Космические факты

САМАЯ БОЛЬШАЯ ЧЁРНАЯ ДЫРА Чёрные дыры - это объекты настолько массивные и плотные, что их не может покинуть свет, из-за чего их не может покинуть свет поэтому измерение их радиусов невозможно, однако у чёрных дыр радиус (шравцшильда) прямолинейно зависит от массы поэтому здесь будут приведены самые массивные Чёрные дыры. Феникс А* Ультрамассивная чёрная дыра имеет массу в 100 млрд М☀️ (и радиус в 420 раз превышающий орбиту Плутона для сравнения расдиус земли около 6400 км орбита земли (1АЕ) около 150 млн км орбита плутона в среднем 43АЕ ну а Феникс А* в 420 больше чем 43 АЕ) у Феникса А* также есть очень хороший конкурент это IC 1101*. Эта Чёрная Дыра весит 97-100 млрд М☀️ и имеет соответственно немного меньший размер чем Феникс А*. Эти Чёрные дыры также очень яркие ведь являются квазарами Например Феникс А* светит в 100 трлн Л☀️(абсолютная величина около -33 то есть с расстояния 10 парсеков будет ярче солнца) и из-за этого На этой чёрной дыре вы проживёте всего 0,00000000000000000000001 наносекунды ведь Чёрная Дыра (ЧД) изжарит вас своей температурой засосёт предварительно за приблизительно 0,00000000000000000001 наносекунд сплющив вас. Так что я вам показал куда точно не надо отправляться.

САМАЯ БОЛЬШАЯ ЗВЕЗДА нас всегда интересовало что-либо самое большое, самое маленькое. Сегодня мы поговорим о том какая звезда самая большая. ВАЖНО: единицей измерения для размеров звёзд является радиус солнца (обозначается как Р☀️) например Солнце имеет 1Р☀️, Сириус А самая яркая звезда на небе имеет 1,71Р☀️, самая массивная звезда R136a1 около 29Р☀️ на википедии есть список датированный январём 2026 года в нём первое место занимает RSGC1-F01 имея радиус равный 1530Р☀️( пульсируя на 370Р☀️), (после событий как у WOH G64 сильное расширение из-за потери массы и размер 1540-1788(с погрешностью 77Р☀️) Р☀️ ВАЖНО: у самых больших звёзд красных сверхгигантов есть свои лимиты например на светимость равный 320000-400000Л☀️ (RSGC1-F01 на нём 335000-380000Л☀️) лимит температуры 3500 кельвинов (3230 цельсия) минимальная температура (большинство крупнейших на нём имея 3400-3600 Кельвина) и лимит массы 40-50М☀️ ведь если звезда будет иметь больше - потеря массы будет очень сильной, что звезда не охладится и не расширится, а превратится в звезду Вольфа-Райе/Голубого Сверхгиганта)

Здесь очень много ОМЗ (Очень Массивных Звёзд) и бывает между ними происходят столкновения, что и послужило их массивности. Эволюция RMC136a1 начиинал свой жизненный путь как звезда с 239М⨀ после во время прото-звезды столкнулся с другой повысив свою массу до 346(+-42)М⨀ и за 1,02 млн лет терял массу пока не стал 291(+-<34)М⨀. затем пройдёт ещё 0,4 млн лет перед тем когда перейдёт в стадию оптически плотных ветров на стадии оптически плотных ветров будет взрываться теряя массу так быстро, что их энергия будет превышшать сверхновую после (возраст 2 млн лет) начнётся стадия синего гипергиганта (LBV) и он будет бешенно терять массу к концу Гелиевой последовательности масса снизится до 70-80М⨀ (оставшиеся элементы будут синтезироваться менее 10 тысяч лет) и звезда к концу жизни станет 68М⨀. Другие эволюционные тесты давали массы 102 и 97 М⨀, а при скоростях вращения близких к некоторым другим измерениям (150 км/с) ветры будут более щадащие и звезда под конец будет весить 122-130М⨀. при массах ядра примерно 65-135М⨀(точно 64-134М⨀) и (или) массе звезды 130-350М⨀ вероятен исход Парно-Нестабильной СверхНовой (самом мощном взрыве с мощностью 10^53-10^55 джоулей примерно галлактика взрывчатки) при такий массах ожидается, что у звезды будет ядро занимать почти всю её массу и Парно-Нестабильная СверхНовая окажется правдой, если же масса ядра окажется меньше 64М⨀ то вероятен либо прямой коллапс либо вспышка Гиперновой/СверхЯркой сверхновой оставляющий чёрную дыру с массой 50М⨀. Таблица характеристик Название: R136a1, WRRMC136a1, RMC136a1, BAT99-108, WO841b масса: 291+34/-27 М⨀(изначально 346+-42М⨀) радиус: 28,7-34,05 Р⨀ светимость: 7400000Л⨀ Температура:56000-60000 кельвина/цельсия возраст: 1,02(+-0,09) млн лет

R136a1 самый массивный среди известных звёзд имеет массу около 291М⨀, а также один из самых ярких имея абсолютную величину от -12,41 до -12,62 (то есть с расстояния 32,5 световых лет будет светить как полная луна) RMC136a1 также один из самых горячих звёзд имея температуру 58-60 тысяч по цельсию (в 10 раз горячее солнца). ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ДВОЙСТВЕННОСТЬ Звезда долго считалась не имеющей компаньонов однако в 2022 году с помощью наблюдений Gemini South был найден потенциальный компаньон с массой 40-60М⨀, хотя более новые наблюдения с chandra основываясь на рентгеновской спктроскопии не нашли компаньонов и оценили ренгеновскую светимость как очень маленькую, а RMC136a1 как сильно заслонённого пылью и имеющего массу 295-315М⨀ как минимум с современными оценками в 10 млн Л⨀ МАССА 291(+-<34)M⨀ по новейшим исследованиям 2025 года, несколько ранее с помощью высококачественной УФ-спектроскопии и сопоставлении наблюдаемых параметров с эволюционными моделями была найденна масса в 315(265-375)М⨀, при изначальной на 75М⨀ выше. По другому эволюционному расчёту 350(325-430)М⨀. С помощью рентгеновского диапозона были найденны массы 295(315)-395М⨀ и как и в случае с УФ спектрами звезда не вращается и имеет нулевой возраст. Ранее в 2022 году с помощью Gemini south и снимков с лучшим разрешением были найденны массы 170-230М⨀(изначальная 250-320М⨀). на момент открытия звезды в 2010 году оценка массы равнялась 265М⨀(изначально на 55-75М⨀ выше). В 2024-2025 году с помощью атмосферной модели были полученны массы 233 или 256 М⨀. Такая разница в оценках показывает нам как трудно измерять Очень Массивные Звёзды. Изначально по последним измерениям RMC136a1 весли 346(+-42) М⨀ РАЗМЕР RMC136a1 по последним атмосферным налюдениям имеет радиус в 28,7Р⨀( 34,05 Р⨀ на основе метода L/Teff) обхём в 20-30 тысяч V⨀ из-за чего имеет низкую плотность (около 15 кг/м^3) СВЕТИМОСТЬ R136a1 светит в 7400000 раз ярче чем солнце (по максимальным оценкам около 10 млн Л⨀) и имеет абсолютную величину -12,41--12,62. С расстояния проксимы центавра RMC136a1 будет светить ярче чем Луна когда либо, а если заменить им Солнце то он либо поглотит всё благодаря массе (и соответственно гравитации) в 315 раз большей чем Солнце либо сожжёт всё светимостью в 9-10 миллионов Л⨀. ОБНАРУЖЕНИЕ скоплене R136 было найденно в 1960 годах однако идентифицированно как одна звезда(центральная звезда тумманности Тарантул) позже его разделили на R136a R136b R136c однако RMC136a не удавалось разделить получилось лишь в 2010 году. Окрестности R136a1 находится в очень тестном скоплении до ближайшей звезды RMC136a2 всего-лишь 5000 АЕ.

Channel created