Liste der massereichsten Sterne

Es sind Sterne mit einer geschätzten Masse von mindestens 25 M_☉ aufgeführt. Bei den angegebenen Massen handelt es sich um die geschätzten gegenwärtigen Massen, nicht um diejenigen zum Zeitpunkt der Sternbildung, da die Sterne schon mehrere Dutzend Sonnenmassen (z. B. durch Sternwind, koronalen Massenauswurf etc.) verloren haben können.

Name	Masse^{[A 1]}^{[A 2]}	Abw.	Radius^{[A 1]}^{[A 3]}	Abw.	Temperatur^{[A 1]}^{[A 4]}	Abw.	Luminosität^{[A 1]}^{[A 5]}	Abw.
R136a1^[1]	265^{[A 6]}	$_{-35}^{+80}$	35,4^{[A 6]}	$_{-3,6}^{+4,0}$	53	$_{-3}^{+3}$	6,94^{[A 7]}	$_{-0,09}^{+0,09}$
R136a2^[1]	195	$_{-35}^{+35}$	29,5	$_{-3,0}^{+3,3}$	53	$_{-3}^{+3}$	6,78	$_{-0,09}^{+0,09}$
R136c^[1]	175	$_{-35}^{+40}$	30,6	$_{-3,7}^{+4,2}$	51	$_{-5}^{+5}$	6,75	$_{-0,11}^{+0,11}$
WR 102ka^[2]	175^{[A 8]}	$_{-25}^{+25}$	k. A.		k. A.		k. A.
HD 269810^[3]^[4]	150	$_{-10}^{+10}$	k. A.		52,5		6,34
VFTS 682^[5]	150		k. A.		52,5		6,5	$_{-0,2}^{+0,2}$
R136a3^[1]	135	$_{-20}^{+25}$	23,4	$_{-2,4}^{+2,7}$	53	$_{-3}^{+3}$	6,58	$_{-0,09}^{+0,09}$
NGC 3603-B^[6]	132	$_{-13}^{+13}$	33,8	$_{-2,5}^{+2,7}$	42	$_{-2}^{+2}$	6,46	$_{-0,07}^{+0,07}$
WR42e^[7]	130	$_{-5}^{+5}$	k. A.		k. A.		6,35	$_{-0,15}^{+0,15}$
WR 102kc^[2]	125^{[A 8]}	$_{-25}^{+25}$	k. A.		k. A.		k. A.
Arches-F9^[8]	121^[9]	$_{-10}^{+10}$	36,9		36,8	$_{-3}^{+3}$	6,35	$_{-0,2}^{+0,2}$
η Carinae A^[10]^[11]	120^{[A 9]}		180^{[A 9]}		9,4 - 37,2		k. A.
NGC 3603-A1a^[6]	120	$_{-17}^{+26}$	29,4	$_{-4,3}^{+10,1}$	42	$_{-2}^{+2}$	6,39	$_{-0,14}^{+0,14}$
HD 93250^{[A 10]}^[12]^[13]	118		18		50,5		6,09^[14]	$_{-0,07}^{+0,07}$
NGC 3603-C^[6]	113	$_{-8}^{+11}$	26,2	$_{-2,0}^{+2,1}$	44	$_{-2}^{+2}$	6,35	$_{-0,07}^{+0,07}$
Arches-F1^[8]	110^[9]	$_{-9}^{+9}$	41,6		33,7	$_{-3}^{+3}$	6,3	$_{-0,2}^{+0,2}$
Arches-F6^[8]	110^[9]	$_{-9}^{+9}$	41,7		34,7	$_{-3}^{+3}$	6,35	$_{-0,2}^{+0,2}$
Cyg OB2-12^[15]	110	$_{-31}^{+23}$	246		13,7	$_{-0,5}^{+0,8}$	6,28
Sk-68° 137^[3]^[4]	100	$_{-1}^{+1}$	k. A.		55		6,19
NGC 3603-A1b^[6]	92	$_{-15}^{+16}$	25,9	$_{-3,1}^{+7,2}$	40	$_{-2}^{+2}$	6,18	$_{-0,14}^{+0,14}$
WOH G64^[16]	25	$_{-5}^{+5}$	1540	$_{-77}^{+77}$	3,4		k. A.

↑ ^a ^b ^c ^d Bei den angegebenen Werten handelt es sich um Mittelwerte.
↑ Alle Angaben in Sonnenmassen M_☉.
↑ Alle Angaben in Sonnenradien R_☉.
↑ Alle Angaben in Tsd. Kelvin.
↑ Alle Angaben in 10^X-fachen der Leuchtkraft der Sonne L_☉.
↑ ^a ^b Die Abweichungen vom Mittelwert betragen z. B. für R136a1 $_{-35}^{+80}$ bzgl. der Masse von 265 M_☉ (d. h. max. 345 und min. 230 M_☉) und $_{-3,6}^{+4,0}$ bzgl. des Radius von 35,4 R_☉ (d. h. max. 39,4 und min. 31,8 R_☉').
↑ 10^6,94 entspricht dem 8,7 Mio.-fachen der Leuchtkraft der Sonne L_☉.
↑ ^a ^b Es handelt sich hierbei um die ursprüngliche Masse. Die gegenwärtige Masse von WR 102ka ist unbekannt, die von WR 102kc liegt bei 45 ~ 55 M_☉.
↑ ^a ^b Bzgl. der Daten des Doppelsternsystem η Carinae gibt es keinen allgemeinen Konsens: siehe EN.
↑ Möglicherweise handelt es sich bei HD 93250 aber um ein Doppelsternsystem: siehe EN.

Obere Grenze für die Masse

Die Eddington-Grenze und die Humphreys-Davidson-Grenze liefern Anhaltspunkte für die maximale Leuchtkraft und damit die maximale Masse, die ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht haben kann. Ist diese Grenze überschritten, dann überwindet der Strahlungsdruck den hydrostatischen Druck und in der Folge wird der Stern instabil und fängt an, seine äußeren Schichten abzustoßen, wodurch er Masse verliert.

Siehe auch

Einzelnachweise

↑ ^a ^b ^c ^d mnras.oxfordjournals.org S. 740 Table 5
↑ ^a ^b arxiv.org S. 13 Table 8
↑ ^a ^b iopscience.iop.org Table 1
↑ ^a ^b arxiv.org S. 6 und S. 8 Table 1
↑ arxiv.org
↑ ^a ^b ^c ^d mnras.oxfordjournals.org S. 737 Table 4
↑ arxiv.org S. 5 "≈125-135 M_☉ […] ≈6.2–6.5 L/L_☉"
↑ ^a ^b ^c arxiv.org S. 6 Table 2: Spalten T_∗ und R_∗
↑ ^a ^b ^c arxiv.org S. 5 Table 1: Mittelwert der Spalten M_w2 und M_w1
↑ arxiv.org S. 4 "The η Car binary parameters used by us are based on several papers and taking into account the present disagreement on some of the binary parameters […] M1 = 120 M_☉ […] R1 = 180 R_☉" u. S. 26 "M1 = 160 M_☉ […] R1 = 180 R_☉"
↑ arxiv.org S. 4 "[…] lower limit of 60 R_☉ […] a larger radius (∼240 R_☉) is now preferred."
↑ iopscience.iop.org S. 3 "we derive a mass ratio M₂/M₁ of 0.9." bzw. "Assuming a circular orbit and a primary mass M₁ of 47 M_☉" und S. 5 "we provided evidence that HD 93250 is an O+O binary system."
↑ usm.uni-muenchen.de
↑ arxiv.org S. 9
↑ aanda.org S. 6 und S. 8 Table 4
↑ arxiv.org S. 10

[MW-1] Bei den angegebenen Werten handelt es sich um Mittelwerte.

[2] Alle Angaben in Sonnenmassen M_☉.

[3] Alle Angaben in Sonnenradien R_☉.

[4] Alle Angaben in Tsd. Kelvin.

[5] Alle Angaben in 10^X-fachen der Leuchtkraft der Sonne L_☉.

[Abw-7] Die Abweichungen vom Mittelwert betragen z. B. für R136a1 $_{-35}^{+80}$ bzgl. der Masse von 265 M_☉ (d. h. max. 345 und min. 230 M_☉) und $_{-3,6}^{+4,0}$ bzgl. des Radius von 35,4 R_☉ (d. h. max. 39,4 und min. 31,8 R_☉').

[8] 10^6,94 entspricht dem 8,7 Mio.-fachen der Leuchtkraft der Sonne L_☉.

[Potsdam-10] Es handelt sich hierbei um die ursprüngliche Masse. Die gegenwärtige Masse von WR 102ka ist unbekannt, die von WR 102kc liegt bei 45 ~ 55 M_☉.

[Eta_Carinae-20] Bzgl. der Daten des Doppelsternsystem η Carinae gibt es keinen allgemeinen Konsens: siehe EN.

[HD_93250-21] Möglicherweise handelt es sich bei HD 93250 aber um ein Doppelsternsystem: siehe EN.

[oxford-6] ras.oxfordjournals.org S. 740 Table 5

[Potsdam-9] rxiv.org S. 13 Table 8

[iop_T1-11] science.iop.org Table 1

[arxiv_0403557-12] rxiv.org S. 6 und S. 8 Table 1

[13] rxiv.org

[oxford_737-14] ras.oxfordjournals.org S. 737 Table 4

[15] rxiv.org S. 5 "≈125-135 M_☉ […] ≈6.2–6.5 L/L_☉"

[arxiv_0711.0657-16] rxiv.org S. 6 Table 2: Spalten T_∗ und R_∗

[arxiv_1106.5361-17] rxiv.org S. 5 Table 1: Mittelwert der Spalten M_w2 und M_w1

[18] rxiv.org S. 4 "The η Car binary parameters used by us are based on several papers and taking into account the present disagreement on some of the binary parameters […] M1 = 120 M_☉ […] R1 = 180 R_☉" u. S. 26 "M1 = 160 M_☉ […] R1 = 180 R_☉"

[19] rxiv.org S. 4 "[…] lower limit of 60 R_☉ […] a larger radius (∼240 R_☉) is now preferred."

[22] science.iop.org S. 3 "we derive a mass ratio M₂/M₁ of 0.9." bzw. "Assuming a circular orbit and a primary mass M₁ of 47 M_☉" und S. 5 "we provided evidence that HD 93250 is an O+O binary system."

[23] usm.uni-muenchen.de

[24] rxiv.org S. 9

[25] .org S. 6 und S. 8 Table 4

[26] rxiv.org S. 10

[A 1]

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[A 9]

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