قائمة أكثر النجوم ضخامة

من أرابيكا، الموسوعة الحرة

هذه هي النسخة الحالية من هذه الصفحة، وقام بتعديلها عبود السكاف (نقاش | مساهمات) في 22:09، 20 مايو 2023 (←‏القائمة: Remove image, as this is not of WR 25.). العنوان الحالي (URL) هو وصلة دائمة لهذه النسخة.

(فرق) → نسخة أقدم | نسخة حالية (فرق) | نسخة أحدث ← (فرق)
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
صورة خيالية لقرص الغبار حول نجم وليد ضخم [1]

قائمة أكثر النجوم ضخامة في الفلك (بالإنجليزية:list of the most-massive stars ) هي قائمة ترتب النجوم المعروفة حتى الآن بحسب كتلتها بالنسبة إلى كتلة الشمس ، وتؤخذ الكتلة الشمسية كمرجع على أنها تساوي 1. تختلف بذلك تلك القائمة عن قائمة أكبر النجوم في كون تلك الأخيرة ترتب النجوم بحسب أحجامها بالنسبة للشمس، كما توجد قائمة ثالثة ترتب النجوم بحسب شدة ضيائها وهي تسمى قائمة أشد النجوم سطوعا.

تعتبر كتلة النجم أهم خصائصه بالإضافة إلى تركيبه الكيميائي وكذالك حجمه، حيث أن كتلة النجم تحدد قدر ضيائه وحجمه وعمره ومصيره . وبسبب كتلتهم البالغة فلأن تلك النجوم تنتهي في آخر عمرها بأنفجار في صورة مستعر أعظم أو مستعر فوق عظيم وتكوّن ثقبا أسودا ذو كتلة فائقة أيضا.

حدود الدقة

رسم تخيلي للعملاق العظيم الفائق سهيل هدار (نجم).

معظم الكتل المعطاة في القائمة أسفله لا تزال تحت البحث للتأكد من قيمها وأحيانا يعدل البحث العلمي كلما زادت دقته قيمة نجم هنا أو هناك.

وترجع قيم الكتل المذكورة في القائمة إلى تقديرات نظرية مبنية على قياسات للنجم مثل درجة حرارته و ضياؤه المطلق. والكتل المذكورة هنا ليست أكيدة حيث أن كلا من النظريات والقياسات تستخدم أحدث ما وصلت إليه الأجهزة والمعرفة. وقد تكون النظريات أو القياسات خاطئة أو كلاهما خاطئ .على سبيل المثال النجم في في الملتهب والذي تعين كتلته بالاعتماد على بعض خصائصه فقد تكون كتلته في الحقيقة بين 25 إلى 40 كتلة شمسية كما تؤيد بعض القياسات أن كتلته قد تصل إلى 100 كتلة شمسية.

النجوم كبيرة الكتلة تعتبر نادرة، ويجدها الفلكيون عادة بعيدا جدا عن الأرض في أعماق الكون. وجميع النجوم في القائمة تبعد عنا آلاف السنين الضوئية وهذا وحده يصعب إجراء القياسات .. وبالإضافة إلى مشكلة البعد فأن النجوم ذات الكتلة الكبيرة محاطة بسحب من الغاز المتدفق، يعمل هذا الغاز على حجب النجم عنا فيصعب قياس سطوع ودرجة حرارة النجم، وبالتالي يصعب تعيين التركيب الكيميائي الداخلي له. وفي بعض الحالات تؤدي صعوبة تعيين التركيب الكيميائي للنجم إلى صعوبة تعيين كتلته.

وعلاوة على ذلك فان حجب النجم عنا بواسطة الغازات يجعل من الصعب تحديد هل هو نجم ضخم منفرد أم أنه نجم ثنائي أو نظام نجمي متعدد. وقد تكون بعض النجوم المذكورة في القائمة تتألف في الواقع من نجمين أو أكثر مترافقة في مدارات متقاربة، كما قد يكون كل نجم في النظام النجمي كبير الكتلة وليس بالضرورة أن يكون أحدهم فقط. ولكن يوجد أيضا احتمال أن يكون أحد نجوم النظام فائق الكتلة والباقين نجوما عادية. وتعمل سحابة الغاز المحيطة بالنجم على صعوبة البت في ذلك.

ومن ضمن الكتل المعينة بدقة في القائمة نجد إن جي سي 3603 -أ1 ونجم عنقود وسترلوند 2 النجم وولف رايت 20أ والنجم الثنائي نجم وولف رايت 21أ. كتل النجوم الثلاثة عينت عن طريق قياس الحركة المدارية للنجم الثنائي أي له نجم قرين يدور حوله مما يجعل تعيين كتلة النجمين ممكنة من خلال دراسة الحركات المدارية وعن طريق تطبيق قوانين كبلر الخاصة بحركة الكواكب ، وهذه يشمل قياس السرعات الشعاعية والمنحنيات الضوئية . قياس السرعات الشعاعية لا يسفر إلا عن الحد الأدنى لقيمة الكتل وذلك اعتمادا على الميل، وتوفر المنحنيات الضوئية للنجوم الثنائية الكسوفية المعلومات الناقصة. .

أهمية التطور النجمي

بعض النجوم قد تكون أثقل مما هي عليه اليوم. ومن المرجح أن الكثير من النجوم قد فقدت عشرات الكتل الشمسية من المواد في عملية التفريغ، أو في أحداث انفجار شبة مستعر أو مستعر أعظم مخادع وهناك أيضا - أو بالأحرى - نجوم تظهر الآن على القائمة ولكن لم تعد موجودة كنجوم.[2]

القائمة

هناك عدد قليل من النجوم ذات كتلة تقدر بحوالي 25 كتلة شمسية أو أكثر، بما في ذلك نجوم تجمع أرشز وتجمع نجوم الدجاجة OB2 وتجمع بسميس 24-1 وعنقود آر136 . لاحظ أن جميع النجوم من النوع O لها كتل أكبر من 15 M☉ .

هذه القائمة أبعد مايكون عن الكمال، وخاصة للنجوم الأقل من 80 M☉، على الرغم من أن غالبية النجوم التي يعتقد أنها ذا كتلة أكبر من 100 M☉ معروضة.

الكتل المدرجة أدناه هي كتلة النجوم الحالية (تطور النجوم)، وليست الكتلة الأولية للنجوم (التشكل).

مفتاح الألوان
نجم وولف-رايت
نجم متغير أزرق شديد الضياء
نجوم النسق الأساسي نوع-O
نجوم النسق الأساسي نوع-B
عملاق فائق
إيتا القاعدة
عنقود آر136

كتلة شمسية{| class="wikitable sortable" |- ! width="160"| اسم النجم ! الكتلة
(M☉, الشمس = 1) !class=unsortable|مراجع. |- | style="background: #d88fff;" |نجم آر136 إيه1  |315

|[3] |- | style="background: #d88fff;" "|أر136سي  |230

|[3] |- | style="background: #d88fff;" |BAT99-98 |226

|[4] |- | style="background: #d88fff;" |R136a2  |195

|[3] |- | style="background: #9bb0ff;" |ميلنيك 42 |189

|[5] |- | style="background: #d88fff;" |R136a3  |180

|[3] |- | style="background: #d88fff;" |ميلنيك 34 |179

|[6] |- | style="background: #9bb0ff;" |HD 15558 A  |>152 ± 51

|[7][8] |- | style="background: #d88fff;" |VFTS 682  |150

|[9] |- | style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي)  |150

|[3] |- | style="background: #9bb0ff;" |LH 10-3209 A |140 |[10] |- | style="background: #d88fff;" |NGC 3603-B  |132 ± 13

|[11] |- | style="background: #9bb0ff;" |HD 269810   |130

|[12] |- | style="background: #9bb0ff;" |P871 |130 |[10] |- | style="background: #d88fff;" |WR 42e |125–135

|[13] |- | style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي)  |124

|[3] |- | style="background: #d88fff;" |أرشز-F9  |111–131

|[14] |- | style="background: #d88fff;" |NGC 3603-A1a  |120

|[11] |- | style="background: #9bb0ff;" |LSS 4067 |120

|[15] |- | style="background: #d88fff;" |NGC 3603-C |113 ± 10

|[11] |- | style="background: #aabfff;" |الدجاجة OB2-12  |110

|[16] |- | style="background: #d88fff;" |WR 25 |110 | |- | style="background: #9bb0ff;" |HD 93129  |110

| |- | style="background: #d88fff;" |أرشز-F1  |101–119

|[14] |- | style="background: #d88fff;" |أرشز-F6  |101–119

|[14] |- | style="background: #d88fff;" |WR21a A |103.6

|[17] |- | style="background: #8a9fff;" |BAT99-33 (R99) |103

|[4] |- | style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي)  |101

|[3] |- | style="background: #8a9fff;" |η القاعدة A |100 - 200 |[18][19] |- | style="background: #d88fff;" |نجم عود الصليب |100

|[20] |- | style="background: #9bb0ff;" |الدجاجة OB2 #516 |100 | |- | style="background: #9bb0ff;" |Sk -68°137 |99 |[10] |- | style="background: #9bb0ff;" |آر136 (تجمع نجمي)  |96

|[3] |- | style="background: #9bb0ff;" |HST-42 |95 |[10] |- | style="background: #9bb0ff;" |P1311 |94 |[10] |- | style="background: #9bb0ff;" |Sk -66°172 |94 |[10] |- | style="background: #d88fff;" |أرشز-F7  |86–102

|[14] |- | style="background: #d88fff;" |R136b  |93

|[3] |- | style="background: #d88fff;" |NGC 3603-A1b  |92

|[11] |- | style="background: #9bb0ff;" |HST-A3 |91 |[10] |- | style="background: #d88fff;" |HD 38282 B |>90 |[21] |- | style="background: #9bb0ff;" |الدجاجة OB2 #771 |90

| |- | style="background: #9bb0ff;" |أرشز-F15  |80–97

|[14] |- | style="background: #9bb0ff;" |HSH95 31 |87 | |- | style="background: #9bb0ff;" |HD 93250  |86.83

|[22] |- | style="background: #9bb0ff;" |LH 10-3061 |85 |[10] |- | style="background: #9bb0ff;"|BI 253 |84 | |- | style="background: #d88fff;" |WR20a A |82.7 ± 5.5

|[23] |- | style="background: #9bb0ff;" |MACHO 05:34-69:31 |82 |[10] |- | style="background: #d88fff;" |WR20a B  |81.9 ± 5.5

|[23] |- | style="background: #9bb0ff;" |NGC 346-3 |81 |[10] |- | style="background: #d88fff;" |HD 38282 A |>80 |[21] |- | style="background: #9bb0ff;" |Sk -71 51 |80 |[24] |- | style="background: #9bb0ff;"|الدجاجة OB2-8B |80 | |- | style="background: #d88fff;" |WR 148 |80 |[25] |- | style="background: #d88fff;" |HD 97950 |80 | |- |}

نجوم كتلتها أقل من 80 كتلة شمسية

أمثلة إضافية قليلة لنجوم كتلتها أقل من 80 M☉.

اسم النجم الكتلة
(M☉, الشمس = 1) 		النمط مراجع.
R139 A 78 [26]
V429 Carinae A 78
WR 22 78
NGC 6357 78 [27]
الدجاجة OB2-11 73+32
−24 		[28]
أرشز-F12 70–82
أرشز-F18 67–82
Var 83 في مسييه 33 60–85
أرشز-F4 66–76
أرشز-F28 66–76
نجم آر 126 70
M33 X-7 70 [29]
AG Carinae 70
BD+43° 3654 70
HD 93205 69 [10]
آر136 (تجمع نجمي)  69 نمط تطوري[3]
HD 93403 A 68.5
HD 5980 B 66
LBV 1806-20 A + B A=65, B=65
HD 5980 A 61
BAT99-119 (R145) 53+20
−40 + 54+20
−40 		ثنائي [30]عدلت الكتل ببيانات أفضل، ولكن لا تزال هناك حاجة إلى التحسينات.
أرشز-F21 56–70
أرشز-F10 55–69
أرشز-F14 54–65
S Monocerotis 59
WR21a B 58.3 [17]
WR 102ea 58 [31]
أرشز-F3 52–63
CD Crucis A 57 [32]
أرشز-B1 50–60
نجمة بلاسكيت B 56
η Carinae B 30-80 سطوع / ثنائي [19]
BD+40° 4210 54
نجمة بلاسكيت A 54
HD 93129 B 52 [33]
الدجاجة OB2-4 52
أرشز-F20 47–57
LH54-425 A=47 ± 2, B=28 ± 1 ثنائي[34] [34]
أرشز-F16 46–56
WR 102c 45–55 [20]
CD Crucis B 48 [32]
أرشز-F8 43–51
Sher 25 في سديم NGC 3603 40–52
أرشز-F2 42–49
HD 15558 B  45 ± 11 [7][8]
إس أبو سيف 45
HD 50064 45
WR 141 45 [25]
IRS-8* 44.5 [35]
الدجاجة OB2-8A A 44.1
الدجاجة OB2-1 44
الدجاجة OB2-10 43.1±14 [28]
α Camelopardalis 43
NGC 6357 43
χ2 Orionis 42.3
الدجاجة OB2-8C 42.2±14 [28]
الدجاجة OB2-6 42
نيلم (نجم) (Alnilam) 30-64.5[36]
آر دبليو الملتهب 40
θ1 Orionis C 40
μ Nor 40
الدجاجة OB2-7  39.7+17
−10 		[28]
سهيل هدار (Naos) 22.5–56.6
NGC 300 X-1 38 [37]
NGC 6357 38
NGC 6357 38
الدجاجة OB2-8A B 37.4
HD 93403 B 37.3
ζ1 Scorpii 36
NGC 6357 35
IC 10 X-1[38] 35
الدجاجة OB2-9 A >34
أرشز-F5 31–36
الدجاجة OB2-18 33
النطاق (الجبار) (Alnitak) 33
19 Cephei 30–35
منكب حامل رأس الغول 26–36
الدجاجة OB2-5 A 31
الدجاجة OB2-9 B >30
γ Velorum A (Regor A) 30
بي الدجاجة 30
VFTS 352 A=28.63 ± 0.3, B=28.85 ± 0.3 [39]
نجم المسدس 27.5
العظاء 10 26.9
6 Cassiopeiae 25 [40]
NGC 6357 25
إن جي سي 7538 S 25 [41]
VFTS 102 25
رو ذات الكرسي 14–30

ثقوب سوداء

المقالة الرئيسية: ثقب أسود

الثقب الأسود هو المرحلة الأخيرة من عمر نجم عظيم الكتلة . وفي الواقع فهو ليس نجما حيث أنه لا يولّد طاقة عن طريق الاندماج النووي (يتوقف الاندماج النووي في النجم كبير الكتلة بعد استهلاكه لوقوده من الهيدروجين والهيليوم ويصبح ثقبا أسودا لا يشع ضوءا).

ويمكن تكوّن ثقب أسود بعدة طرق:

انظر أيضا

مراجع

  1. ^ Disk Around a Massive Baby Star (Artist's Concept) نسخة محفوظة 05 مارس 2016 على موقع واي باك مشين.
  2. ^ Rupert W. Anderson (31 مارس،2015). The Cosmic Compendium: Black Holes. ص. 120. {{استشهاد بكتاب}}: تحقق من التاريخ في: |سنة= (مساعدة)
  3. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر Crowther، Paul A.؛ Caballero-Nieves، S. M.؛ Bostroem، K. A.؛ Maíz Apellániz، J.؛ Schneider، F. R. N.؛ Walborn، N. R.؛ Angus، C. R.؛ Brott، I.؛ Bonanos، A.؛ De Koter، A.؛ De Mink، S. E.؛ Evans، C. J.؛ Gräfener، G.؛ Herrero، A.؛ Howarth، I. D.؛ Langer، N.؛ Lennon، D. J.؛ Puls، J.؛ Sana، H.؛ Vink، J. S. (2016). "The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 458: 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. DOI:10.1093/mnras/stw273.
  4. ^ أ ب Hainich، R.؛ Rühling، U.؛ Todt، H.؛ Oskinova، L. M.؛ Liermann، A.؛ Gräfener، G.؛ Foellmi، C.؛ Schnurr، O.؛ Hamann، W. -R. (2014). "The Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy & Astrophysics. ج. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. DOI:10.1051/0004-6361/201322696.
  5. ^ Bestenlehner، J. M.؛ Gräfener، G.؛ Vink، J. S.؛ Najarro، F.؛ De Koter، A.؛ Sana، H.؛ Evans، C. J.؛ Crowther، P. A.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Herrero، A.؛ Langer، N.؛ Schneider، F. R. N.؛ Simón-Díaz، S.؛ Taylor، W. D.؛ Walborn، N. R. (2014). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Physical and wind properties of massive stars at the top of the main sequence". Astronomy & Astrophysics. ج. 570: A38. arXiv:1407.1837. Bibcode:2014A&A...570A..38B. DOI:10.1051/0004-6361/201423643.
  6. ^ Portegies Zwart، Simon F.؛ Pooley، David؛ Lewin، Walter H. G. (2002). "A Dozen Colliding-Wind X-Ray Binaries in the Star Cluster R136 in the 30 Doradus Region". The Astrophysical Journal. ج. 574 ع. 2: 762–770. arXiv:astro-ph/0106109. Bibcode:2002ApJ...574..762P. DOI:10.1086/340996.
  7. ^ أ ب De Becker، M.؛ Rauw، G.؛ Manfroid، J.؛ Eenens، P. (2006). "Early-type stars in the young open cluster IC 1805". Astronomy and Astrophysics. ج. 456 ع. 3: 1121–1130. arXiv:astro-ph/0606379. Bibcode:2006A&A...456.1121D. DOI:10.1051/0004-6361:20065300.
  8. ^ أ ب Garmany، C. D.؛ Massey، P. (1981). "HD 15558 - an extremely luminous O-type binary star". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 93: 500. Bibcode:1981PASP...93..500G. DOI:10.1086/130866.
  9. ^ Bestenlehner، J. M.؛ Vink، J. S.؛ Gräfener، G.؛ Najarro، F.؛ Evans، C. J.؛ Bastian، N.؛ Bonanos، A. Z.؛ Bressert، E.؛ Crowther، P. A.؛ Doran، E.؛ Friedrich، K.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Herrero، A.؛ De Koter، A.؛ Langer، N.؛ Lennon، D. J.؛ Maíz Apellániz، J.؛ Sana، H.؛ Soszynski، I.؛ Taylor، W. D. (2011). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey". Astronomy & Astrophysics. ج. 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A&A...530L..14B. DOI:10.1051/0004-6361/201117043.
  10. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز Walborn، Nolan R.؛ Howarth، Ian D.؛ Lennon، Daniel J.؛ Massey، Philip؛ Oey، M. S.؛ Moffat، Anthony F. J.؛ Skalkowski، Gwen؛ Morrell، Nidia I.؛ Drissen، Laurent؛ Parker، Joel Wm. (2002). "A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2". The Astronomical Journal. ج. 123 ع. 5: 2754–2771. Bibcode:2002AJ....123.2754W. DOI:10.1086/339831.
  11. ^ أ ب ت ث Crowther، P. A.؛ Schnurr، O.؛ Hirschi، R.؛ Yusof، N.؛ Parker، R. J.؛ Goodwin، S. P.؛ Kassim، H. A. (2010). "The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 408 ع. 2: 731–751. arXiv:1007.3284. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x.
  12. ^ Evans، C. J.؛ Walborn، N. R.؛ Crowther، P. A.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Massa، D.؛ Taylor، W. D.؛ Howarth، I. D.؛ Sana، H.؛ Lennon، D. J.؛ Van Loon، J. T. (2010). "A Massive Runaway Star from 30 Doradus". The Astrophysical Journal. ج. 715 ع. 2: L74. arXiv:1004.5402. Bibcode:2010ApJ...715L..74E. DOI:10.1088/2041-8205/715/2/L74.
  13. ^ Gvaramadze؛ Kniazev؛ Chene؛ Schnurr (2012). "Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. ج. 430: L20. arXiv:1211.5926v1. Bibcode:2013MNRAS.430L..20G. DOI:10.1093/mnrasl/sls041.
  14. ^ أ ب ت ث ج Gräfener، G.؛ Vink، J. S.؛ De Koter، A.؛ Langer، N. (2011). "The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars". Astronomy & Astrophysics. ج. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A&A...535A..56G. DOI:10.1051/0004-6361/201116701.
  15. ^ Massey, P.؛ Degioia-Eastwood, K.؛ Waterhouse, E. (2001). "The Progenitor Masses of Wolf-Rayet Stars and Luminous Blue Variables Determined from Cluster Turnoffs. II. Results from 12 Galactic Clusters and OB Associations". The Astronomical Journal. ج. 121 ع. 2: 1050–1070. arXiv:astro-ph/0010654. Bibcode:2001AJ....121.1050M. DOI:10.1086/318769.
  16. ^ Clark، J. S.؛ Najarro، F.؛ Negueruela، I.؛ Ritchie، B. W.؛ Urbaneja، M. A.؛ Howarth، I. D. (2012). "On the nature of the galactic early-B hypergiants". Astronomy & Astrophysics. ج. 541: A145. arXiv:1202.3991. Bibcode:2012A&A...541A.145C. DOI:10.1051/0004-6361/201117472.
  17. ^ أ ب Shenar، T.؛ Hainich، R.؛ Todt، H.؛ Sander، A.؛ Hamann، W.-R.؛ Moffat، A. F. J.؛ Eldridge، J. J.؛ Pablo، H.؛ Oskinova، L. M.؛ Richardson، N. D. (2016). "Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud: II. Analysis of the binaries". Astronomy & Astrophysics. ج. 1604: A22. arXiv:1604.01022. Bibcode:2016A&A...591A..22S. DOI:10.1051/0004-6361/201527916.
  18. ^ Clementel، N.؛ Madura، T. I.؛ Kruip، C. J. H.؛ Paardekooper، J.-P.؛ Gull، T. R. (2015). "3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - I. Ionization structure of helium at apastron". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 447 ع. 3: 2445–2458. arXiv:1412.7569. Bibcode:2015MNRAS.447.2445C. DOI:10.1093/mnras/stu2614.
  19. ^ أ ب Kashi، A.؛ Soker، N. (2010). "Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae". The Astrophysical Journal. ج. 723: 602. arXiv:0912.1439. Bibcode:2010ApJ...723..602K. DOI:10.1088/0004-637X/723/1/602.
  20. ^ أ ب Barniske، A.؛ Oskinova، L. M.؛ Hamann، W. -R. (2008). "Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas". Astronomy and Astrophysics. ج. 486 ع. 3: 971–984. arXiv:0807.2476. Bibcode:2008A&A...486..971B. DOI:10.1051/0004-6361:200809568.
  21. ^ أ ب Sana، H.؛ Van Boeckel، T.؛ Tramper، F.؛ Ellerbroek، L. E.؛ De Koter، A.؛ Kaper، L.؛ Moffat، A. F. J.؛ Schnurr، O.؛ Schneider، F. R. N.؛ Gies، D. R. (2013). "R144 revealed as a double-lined spectroscopic binary". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. ج. 432: 26. arXiv:1304.4591. Bibcode:2013MNRAS.432L..26S. DOI:10.1093/mnrasl/slt029.
  22. ^ Repolust، T.؛ Puls، J.؛ Herrero، A. (2004). "Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing". Astronomy and Astrophysics. ج. 415 ع. 1: 349–376. Bibcode:2004A&A...415..349R. DOI:10.1051/0004-6361:20034594.
  23. ^ أ ب Rauw، G.؛ Crowther، P. A.؛ De Becker، M.؛ Gosset، E.؛ Nazé، Y.؛ Sana، H.؛ Van Der Hucht، K. A.؛ Vreux، J. -M.؛ Williams، P. M. (2005). "The spectrum of the very massive binary system WR?20a (WN6ha + WN6ha): Fundamental parameters and wind interactions". Astronomy and Astrophysics. ج. 432 ع. 3: 985–998. Bibcode:2005A&A...432..985R. DOI:10.1051/0004-6361:20042136.
  24. ^ Meynadier، F.؛ Heydari-Malayeri، M.؛ Walborn، N. R. (2005). "The LMC H II region N 214C and its peculiar nebular blob". Astronomy and Astrophysics. ج. 436: 117–126. arXiv:astro-ph/0511439. Bibcode:2005A&A...436..117M. DOI:10.1051/0004-6361:20042543.
  25. ^ أ ب Matteucci، Francesca؛ Giovannelli، Franco (2000). "The Evolution of the Milky Way". The Evolution of the Milky Way: stars versus clusters. Edited by Francesca Matteucci and Franco Giovannelli. Published by Kluwer Academic Publishers. Astrophysics and Space Science Library. ج. 255. Bibcode:2000ASSL..255.....M. DOI:10.1007/978-94-010-0938-6. ISBN:978-94-010-3799-0.
  26. ^ Taylor، W. D.؛ Evans، C. J.؛ Sana، H.؛ Walborn، N. R.؛ De Mink، S. E.؛ Stroud، V. E.؛ Alvarez-Candal، A.؛ Barbá، R. H.؛ Bestenlehner، J. M.؛ Bonanos، A. Z.؛ Brott، I.؛ Crowther، P. A.؛ De Koter، A.؛ Friedrich، K.؛ Gräfener، G.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Herrero، A.؛ Kaper، L.؛ Langer، N.؛ Lennon، D. J.؛ Maíz Apellániz، J.؛ Markova، N.؛ Morrell، N.؛ Monaco، L.؛ Vink، J. S. (2011). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey". Astronomy & Astrophysics. ج. 530: L10. arXiv:1103.5387. Bibcode:2011A&A...530L..10T. DOI:10.1051/0004-6361/201116785.
  27. ^ Fang، M.؛ Van Boekel، R.؛ King، R. R.؛ Henning، T.؛ Bouwman، J.؛ Doi، Y.؛ Okamoto، Y. K.؛ Roccatagliata، V.؛ Sicilia-Aguilar، A. (2012). "Star formation and disk properties in Pismis 24". Astronomy & Astrophysics. ج. 539: A119. arXiv:1201.0833. Bibcode:2012A&A...539A.119F. DOI:10.1051/0004-6361/201015914.
  28. ^ أ ب ت ث Herrero، A.؛ Puls، J.؛ Najarro، F. (2002). "Fundamental parameters of Galactic luminous OB stars VI. Temperatures, masses and WLR of Cyg OB2 supergiants". Astronomy and Astrophysics. ج. 396 ع. 3: 949–966. arXiv:astro-ph/0210469. Bibcode:2002A&A...396..949H. DOI:10.1051/0004-6361:20021432.
  29. ^ Orosz، J. A.؛ McClintock، J. E.؛ Narayan، R.؛ Bailyn، C. D.؛ Hartman، J. D.؛ Macri، L.؛ Liu، J.؛ Pietsch، W.؛ Remillard، R. A.؛ Shporer، A.؛ Mazeh، T. (2007). "A 15.65-solar-mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy M 33". Nature. ج. 449 ع. 7164: 872–875. arXiv:0710.3165. Bibcode:2007Natur.449..872O. DOI:10.1038/nature06218. PMID:17943124.
  30. ^ Shenar، T. (2016). "The Tarantula Massive Binary Monitoring project: II. A first SB2 orbital and spectroscopic analysis for the Wolf-Rayet binary R145". Astronomy & Astrophysics. ج. 1610. arXiv:1610.07614.
  31. ^ Adriane Liermann et all (2011). "High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster". Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege. ج. 80: 160–164. Bibcode:2011BSRSL..80..160L.
  32. ^ أ ب Bhatt، H.؛ Pandey، J. C.؛ Kumar، B.؛ Singh، K. P.؛ Sagar، R. (2010). "X-ray emission characteristics of two Wolf–Rayet binaries: V444 Cyg and CD Cru". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 402 ع. 3: 1767–1779. arXiv:0911.1489. Bibcode:2010MNRAS.402.1767B. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15999.x.
  33. ^ Vink، J. S.؛ Davies، B.؛ Harries، T. J.؛ Oudmaijer، R. D.؛ Walborn، N. R. (2009). "On the presence and absence of disks around O-type stars". Astronomy and Astrophysics. ج. 505 ع. 2: 743–753. arXiv:0909.0888. Bibcode:2009A&A...505..743V. DOI:10.1051/0004-6361/200912610.
  34. ^ أ ب Williams, S. J.؛ وآخرون (2008). "Dynamical Masses for the Large Magellanic Cloud Massive Binary System [L72] LH 54-425". The Astrophysical Journal. ج. 682 ع. 1: 492–498. arXiv:0802.4232. Bibcode:2008ApJ...682..492W. DOI:10.1086/589687.
  35. ^ Geballe، T. R.؛ Najarro، F.؛ Rigaut، F.؛ Roy، J. ‐R. (2006). "TheK‐Band Spectrum of the Hot Star in IRS 8: An Outsider in the Galactic Center?". The Astrophysical Journal. ج. 652: 370–375. arXiv:astro-ph/0607550. Bibcode:2006ApJ...652..370G. DOI:10.1086/507764.
  36. ^ Raul E. Puebla؛ D. John Hillier؛ Janos Zsargó؛ David H. Cohen؛ Maurice A. Leutenegger (2015). "X-ray, UV and optical analysis of supergiants: ε Ori". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 456 ع. 3: 2907–2936. arXiv:1511.09365. Bibcode:2016MNRAS.456.2907P. DOI:10.1093/mnras/stv2783.
  37. ^ Paul A Crowther؛ Carpano؛ Hadfield؛ Pollock (2007). "On the optical counterpart of NGC300 X-1 and the global Wolf–Rayet content of NGC300". Astronomy and Astrophysics. ج. 469 ع. 31: L31. arXiv:0705.1544. Bibcode:2007A&A...469L..31C. DOI:10.1051/0004-6361:20077677.
  38. ^ Bulik، T.؛ Belczynski، K.؛ Prestwich، A. (2011). "Ic10 X-1/ngc300 X-1: The Very Immediate Progenitors of Bh-Bh Binaries". The Astrophysical Journal. ج. 730 ع. 2: 140. arXiv:0803.3516. Bibcode:2011ApJ...730..140B. DOI:10.1088/0004-637X/730/2/140.
  39. ^ Almeida، L. A.؛ Sana، H.؛ de Mink، S. E.؛ وآخرون (13 أكتوبر 2015). "DISCOVERY OF THE MASSIVE OVERCONTACT BINARY VFTS 352: EVIDENCE FOR ENHANCED INTERNAL MIXING". The Astrophysical Journal. ج. 812 ع. 2: 102. arXiv:1509.08940. Bibcode:2015ApJ...812..102A. DOI:10.1088/0004-637X/812/2/102. مؤرشف من الأصل في 2019-08-30. اطلع عليه بتاريخ 2015-10-21.
  40. ^ Achmad، L.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Pasquini، L. (1997). "Radiation driven wind models for A, F and G supergiants". Astronomy and Astrophysics. ج. 320: 196. Bibcode:1997A&A...320..196A.
  41. ^ Moscadelli، L.؛ Goddi، C. (2014). "A multiple system of high-mass YSOs surrounded by disks in NGC 7538 IRS1". Astronomy & Astrophysics. ج. 566: A150. arXiv:1404.3957. Bibcode:2014A&A...566A.150M. DOI:10.1051/0004-6361/201423420.
مجلوبة من «https://3rabica.org/index.php?title=قائمة_أكثر_النجوم_ضخامة&oldid=1512989»