Universum on väga suur koht ja me ei saa kuidagi teada, milline täht on suurim. Aga mis on suurim staar, mida me teame?
Enne vastuse leidmist vaatame skaalal oma Päikest. Meie võimas täht on 1,4 miljoni km laiune. See on nii suur vahemaa, et seda on raske skaleerida. Päike moodustab 99,9% kogu meie päikesesüsteemi mateeriast. Tegelikult on Päikese sees miljon Maa planeeti.
Astronoomid kasutavad suuremate ja väiksemate tähtede võrdlemiseks termineid "päikese raadius" ja "päikesemass", meie teeme sama. Päikese raadius on 690 000 km.Üks päikesemass on 2 x 10 30 kilogrammi. See moodustab 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg.
Üks meie galaktika tuntud suur täht Eta Carinae asub Päikesest 7500 valgusaasta kaugusel ja kaalub 120 päikesemassi. See on miljon korda heledam kui Päike. Enamik tähti kaotab aja jooksul oma massi, nagu päikesetuul. Kuid Eta Carinae on nii suur, et igal aastal viskab ta maha 500 Maa massiga võrdse massi. Kui mass on kadunud nii palju, on astronoomidel väga raske täpselt mõõta, kus täht lõpeb ja mille tähetuul algab.
Seega on astronoomide parim vastus praegu, et Eta Carinae raadius on 250 korda suurem kui Päike.
Ja üks huvitav märkus: see Carina plahvatab kohe, see on üks suurejoonelisemaid supernoovasid, mida inimesed kunagi näinud on.
Kuid universumi kõige massiivsem täht on R136a1, mis asub suures Magellani pilves. Vaidlusi on, kuid selle mass võib olla üle 265 päikesemassi. Ja see on astronoomide jaoks mõistatus, sest teoreetiliselt arvati, et suurimad tähed on umbes 150 päikesemassi, mis tekkisid varases universumis, kui tähed moodustati Suurest Paugust järele jäänud vesinikust ja heeliumist. Vastus sellele vaidlusele on see, et R136a1 võis tekkida mitme suure tähe liitumisel. Ütlematagi selge, et R136a1 võib iga päev hüpernoovaks plahvatada.
Suurte tähtede osas vaatame tuttavat tähte Orioni tähtkujus Betelgeuse. Selle punase superhiiglase raadius on 950-1200 korda suurem kui Päike ja see ulatuks Jupiteri orbiidile, kui see paikneks meie päikesesüsteemis.
Aga see pole midagi. Suurim teadaolev täht on VY Canis Major. Punane hüpergiant Canis Majori tähtkujus, mis asub Maast umbes 5000 valgusaasta kaugusel. Minnesota ülikooli professor Robert Humphreys arvutas hiljuti, et selle ülemine suurus on suurem kui 1540 korda Päikese suurus. Kui Canis Majori VY paigutataks meie süsteemi, ulatuks selle pind Saturni orbiidist kaugemale.
See on suurim täht, mida me teame, kuid Linnuteel on tõenäoliselt kümneid tähti, mis varjavad gaasi- ja tolmupilvi veelgi, nii et me ei näe neid.
Aga vaatame, kas suudame vastata algsele küsimusele, mis on universumi suurim täht? Ilmselgelt on meil seda praktiliselt võimatu leida, universum on väga suur koht ja meil pole võimalust igasse nurka vaadata.
Püstol on veel üks täht, mida peetakse üheks suurimaks.
Suurimad tähed on teoreetikute sõnul külmad supergiidid. Näiteks Canis Majori temperatuur VY on vaid 3500 K. Tõeliselt suur täht oleks veelgi külmem. Külm superhiiglane, mille temperatuur on 3000 K, oleks 2600 päikese suurune.
Ja lõpuks, siin on suurepärane video, mis näitab erinevate objektide suurust kosmoses, alates meie pisikesest planeedist kuni VV Cepheuseni. VY Big Dog ei kuulu animatsiooni, ilmselt seetõttu, et neil polnud selle tähe kohta uut teavet.
Öötaevas on lugematu arv tähti. Ja Maalt pärit inimesele tunduvad nad täpselt ühesugused. Mõnes taevaosas, näiteks Linnutee piirkonnas, sulanduvad tähed helendavateks ojadeks.
Seda seetõttu, et universumis on uskumatult palju tähti.
Tegelikult on neid nii palju, et isegi kaasaegsete teadlaste teadmised, mis on saadud uusimate seadmete abil (muide, see võimaldab teil vaadata ruumi territooriumile 9 miljardit valgusaastat), ei ole piisav.
Kosmoses on praegu umbes 50 miljardit tähte. Ja iga päevaga see näitaja ainult kasvab, sest teadlased ei väsi kosmoseuurimisest ja uute avastuste tegemisest.
Heledam kui päike
Kõigil Universumi tähtedel on erinev läbimõõt. Ja isegi meie Päike pole siiski suurim täht ja mitte väike. Selle läbimõõt on 1 391 000 kilomeetrit. Universumis on kaalukamaid tähti, neid nimetatakse hüpergiantideks. Pikka aega peeti VY -d suurimaks täheks, mis asub Canis Majori tähtkujus. Mitte nii kaua aega tagasi tähe raadiust täpsustati - ja see jääb vahemikku 1300–1540 päikese raadiust. Selle superhiiglase läbimõõt on umbes 2 miljardit kilomeetrit. VY asub Päikesesüsteemist 5 000 valgusaasta kaugusel.
Teadlased on arvutanud, et kujutavad ette, kui hiiglaslik see on, üks pööre hüperhiiglase ümber võtab aega 1200 aastat ja siis, kui lendate kiirusega 800 kilomeetrit tunnis. Või kui me vähendame Maa 1 sentimeetrile ja vähendame proportsionaalselt ka VY -d, siis on viimase suurus 2,2 kilomeetrit.
Selle tähe mass pole nii muljetavaldav. VY on Päikesest vaid 40 korda raskem. See juhtus seetõttu, et gaaside tihedus selle sees on uskumatult madal. Noh, tähe heledust saab ainult imetleda. See särab 500 tuhat korda tugevamalt kui meie taevakeha.
Esimesed salvestatud VY tähelepanekud on Joseph Jerome de Lalande tähtkataloogis. Teave pärineb 7. märtsist 1801. Teadlased on näidanud, et VY on suuruselt seitsmes tärn.
Kuid 1847. aastal ilmus teave, et VY -l on karmiinpunane toon. Üheksateistkümnendal sajandil avastasid teadlased, et tähel on vähemalt kuus diskreetset komponenti, seega on see tõenäoliselt mitmekordne täht. Nüüd aga selgus, et diskreetsed komponendid pole midagi muud kui hüpergiantide ümbritseva udukogu heledad alad. 1957. aastal näitasid visuaalsed vaatlused ja kvaliteetsed pildid 1998. aastast, et VY -l puudub kaastäht.
Kuid praeguseks on universumi suurim täht kaotanud juba üle poole oma massist. See tähendab, et täht vananeb ja selle vesinikukütus hakkab juba otsa saama. VY välimine osa on muutunud suuremaks tänu sellele, et gravitatsioon ei suuda enam kaalulangust ära hoida. Teadlased ütlevad, et kui tähe kütus kuivab, plahvatab see tõenäoliselt supernoovas ja muutub neutronitäheks või mustaks auguks. Tähe heledust on täheldatud alates 1850. aastast.
Kaotatud juhtimine
Teadlased ei lahku Universumi uurimisest aga hetkekski. Seetõttu see rekord purustati. Astronoomid on leidnud kosmose avarustest veelgi suurema tähe. Avastuse tegi rühm Briti teadlasi eesotsas Paul Crowtheriga 2010. aasta hilissuvel.
Teadlased uurisid suurt Magellani pilve ja leidsid tähe R136a1. NASA Hubble'i kosmoseteleskoop aitas teha uskumatu avastuse.
Hiiglane on 256 korda massiivsem kui meie Päike. Kuid R136a1 heledus ületab taevakeha kümme miljonit korda. Sellistest fantastilistest numbritest sai teadlaste jaoks ilmutus, sest usuti, et tähti, mis ületavad Päikese massi rohkem kui 150 korda, pole olemas.
Ja jätkates Suure Magellani pilve täheparvede uurimist, on eksperdid leidnud veel mitu tähte, mis on selle piiri ületanud. Noh, R136a1 osutus tõeliseks rekordiomanikuks. Kõige huvitavam on see, et kogu oma eksistentsi ajal kaotavad tähed oma massi. Vähemalt selliseid väiteid teevad teadlased. Ja R136a1 on nüüd kaotanud viiendiku oma algsest massist. Arvutuste kohaselt võrdus see 320 päikesemassiga.
Muide, ekspertide arvutuste kohaselt, kui sellist tähte meie Galaktikas ette kujutada, oleks see heledam kui Päike sama palju kui Päike on heledam kui Kuu.
Rekorditähed
Kuid kõige säravamad nähtaval taevas on tähed Rigel ja Deneb vastavalt Orioni ja Cygnuse tähtkujust. Igaüks särab eredamalt kui Päike 55 tuhat korda ja 72,5 tuhat korda. Need tähed eemaldatakse meist 1600 ja 820 valgusaasta võrra.
Teine hele täht Orioni tähtkujust on täht Betelgeuse. Sellel on suuruselt kolmas heledus. See on valgustugevuse poolest 22 tuhat korda eredam kui päikesevalgus. Muide, enamik säravaid tähti kogutakse Orioni, kuigi nende heledus perioodiliselt muutub.
Kuid Maale lähimate tähtede seas on kõige säravam Sirius tähtkujust Canis Major. See paistab eredamalt kui meie Päike vaid 23,5 korda. Ja kaugus sellest tähest on 8,6 valgusaastat. Samas tähtkujus on veel üks särav täht - Adara. See täht särab täpselt nagu 8700 Päikest kokku 650 valgusaasta kaugusel. Noh, Põhjatäht, mida paljud inimesed peavad valesti kõige eredamaks nähtavaks täheks, särab 6 tuhat korda eredamalt kui Päike. Polaris asub Väikese Ursa tipus ja on Maast 780 valgusaasta kaugusel.
Kui Päikese asemel oleksid teised tähed ja planeedid
Tähelepanuväärne on see, et astronoomid eristavad sodiaagitähtkuju Sõnn kogumassist. See sisaldab ebatavalist tähte, mida eristab superhiiglane tihedus ja üsna väike sfääriline suurus. Astrofüüsikute sõnul koosneb see peamiselt kiiretest neutronitest, mis hajuvad külgedele. See oli kunagi universumi säravam täht.
Täht R136a1 ja päike
Teadlaste sõnul on sinistel tähtedel suur heledus. Heledam teadaolev on UW CMa. See on 860 tuhat korda heledam kui meie taevakeha. Kuid see näitaja langeb kiiresti, kuna tähtede heledus muutub aja jooksul. Näiteks kroonika andmetel, mis on dateeritud 4. juuliga 1054, oli Sõnni tähtkujus kõige säravam täht, seda võis taevas palja silmaga näha isegi keset päeva. Kuid aja jooksul hakkas täht tuhmuma ja mõne aja pärast kadus see täielikult. Ja paigas, kus see paistis, tekkis udukogu, mis nägi välja nagu krabi. Nii tekkis nimi Krabi udukogu. Ta ilmus pärast supernoova plahvatust. Muide, kaasaegsed teadlased selle udukogu keskel on leidnud võimsa raadioemissiooni allika, teisisõnu pulsari. See on selle heleda supernoova jäänuk, mida kirjeldati iidses kroonikas.
Telli meie kanal Yandex.Zenis
Tänapäeval on üks populaarsemaid teabe esitamise viise reitingute koostamine - maailma pikima inimese, pikima jõe, vanima puu jms välja selgitamine. Selliseid hinnanguid on astronoomiamaailmas - tähtede teaduses.
Koolitundidest teame hästi, et meie Päike, mis annab meie planeedile soojust ja valgust, on Universumi mastaabis väga väike. Seda tüüpi tähti nimetatakse kollasteks kääbusteks ning lugematute miljonite tähtede hulgast võib leida palju palju suuremaid ja suurejoonelisemaid astronoomilisi objekte.
"Tähtede" elutsükkel
Enne suurima tähe otsimist meenutagem, kuidas staarid elavad ja milliseid etappe oma arengutsüklis läbivad.
Nagu teate, moodustuvad tähed tähtedevahelise tolmu ja gaasi hiiglaslikest pilvedest, mis järk -järgult paksenevad, suurenevad ja muutuvad oma raskusjõu mõjul üha enam kokku. Temperatuur klastri sees tõuseb järk -järgult ja läbimõõt väheneb.
Faas, mis näitab, et astronoomilisest objektist on saanud täieõiguslik täht, kestab 7–8 miljardit aastat. Sõltuvalt temperatuurist võivad selles faasis tähed olla sinised, kollased, punased jne. Värvi määrab tähe mass ja selles toimuvad füüsikalised ja keemilised protsessid. 
Kuid lõpuks hakkab iga täht jahtuma ja samal ajal oma mahtu laiendama, muutudes “punaseks hiiglaseks”, mille läbimõõt on kümneid või isegi sadu kordi suurem kui esialgne täht. Sel ajal võib täht pulseerida, laieneda ja seejärel läbimõõduga kokku tõmbuda.
See periood kestab mitusada miljonit aastat ja lõpeb plahvatusega, mille järel tähe jäänused kokku varisevad, moodustades hämara "valge kääbuse", neutrontähe või "musta augu".
Seega, kui me otsime universumi suurimat tähte, siis on see suure tõenäosusega "punane hiiglane" - täht vananemisfaasis.
Suurim täht
Praeguseks on astronoomidel teada palju "punaseid hiiglasi", keda võib nimetada Universumi vaadeldava osa suurimateks tähtedeks. Kuna seda tüüpi tähed on pulseeritavad, peeti erinevatel aastatel suuruse liidreid:
- KY Cygnus - mass ületab Päikese massi 25 korda ja läbimõõt on 1450 päikest;
- VV Cepheus - läbimõõduga umbes 1200 päikest;
- VY Canis Major - peetakse meie galaktika suurimaks, selle läbimõõt on umbes 1540 päikese läbimõõtu;
- VX Ambur - läbimõõt maksimaalse pulseerimise faasis ulatub 1520 päikeseni;
- WOH G64 - täht lähimast naabergalaktikast, mille läbimõõt ulatub erinevatel hinnangutel 1500–1700 päikeseni; 
- RW Cephei - läbimõõduga 1630 päikese läbimõõtu;
- NML Cygnus - "punane hiiglane", mille ümbermõõt ületab Päikese läbimõõdu 1650;
- UV -kilp - tänapäeval peetakse seda universumi vaadeldava osa suurimaks, läbimõõduga umbes 1700 meie Päikese läbimõõtu.
Universumi raskeim täht
Mainida tuleb veel üht meistritähte, mille astronoomid tähistavad kui R136a1 ja asub ühes Suure Magellani pilve galaktikast. Selle läbimõõt ei ole veel eriti muljetavaldav, kuid selle mass on meie Päikese massist 256 korda suurem. See täht rikub üht peamist astrofüüsikalist teooriat, mis väidab, et tähtede olemasolu, mille mass ületab 150 päikesemassi, on sisemiste protsesside ebastabiilsuse tõttu võimatu.
Muide, astronoomiliste arvutuste kohaselt on R136a1 kaotanud viiendiku oma massist - esialgu jäi see näitaja 310 päikesemassi piiresse. Arvatakse, et hiiglane tekkis mitme tavalise tähe ühinemise tulemusena, seega pole see stabiilne ja võib igal hetkel plahvatada, muutudes supernoovaks.
Isegi täna on see Päikesest kümme miljonit korda heledam. Kui liigume R136a1 oma galaktikasse, siis varjutab see Päikese sama heledusega, millega Päike praegu Kuu varjutab.
Säravamad tähed taevas
Nendest tähtedest, mida võime palja silmaga taevas näha, on sinine hiiglane Rigel (tähtkuju Orion) ja punane Deneb (tähtkuju Cygnus). 
Kolmas heledam on punane Betelgeuse, mis koos Rigeliga moodustab kuulsa Orioni vöö.
Näiliselt silmapaistmatu kilp UY
Tähtede osas näib, et kaasaegne astrofüüsika on oma lapsepõlve uuesti läbimas. Tähtede vaatlemine annab rohkem küsimusi kui vastuseid. Seega, kui küsite, milline täht on universumi suurim, peate olema kohe valmis küsimustele vastama. Kas küsite teaduse teadaoleva suurima tähe kohta või mis piirdub teadusega tähega? Nagu tavaliselt, ei saa te mõlemal juhul kindlat vastust. Kõige tõenäolisem suurima tähe kandidaat jagab peopesa oma “naabritega” võrdsetel alustel. Ka see, kui palju ta võib olla väiksem kui tõeline "tähe kuningas", jääb samuti lahtiseks.
Päikese ja tähe UY Shield suuruste võrdlus. Päike on UY kilbist vasakul peaaegu nähtamatu piksel.
Superhiiglast UY Shieldi võib teatud reservatsioonidega nimetada suurimaks täna täheldatud täheks. Miks "reserveeringuga", arutatakse allpool. Shield UY on 9500 valgusaasta kaugusel ja seda nähakse väikese teleskoobi kaudu nähtava nõrga muutuva tärnina. Astronoomide sõnul ületab selle raadius 1700 päikese raadiust ja pulseerimisperioodil võib see suurus suureneda isegi 2000 -ni.
Selgub, et sellise tähe paigutamiseks Päikese asemele oleksid maapealse planeedi praegused orbiidid supergigantide soolestikus ja selle fotosfääri piirid jääksid kohati vastu orbiiti. Kui kujutame oma Maad ette tatraterana ja Päikest arbuusina, siis on UY kilbi läbimõõt võrreldav Ostankino teletorni kõrgusega.
Sellise tähe ümber valguse kiirusega lendamiseks kulub lausa 7-8 tundi. Pidagem meeles, et Päikese kiirguv valgus jõuab meie planeedile vaid 8 minutiga. Kui lendate sama kiirusega, millega see teeb pooleteise tunni jooksul ühe tiiru ümber Maa, siis lend ümber UY kilbi kestab peaaegu viis aastat. Kujutage nüüd ette neid kaalusid, arvestades, et ISS lendab 20 korda kiiremini kui kuul ja kümneid kordi kiiremini kui reisilennukid.
UY kilbi mass ja heledus
Väärib märkimist, et selline koletu UY Shieldi suurus on selle teiste parameetritega täiesti võrreldamatu. See täht on "ainult" 7-10 korda massiivsem kui Päike. Selgub, et selle superhiiglase keskmine tihedus on peaaegu miljon korda väiksem kui meid ümbritseva õhu tihedus! Võrdluseks - Päikese tihedus on vee tihedusest poolteist korda suurem ja ainetera "kaalub" isegi miljoneid tonne. Ligikaudu öeldes on sellise tähe keskmine aine tiheduselt sarnane atmosfäärikihiga, mis asub umbes saja kilomeetri kõrgusel merepinnast. See kiht, mida nimetatakse ka Karmani jooneks, on tinglik piir maa atmosfääri ja ruumi vahel. Tuleb välja, et UY Shieldi tihedus jääb kosmilisest vaakumist vaid veidi alla!
Ka UY Shield pole kõige säravam. Oma heledusega 340 000 päikest on see kümme korda tuhmim kui eredamad tähed. Hea näide on täht R136, mis on tänapäeval kõige massiivsem täht (265 päikesemassi) ja on Päikesest ligi üheksa miljonit korda heledam. Pealegi on täht Päikesest vaid 36 korda suurem. Selgub, et R136 on 25 korda heledam ja umbes sama palju massiivsem kui UY Shield, hoolimata sellest, et see on hiiglasest 50 korda väiksem.
UY kilbi füüsilised parameetrid
Üldiselt on UY Shita spektritüüpi M4Ia pulseeriv muutuv punane supergigant. See tähendab, et Hertzsprung-Russelli spektriheleduse diagrammil asub UY kilp paremas ülanurgas.
Hetkel läheneb täht oma evolutsiooni lõppjärku. Nagu kõik supergiidid, hakkas see aktiivselt põletama heeliumi ja mõnda muud raskemat elementi. Kaasaegsete mudelite kohaselt muutub Kilbi UY miljonite aastate jooksul järjest kollaseks superhiiglaseks, seejärel helesiniseks muutujaks või Wolf-Rayeti täheks. Selle evolutsiooni viimane etapp on supernoova plahvatus, mille käigus täht viskab oma kesta maha, jättes suure tõenäosusega maha neutronitähe.
Juba praegu näitab UY Shield oma aktiivsust poolregulaarse varieeruvuse kujul, mille pulseerimisperiood on ligikaudu 740 päeva. Arvestades, et täht võib muuta oma raadiust 1700 päikesekiirguselt 2000 -le, on selle paisumise ja kokkutõmbumise kiirus võrreldav kosmoselaevade kiirusega! Selle massi kadu ulatub muljetavaldava kiirusega - 58 miljonit päikesemassi aastas (ehk 19 Maa massi aastas). See on peaaegu poolteist Maa massi kuus. Niisiis, olles miljoneid aastaid tagasi põhijärjestuses, võib kilbi UY mass olla 25–40 päikesemassi.
Hiiglased tähtede seas
Tulles tagasi eespool mainitud lahtiütlemise juurde, märgime, et UY Shieldi kui suurima tuntud tähe ülimuslikkust ei saa nimetada üheselt mõistetavaks. Fakt on see, et astronoomid ei suuda ikka enamiku tähtede kaugust piisava täpsusega määrata ja seetõttu nende suurust hinnata. Lisaks on suured tähed tavaliselt väga ebastabiilsed (pidage meeles UY Shieldi pulseerimist). Samuti on neil üsna udune struktuur. Neil võib olla üsna laiendatud atmosfäär, läbipaistmatud gaasi- ja tolmukatted, kettad või suur kaastäht (näiteks VV Cephei, vt allpool). On võimatu täpselt öelda, kus selliste tähtede piir asub. Lõpuks on väljakujunenud kontseptsioon tähtede piirist kui nende fotosfääri raadiusest juba äärmiselt tinglik.
Seetõttu võib see arv hõlmata kümmekond tähte, sealhulgas NML Cygnus, VV Cepheus A, VY Canis Major, WOH G64 ja mõned teised. Kõik need tähed asuvad meie galaktika läheduses (lugedes selle satelliite) ja on paljuski üksteisega sarnased. Kõik nad on punased supergiidid või hüpergiantid (vaadake allpool super- ja hüpergiantide erinevust). Igaüks neist muutub miljonite, kui mitte tuhandete aastate pärast supernoovaks. Need on ka suuruselt sarnased, ulatudes 1400–2000 päikesepaneelini.
Igal neist tähtedest on oma eripära. Nii et UY Shieldi puhul on see funktsioon varem mainitud varieeruvus. WOH G64 on toroidaalse gaasi- ja tolmukestaga. Kahekordse varjutusega muutuv täht VV Cephei on äärmiselt huvitav. See on kahe tähe lähedane süsteem, mis koosneb punasest hüpergiantilisest VV Cephei A-st ja sinisest põhijärjestuse tähest VV Cephei B. Nende tähtede sendid asuvad üksteisest umbes 17–34 kaugusel. Arvestades, et Cepheus B VV raadius võib ulatuda 9 AU -ni. (1900 päikese raadiust), asuvad tähed üksteisest "käeulatuses". Nende tandem on nii lähedal, et hüpergiantide terved tükid voolavad suurel kiirusel "väikese naabri" juurde, mis on temast peaaegu 200 korda väiksem.
Otsitakse juhti
Sellistes tingimustes on tähtede suuruse hindamine juba problemaatiline. Kuidas saab rääkida tähe suurusest, kui selle atmosfäär voolab teise tähe sisse või muundub sujuvalt gaasi- ja tolmukettaks? Seda hoolimata asjaolust, et täht ise koosneb väga haruldasest gaasist.
Pealegi on kõik suurimad tähed äärmiselt ebastabiilsed ja lühiajalised. Sellised tähed võivad elada paar miljonit või isegi sadu tuhandeid aastaid. Seetõttu võib teises galaktikas hiiglaslikku tähte jälgides olla kindel, et selle kohal pulseerib neutrontäht või supernoova jäänustega ümbritsetud must auk kaardub ruumi. Isegi kui selline täht on tuhandete valgusaastate kaugusel, ei saa olla täiesti kindel, et see on endiselt olemas või jääb samaks hiiglaseks.
Lisame sellele tähede kauguse määramise kaasaegsete meetodite ebatäiuslikkuse ja hulga täpsustamata probleeme. Selgub, et isegi kümne suurima teadaoleva tähe seas on võimatu kindlat liidrit esile tõsta ja neid kasvavas suuruse järjekorras korraldada. Sel juhul mainiti Shieldi UY -d kui suurima kümne seas kõige tõenäolisemat juhikandidaati. See ei tähenda sugugi, et tema juhtimine oleks vaieldamatu ja et näiteks NML Swan või VY Big Dog ei saaks olla temast suurem. Seetõttu saavad erinevad allikad küsimusele suurima teadaoleva tähe kohta vastata erineval viisil. See viitab pigem mitte nende saamatusele, vaid asjaolule, et teadus ei suuda isegi sellistele otseküsimustele üheselt vastata.
Suurim universumis
Kui teadus ei kohustu avatud tähtede hulgast suurimat välja tooma, siis kuidas saame rääkida sellest, milline täht on universumi suurim? Teadlaste sõnul on tähtede arv isegi vaadeldava universumi piires kümnekordne liivaterade arv kõigis maailma randades. Muidugi näevad isegi kõige võimsamad kaasaegsed teleskoobid neist kujuteldamatult väikest osa. Asjaolu, et suurimad tähed võivad oma heleduse poolest silma paista, ei aita "tähejuhi" otsimisel. Ükskõik, milline on nende heledus, kaob see kaugete galaktikate vaatlemisel. Pealegi, nagu varem märgitud, ei ole heledamad tähed suurimad (näiteks R136).
Pidage meeles ka seda, et vaadeldes suurt tähte kauges galaktikas, näeme tegelikult selle "kummitust". Seetõttu pole Universumi suurimat tähte lihtne leida, selle otsimine on lihtsalt mõttetu.
Hüpergiantid
Kui suurimat tähte on praktiliselt võimatu leida, siis äkki tasub seda teoreetiliselt arendada? See tähendab, et leida teatud piir, mille möödudes ei saa tähe olemasolu enam staar olla. Kuid isegi siin seisab kaasaegne teadus silmitsi probleemiga. Praegune teoreetiline evolutsioonimudel ja tähefüüsika ei seleta suurt osa sellest, mis tegelikult eksisteerib ja mida vaadeldakse teleskoopide kaudu. Hüpergiantid on selle näide.
Astronoomid on korduvalt pidanud tähemassi piiri tõstma. Selle piiri kehtestas esmakordselt 1924. aastal inglise astrofüüsik Arthur Eddington. Olles saanud tähtede heleduse kuupmeetrise sõltuvuse nende massist. Eddington mõistis, et täht ei saa lõputult massi koguda. Heledus suureneb kiiremini kui mass ja varem või hiljem põhjustab see hüdrostaatilise tasakaalu rikkumist. Suureneva heledusega valgussurve lööb sõna otseses mõttes tähe väliskihid maha. Eddingtoni arvutatud piir oli 65 päikesemassi. Seejärel täiustasid astrofüüsikud tema arvutusi, lisades arvestamata komponente ja kasutades võimsaid arvuteid. Seega on praegune tähtede teoreetiline massipiirang 150 päikesemassi. Meenutagem nüüd, et R136a1 mass on 265 päikesemassi, mis on peaaegu kaks korda suurem teoreetilisest piirist!
R136a1 on tänapäeval kõige massiivsem täht. Lisaks sellele on veel mitmel tähel märkimisväärne mass, mille arvu meie galaktikas saab ühe käega kokku lugeda. Selliseid tähti nimetati hüpergiantideks. Pange tähele, et R136a1 on palju väiksem kui tähed, mis näib olevat klassis madalam - näiteks superhiiglane UY Shield. Seda seetõttu, et ta nimetab hüpergiantideks mitte suurimaid, vaid kõige massiivsemaid tähti. Selliste tähtede jaoks loodi spektri-heleduse diagrammil (O) eraldi klass, mis asub supergiantide klassi (Ia) kohal. Hüpergiantide täpset algmassi pole kindlaks tehtud, kuid reeglina ületab nende mass 100 päikese. Ükski kümne suurematest staaridest nendesse piiridesse ei jää.
Teoreetiline ummikseis
Kaasaegne teadus ei suuda seletada tähtede olemasolu, mille mass ületab 150 päikesemassi. See tekitab küsimuse, kuidas saab määrata tähtede suuruse teoreetilist piiri, kui tähe raadius, erinevalt massist, on iseenesest ebamäärane mõiste.
Võtame arvesse asjaolu, et pole täpselt teada, millised olid esimese põlvkonna tähed ja millised need on Universumi edasise arengu käigus. Muutused tähtede koostises ja metallikuses võivad kaasa tuua radikaalseid muutusi nende struktuuris. Astrofüüsik peab mõistma vaid üllatusi, mida edasised vaatlused ja teoreetilised uuringud neid pakuvad. On täiesti võimalik, et UY Shield võib osutuda tõeliseks puruks hüpoteetilise "kuningatähe" taustal, mis paistab või särab meie universumi kõige kaugemates nurkades.
Laadimine ...