 | Var 83 в M33 | 60—85 |
| 35 | Sher 25 в NGC 3603 | 60 |
| 36 | Զետա-1 Կարիճ | 60 |
| 37 | Ձետա Նավախել | 59 |
| 38 | WR22 | 55—74 |
| 39 | Պլակսետի աստղ | A=43, B=51 |
| 40 | AG Ողնուց | 50 |
| 41 | WR102c | 45—55 |
| 42 | IRS-8\* | 44,5 |
| 43 | HD 5980 A + B | A=40–62, B=30 |
| 44 | DL Հարավային աստղ | 40—50 |
| 45 | Ալնիլամ | 40 |
| 46 | HD 148937 | 40 |
| 47 | IRAS 05423-7120 | 40 |
| 48 | Ро Կասսիոփեյ | 40 |
| 49 | RW Ցեֆեոս | 40 |
| 50 | Թետա 1 Օրիոն C | 40 |
| 51 | Պերսևսի | 40 |
| 52 | V382 Киля | 39 |
| 53 | Ուղեկցորդ NGC 300 X-1 | 38 |
| 54 | Կուտակում R136 | 12 звёзд, все 37—76 |
| 55 | Хи² Օրիոն | 35—40 |
| 56 | Ուղեկցորդ IC 10 X-1 | 35 |
| 57 | Nu Կառավար | 30—45 |
| 58 | 19 Ցեֆեոս | 30—35 |
| 59 | Գամմա Առագաստ A | 30 |
| 60 | P Կարապ | 30 |
| 61 | R 66 | 30 |
| 62 | Ալուդրա | 30 |
| 63 | Ալնիտակ | 28 |
| 64 | IRS 15 | 26 |
| 65 | VV Ցեֆեոս | 25—40 |
| 66 | Ալֆա Ընձուղտ | 25—30 |
| 67 | 6 Կասիոպեա | 25 |
| 68 | EZ Մեծ Շուն | 25 |
| 69 | KY Կարապ | 25 |
| 70 | Մյու Ցեֆեոս | 25 |
| 71 | V509 Կասիոպեա | 25 |
| 72 | NGC 7538 S | 20—40 |
| 73 | S Միաեղջյուր A | 18—30 |
| 74 | WR47 | 8—48 |
| 75 | VY Մեծ Շուն | 9—24 |

Սև խոռոչներ
-----------

Սև խոռոչները զանգվածային աստղերի էվոլյուցիայի վերջին փուլերն են։ Իրականում դրանք աստղեր չեն, քանի որ չեն արձակում ջերմություն և լույս, դրանցում այլեւս տեղի չեն ունենում ջերմամիջուկային ռեակցիաներ։

* Աստղերի զանգվածի սև խոռոչն ունի Արևի զանգվածի 4-15 անգամ ավել զանգված։
* Միջին զանգվածի սեւ խոռոչը կարող է 100-1000 անգամ ավելի ծանր լինել, քան Արեգակը։
* Գերածանր սեւ խոռոչը կարող է ունենալ արևի զանգվածից միլիոնից միլիարդ անգամ ավելի զանգված։

Էդինգթոնի զանգվածային սահմանը
-----------------------------

Երկար ժամանակ աստղաֆիզիկոսները ենթադրում էին, որ այն բանից հետո, երբ նախաստղի զանգվածը հասնում է ավելի քան 120 արեգակնային զանգվածի, ինչ-որ արմատական բան է պատահում։ Չնայած այդ սահմանը կարող է ձգվել շատ ավելի վաղ III բնակչության աստղերի համար, որոնց ճշգրիտ արժեքն անորոշ է։ Եթե կան ավելի քան 120 արևի զանգված ունեցող աստղեր, ապա դրանք կվիճարկեն աստղային էվոլյուցիայի տեսությունը (բացառությամբ Էդինգթոնի սահմանից մեծ զանգվածի աստղերի, որոնք առաջացել են մի քանի աստղերի միաձուլմամբ, օրինակ ՝ R136a1):

Զանգվածի սահմանափակումն առաջանում է այն պատճառով, որ մեծ զանգվածով աստղերն ունեն շատ բարձր էներգիայի արտանետում՝ գերազանցելով բուն աստղի գրավիտացիոն ձգողությունը։ Այսինքն՝ բավականաչափ ծանր աստղի միջուկում ջերմամիջուկային սինթեզի արդյունքում առաջացած ճառագայթային էներգիայի արտաքին ճնշումը գերազանցում է ներքին շերտերի ձգողականությանը։ Սա սահմանում է Էդինգթոնի սահմանը։ Այս սահմանի պատճառով աստղը պետք է ինքն իրեն բաժանի կամ գոնե արտանետի այնքան զանգված, որպեսզի իր ներքին էներգիայի արտադրությունը հասցնի այն մակարդակի, որը կարող է պահվել գրավիտացիայով։

Կամար կուտակումը՝ մեր Գալակտիկայի հայտնի ամենախիտ աստղային փնջի ուսումնասիրությունը հաստատեց ավելի քան 150 արևային զանգված ունեցող զանգված ունեցող աստղերի բացակայությունը։

Տես նաև
-------

* Ամենամեծ աստղերի ցուցակ
* Ամենահզոր աստղերի ցուցակ
* Ամենապայծառ աստղերի ցուցակ
* Ամենացածր զանգվածով աստղերի ցուցակ
* Վառ կապույտ փոփոխական
* Wolf-Rayet Star
* Հիպերգիգանտ
* Գերհսկա

Նշումներ
--------

1. ↑  {{{վերնագիր}}}. — doi:10.1093/mnras/stw273 — Bibcode: 2016MNRAS.458..624C — 1603.04994
2. ↑  {{{վերնագիր}}}. — doi:10.1093/mnras/stu2614 — Bibcode: 2015MNRAS.447.2445C — 1412.7569
3. ↑  {{{վերնագիր}}}. — doi:10.1088/0004-637X/723/1/602 — Bibcode: 2010ApJ...723..602K — 0912.1439
4. ↑  «Архивированная копия». Արխիվացված է օրիգինալից 2008 թ․ սեպտեմբերի 7-ին. Վերցված է 2010 թ․ դեկտեմբերի 30-ին.
5. ↑  «Архивированная копия». Արխիվացված է օրիգինալից 2009 թ․ հունվարի 9-ին. Վերցված է 2012 թ․ ապրիլի 1-ին.
6. ↑  Big and Giant Stars: 6 Cassiopeiae
7. ↑  Big and Giant Stars: KY Cygni
8. ↑  «Witnessing the birth of a massive star». Արխիվացված է օրիգինալից 2011 թ․ հունիսի 6-ին. Վերցված է 2012 թ․ մարտի 31-ին.

Արտաքին հղումներ
----------------

* Հայտնաբերված ամենազանգվածային աստղը
* Կլաստերի կամար
* Որքա՞ն ծանր կարող է լինել աստղը:
* LBV 1806-20