光度の大きい恒星の一覧

光度の大きい恒星の一覧（こうどのおおきいこうせいのいちらん）では、表を用いて恒星の光度を一覧で掲載する。 ここに掲載している輻射絶対等級とは、その星自体のエネルギーの放出量の大きさをあらわしており、地球から見た明るさでは無い。また、可視光のみで判断される光度とは異なり、ヒトの目には観測されないものも含めた全波長の電磁波の放射をあらわしている。 [脚注の使い方] ^ 最小値；HD 38282は大質量星同士の連星と考えられているが、個々の物理的性質は現時点でほとんど明らかになっていない。出典では連星系を一つの星とみなした時の各数値を記しており、その光度を10^6.66≒4,570,000としているので、ここではその半分の値：2,285,000の有効数字4桁目を切り上げて、主星の最小値とみなした。 ^ Diego, J. M.; Pascale, M.; Kavanagh, B. J.; Kelly, P.; Dai, L.; Frye, B.; Broadhurst, T. (2022). “Godzilla, a monster lurks in the Sunburst galaxy”. Astronomy and Astrophysics 665: A134. arXiv:2203.08158. Bibcode: 2022A&A...665A.134D. doi:10.1051/0004-6361/202243605.  ^ a b c d e f g h i j Kalari, Venu M.; Horch, Elliott P.; Salinas, Ricardo; Vink, Jorick S.; Andersen, Morten; Bestenlehner, Joachim M.; Rubio, Monica (26 July 2022). "Resolving the core of R136 in the optical". arXiv:2207.13078 [astro-ph.SR]。 ^ a b Crowther, Paul A.; Caballero-Nieves, S. M.; Bostroem, K. A.; Maíz Apellániz, J.; Schneider, F. R. N.; Walborn, N. R.; Angus, C. 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(2014). “The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud”. Astronomy & Astrophysics 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode: 2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696.  ^ Valeev, A. F.; Sholukhova, O.; Fabrika, S. (2009). “A new luminous variable in M33”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 396 (1): L21. arXiv:0903.5222. Bibcode: 2009MNRAS.396L..21V. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00654.x.  (出典中には2つ推定値が記載されているが、本表にはその高いほうの値を記載した；もう一つの推定値は2,090,000) ^ a b c Bestenlehner, J. M.; Gräfener, G.; Vink, J. S.; Najarro, F.; De Koter, A.; Sana, H.; Evans, C. J.; Crowther, P. A. et al. (2014). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Physical and wind properties of massive stars at the top of the main sequence”. Astronomy & Astrophysics 570: A38. arXiv:1407.1837. Bibcode: 2014A&A...570A..38B. doi:10.1051/0004-6361/201423643.  ^ Bestenlehner, J. M.; Vink, J. S.; Gräfener, G.; Najarro, F.; Evans, C. J. et al. (June 2011). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey. III. A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136”. Astronomy & Astrophysics 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode: 2011A&A...530L..14B. doi:10.1051/0004-6361/201117043.  ^ Roman, A.; Lopes (2012). “A Galactic O2 If*/WN6 star possibly ejected from its birthplace in NGC 3603”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 427: L65. arXiv:1209.1598. Bibcode: 2012MNRAS.427L..65R. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01346.x.  ^ 輻射絶対等級から算出した概算値[=2.512^(4.83-輻射絶対等級)] ^ a b c Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Gamen, R. C.; Arias, J. I.; Alfaro, E. J.; Oskinova, L. M. (2019). "The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters". arXiv:1904.04687 [astro-ph.SR]。 ^ Oskinova, L. M. (2013-12), “One of the most massive stars in the Galaxy may have formed in isolation”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 436 (4): 3357-3365, arXiv:1309.7651, Bibcode: 2013MNRAS.436.3357O, doi:10.1093/mnras/stt1817  ^ 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 408 (2): 731–751. arXiv:1007.3284. Bibcode: 2010MNRAS.408..731C. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x.  ^ QPM-241とも呼ばれる ^ Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2009). “The Quintuplet cluster”. Astronomy and Astrophysics 494 (3): 1137. arXiv:0809.5199. Bibcode: 2009A&A...494.1137L. doi:10.1051/0004-6361:200810371.  ^ a b Crowther, Paul A.; et al. (2010-10), “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 408 (2): 731-751, arXiv:1007.3284, Bibcode: 2010MNRAS.408..731C, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x  ^ a b c 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: A comprehensive analysis of the WN class". arXiv:1401.5474v1 [astro-ph.SR]。 ^ a b 単一の星とみなした場合の値 ^ a b 連星とみなした場合：31.9なので、その2^-0.5≒0.707…倍とした。 ^ a b c d e f g 中央値 ^ 最大値；HD 38282は大質量星同士の連星と考えられているが、個々の物理的性質は現時点でほとんど明らかになっていない。出典では連星系を一つの星とみなした時の各数値を記しており、その光度を10^6.66≒4,570,000としているので、ここではその半分の値：2,285,000の有効数字4桁目を切り捨てて、伴星の最大値とみなした。 ^ 伴星のほうが主星よりも質量が大きいと推定されている。(光度は表面温度と半径の関数であり、質量と直接の関係はない。したがって、伴星の質量が主星の質量よりも大きい場合もある(例：HD 5980 B)。ただし、質量が大きいほど光度も大きくなる傾向はあり、本表の上位に記載されている恒星もほぼ全てが大質量星である) ^ a b Shenar, T. 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(2019). “The Wolf–Rayet binaries of the nitrogen sequence in the Large Magellanic Cloud”. Astronomy & Astrophysics 627: A151. doi:10.1051/0004-6361/201935684.  ^ 極小期(最大値) ^ a b c d かじき座S星は、表面温度が低い極大期(膨張時)よりも表面温度が高い極小期(収縮時)のほうがエネルギー放出量が大きい。つまり、表面積(半径の2乗に比例)の影響よりも、表面温度(の4乗に比例)の影響が大きい。ただし、表面温度が高くなると紫外線の比率が高まるので、可視光のみの光度は極大期のほうが大きい。つまり、極小期は放出エネルギーは増えるが減光し、極大期には放出エネルギーは減るが増光する、のである。 ^ a b 極小期(最小値) ^ a b 極小期(最大値；最も暗い時の値) ^ Gräfener, G.; Hamann, W.-R. (2008). “Mass loss from late-type WN stars and its Z-dependence. Very massive stars approaching the Eddington limit”. Astronomy and Astrophysics 482 (3): 945. arXiv:0803.0866. Bibcode: 2008A&A...482..945G. doi:10.1051/0004-6361:20066176.  ^ 発見当初は太陽の4000万倍もの光度を持つと考えられていた。 ^ Egan, Michael P.; et al. 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(2019). “The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters”. Astronomy & Astrophysics A57: 625. arXiv:1904.04687. Bibcode: 2019A&A...625A..57H. doi:10.1051/0004-6361/201834850.  ^ Mahy, L.; Gosset, E.; Sana, H.; Damerdji, Y.; De Becker, M.; Rauw, G.; Nitschelm, C. (2012). “Evidence for a physically bound third component in HD 150136”. Astronomy & Astrophysics 540: A97. arXiv:1202.6215. Bibcode: 2012A&A...540A..97M. doi:10.1051/0004-6361/201118199.  ^ Sana, H. et al. (May 2013). “Three-dimensional orbits of the triple-O stellar system HD 150136”. Astronomy & Astrophysics 553: 5. arXiv:1304.3457. Bibcode: 2013A&A...553A.131S. doi:10.1051/0004-6361/201321189. A131.  ^ Lobel, A.; Groh, J. H.; Martayan, C.; Frémat, Y.; Torres Dozinel, K.; Raskin, G.; Van Winckel, H.; Prins, S. et al. (2013). “Modelling the asymmetric wind of the luminous blue variable binary MWC 314”. Astronomy & Astrophysics 559: A16. arXiv:1308.4638. Bibcode: 2013A&A...559A..16L. doi:10.1051/0004-6361/201220421. ISSN 0004-6361.  ^ わし座 V1426(MWC 314)は連星系であり、出典中では連星系としての光度が710,000であると記されている。ただし、同出典中のグラフにおける"MWC 314 A"の光度は約10^5.85≒708,000なので、光度のほとんどが主星によるものと見なせる。 ^ a b 連星系を構成する他方の星よりも半径・質量ともに大きく、可視光での明るさも大きいが、表面温度が極端に高い他方の星のほうがエネルギー放出量が大きいので、伴星扱いとした ^ ブラックホールとの連星系を構成しているO型青色超巨星。このようなケースでは、"ブラックホールが主星"という考え方もあり、出典でもブラックホールを主星扱いとしているが、一般には"光度が大きいほうが主星"なので、ここでは青色超巨星を主星扱いとした。 ^ Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy NASA ^ . doi:10.1063/1.3536386. http://www.tassosfragos.com/wp-content/uploads/2015/01/1.3536386.pdf.  ^ Gorlova, N.; Lobel, A.; Burgasser, A. J.; Rieke, G. H.; Ilyin, I.; Stauffer, J. R. (2006). “On the CO Near‐Infrared Band and the Line‐splitting Phenomenon in the Yellow Hypergiant ρ Cassiopeiae”. The Astrophysical Journal 651 (2): 1130–1150. arXiv:astro-ph/0607158. 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Bibcode: 2015A&A...582A..49H. doi:10.1051/0004-6361/201526319.  ^ a b カペラA(カペラAaとカペラAbの連星系)としての値 ^ a b c 輻射絶対等級＞(可視光のみの)絶対等級 となることは本来はあり得ないのだが、可視光が放出エネルギーのほとんどを占めている星においては、誤差の累積によって、輻射絶対等級＞絶対等級値 となることもある。 ^ Yoon, Jinmi et al. (January 2010). “A New View of Vega's Composition, Mass, and Age”. The Astrophysical Journal 708 (1): 71–79. Bibcode: 2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71.  ^ 光度の値と出典が異なる ^ 極温度；赤道温度は8,162。遠心力の影響。 ^ 赤道半径；極半径は2.362、ベガは猛スピードで自転しているため、赤道方向につぶれた形をしている。 ^ D. M. Peterson et al. (2006). “Resolving the Effects of Rotation in Altair with Long-Baseline Interferometry”. The Astrophysical Journal 636 (2): 1087–1097. Bibcode: 2006ApJ...636.1087P. doi:10.1086/497981. See Table 2 for stellar parameters.  ^ Kervella, P. et al. (January 2004), “The diameter and evolutionary state of Procyon A. 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