Seznam nejzářivějších hvězd - List of most luminous stars

Toto je seznam hvězd seřazených podle jejich absolutní velikosti - jejich vnitřní hvězdné svítivosti . To nelze přímo pozorovat, takže místo toho musí být vypočítána ze zdánlivé velikosti (jas při pohledu ze Země), vzdálenosti od každé hvězdy a korigována na mezihvězdné vyhynutí . Záznamy v níže uvedeném seznamu jsou dále opraveny tak, aby poskytovaly bolometrickou velikost, tj. Integrované na všech vlnových délkách; toto závisí na měření ve více fotometrických filtrech a extrapolaci hvězdného spektra na základě hvězdného spektrálního typu a/nebo efektivní teploty .

Záznamy udávají bolometrickou svítivost v násobcích svítivosti Slunce ( L _☉ ) a bolometrickou absolutní velikost. Jako u všech magnitudových systémů v astronomii , i tato stupnice je logaritmická a převrácená, tj. Zápornější čísla jsou zářivější.

Většina hvězd na tomto seznamu není dostatečně jasná, aby byla viditelná pouhým okem ze Země, kvůli jejich velkým vzdálenostem, vysokému vyhynutí nebo proto, že vyzařují většinu svého světla mimo viditelný rozsah . Seznam nejjasnějších hvězd pozorovaných ze Země najdete v seznamu nejjasnějších hvězd .

Měření

Přesné měření hvězdných světelností je obtížné, i když je zdánlivá velikost změřena přesně, ze čtyř důvodů:

1. Vzdálenost d ke hvězdě musí být známa, aby se přeměnila zjevná na absolutní velikost. Absolutní velikost je zdánlivá velikost, kterou by hvězda měla, kdyby byla od diváka vzdálena 10 parseků . Protože zdánlivý jas klesá se čtvercem vzdálenosti (tj. Jako 1/ d ² ), malá chyba (např. 10%) při určování d znamená chybu ~ 2 × stejně velkou (tedy 20%) v svítivosti. Hvězdné vzdálenosti se měří přímo přímo přesně na d ~ 1 000 lt-let.
2. Pozorované veličiny musí být korigovány na absorpci nebo zánik zasahujícího mezihvězdného nebo okolního prachu a plynu. Tato korekce může být obrovská a je obtížné ji přesně určit. Například, dokud přesné infračervená pozorování bylo možné ~ před 50 lety, Galactic Center z Mléčné dráhy byl zcela zakryt na vizuální pozorování.
3. Veličiny na naměřených vlnových délkách musí být korigovány na ty, které nebyly pozorovány. „Absolutní bolometrická velikost“ (tento termín je prakticky nadbytečný, protože bolometrické veličiny jsou téměř vždy „absolutní“, tj. Korigované na vzdálenost) je mírou svítivosti hvězdy, která se sčítá přes její emise na všech vlnových délkách, a tedy celkové množství z energie vyzařované o hvězdy každý druhý . Bolometrické veličiny lze odhadnout pouze opravou pro nepozorované části spektra, které musí být modelovány, což je vždy problém, a často velká korekce. Seznamu dominují žhavé modré hvězdy, které produkují většinu svého energetického výstupu v ultrafialovém záření, ale nemusí jít nutně o nejjasnější hvězdy na vizuálních vlnových délkách.
4. Velká část hvězdných soustav objevených s velmi vysokou svítivostí byla později shledána binárními. Obvykle to má za následek snížení celkové svítivosti systému a rozšíření mezi několik komponent. Tyto binární soubory jsou běžné jednak proto, že podmínky, které vytvářejí hvězdy s vysokou hmotností a vysokou svítivostí, rovněž upřednostňují vícehvězdné systémy, ale také proto, že hledání vysoce svítivých hvězd je nevyhnutelně zkresleno směrem k detekci systémů s více normálními hvězdami kombinujícími se tak, aby vypadaly zářivě.

Kvůli všem těmto problémům mohou jiné reference dávat velmi odlišné hodnoty pro nejzářivější hvězdy (různé uspořádání nebo různé hvězdy dohromady). Data o různých hvězdách mohou mít poněkud odlišnou spolehlivost, v závislosti na pozornosti, které se jedné konkrétní hvězdě dostalo, a také do značné míry odlišných fyzických obtížích při analýze (viz příklad Pistol Star ). Poslední hvězdy v seznamu jsou známé blízké hvězdy, které tam byly uvedeny pro srovnání, a nepatří mezi ty nejsvětlejší známé. Čtenáře může také zajímat, že Slunce svítí více než přibližně 95% všech známých hvězd v místním sousedství (řekněme několik set světelných let), kvůli obrovskému počtu poněkud méně hmotných hvězd, které jsou chladnější a často mnohem méně zářivé. Pro představu, celkový rozsah hvězdných svítivostí se pohybuje od trpaslíků méně než 1/10 000. zářících jako Slunce po superobry více než 1 000 000krát více svítivých.

Data

Tento seznam je v současné době omezen převážně na objekty v naší galaxii a Magellanově mračnu, ale několik hvězd v jiných galaxiích v místních skupinách lze nyní prozkoumat dostatečně podrobně, abychom určili svítivosti. Některé podezřelé binární soubory v tomto rozsahu jsou vyloučeny, protože nejsou k dispozici dostatečné informace o svítivosti jednotlivých složek. Vybrané slabší hvězdy jsou také zobrazeny pro srovnání. Navzdory své extrémní svítivosti jsou mnohé z těchto hvězd příliš vzdálené na to, aby je bylo možné pozorovat pouhým okem. Hvězdy, které jsou alespoň někdy viditelné pouhým okem, mají zdánlivou velikost (6,5 nebo jasnější) zvýrazněnou modře.

První seznam ukazuje několik známých hvězd s odhadovanou svítivostí 1 milion L _☉ nebo větší, včetně hvězd v otevřené hvězdokupě , asociace OB a oblasti H II . Je ukázána většina hvězd, o nichž se předpokládá, že mají více než 1 milion L _☉ , ale seznam je neúplný.

Druhý seznam uvádí některé pozoruhodné hvězdy pro účely srovnání.

Pro _srovnání je zde drženo několik pozoruhodných hvězd svítivosti menší než 1 milion L _☉ .

Všimněte si, že i ty nejzářivější hvězdy jsou mnohem méně zářivé než zářivější perzistentní extragalaktické objekty, jako jsou kvazary . Například 3C 273 má průměrnou zdánlivou velikost 12,8 (při pozorování dalekohledem ), ale absolutní velikost -26,7. Pokud by byl tento objekt od Země vzdálen 10 parseků, vypadal by na obloze téměř stejně jasně jako Slunce (zdánlivá velikost −26,744). Světelnost tohoto kvasaru je tedy asi 2 biliony (10 ¹² ) krát větší než Slunce, nebo asi 100 krát větší než celkové světlo průměrně velkých galaxií, jako je naše Mléčná dráha . (Všimněte si, že kvazary se často poněkud liší svítivostí.)

Pokud jde o paprsky gama , magnetar (typ neutronové hvězdy ) nazývaný SGR 1806–20 , dosáhl extrémního výbuchu na Zemi 27. prosince 2004. Byla to nejjasnější událost, o které bylo známo, že zasáhla tuto planetu z původu mimo sluneční soustavu ; kdyby tyto paprsky gama byly viditelné, s absolutní magnitudou přibližně −29, bylo by jasnější než Slunce (měřeno kosmickou lodí Swift ).

Gamma-ray burst GRB 971214 měřeno v roce 1998 byl v té době považován za nejaktivnější událost v pozorovatelného vesmíru , s ekvivalentním energií několika set supernov . Pozdější studie poukazovaly na to, že energie byla pravděpodobně energií jedné supernovy, která byla „paprskem“ směrována na Zemi geometrií relativistického paprsku.

Viz také

Reference

externí odkazy

• 150 nejsvítivějších hvězd v katalogu Hipparcos
• Klastr R136
• Systém Magnitude
• Seznam kandidátů nejjasnější hvězdy Tima Thompsona