質量の大きい恒星の一覧

質量の大きい恒星の一覧（しつりょうのおおきいこうせいのいちらん）では、質量が太陽の50倍以上と推定される恒星を示す。 恒星の質量を直接に測定できるのは、恒星が連星系の場合に限られる。特に二重連星の場合には、公転軌道の大きさや周期の測定により正確な質量が求められる。WR 20aaとab、及びNGC 3603-A1aとbは、この性質を利用して、現在のところ最も信頼の置ける質量の数値が与えられている。全天の恒星の多くは連星系を作っているため質量の測定が可能であるが、単独の恒星の場合、その表面温度と絶対光度の関数として統計的に推定するしかない。すなわち、質量と絶対光度は4乗に比例して増減する質量光度関係があるので、それに表面温度にかかる補正を行なえば質量を推定できる。 実際には、大質量の恒星の多くは地球から見て数千光年以上も遠くにあり、連星系の場合、精密な観測によっても誤差を取り除く事ができず、決定的な数値が得られない。また、星団に所属している場合が多く、大量の星間物質や、恒星自身が放出したガスがあるため光がさえぎられてしまい、更に観測が難しくなる。このような観測の邪魔になる物質は、時として恒星が単独であるのか、連星であるのか分からなくする事もある。例えば最も明るい恒星であるLBV 1806-20は、初めは質量が130太陽質量以上の単独の恒星であると考えられていたが、現在では質量が互いに65太陽質量の恒星の連星系であると推定されている。 単独星では、そうした星間物質やガスにより、更に測定の精度が落ちる。表面温度と絶対光度のどちらか、あるいは両方が不確実であれば、数値に幅が生じる。例えば、質量が最も重いと推定される恒星R136a1の質量は、現在では太陽質量の265倍という数値が広く受け容れられているが、推定の最大値は345倍、同じく最小値は230倍とされるなど幅がある。また、ケフェウス座VV星は、質量が太陽の100倍とする意見もあれば、25倍から40倍程度とする説もある。ピストル星は、自らが放出したガスであるピストル星雲や、その周辺にある暗黒星雲に覆われており、その絶対光度はまだよく分かっていない。 かつては、太陽質量の40倍程度が恒星質量の上限であろうとされたが、後の観測データの蓄積と充実により、さらに大きな質量もあることが分かってきた。ただし、恒星の質量が極めて大きい場合、核融合のエネルギーによってガスが膨張しようとする放射圧が、押さえつける力である重力を上回るため、安定して質量を維持できず、大量のガスを放出して質量を減らすと考えられる。いわゆる質量放出である。このような恒星では、誕生時から質量を減らし続けるため、誕生直後と現在の質量は大きく異なる。このような例はりゅうこつ座η星Aやピストル星で見られる。 放射によって自らの質量を安定して維持できなくなる限界質量はエディントン限界と呼ばれ、その限度は理論的には太陽の120倍の質量であると考えられているが、まだはっきりしておらず、その探索は現在でも続いている。大質量星を多く含むアーチ星団の観測では、太陽の150倍を超える質量の恒星は発見されていない。 従来、ビッグバンから間もない時期にできた最初の恒星は質量が太陽の数百倍もある超巨大星ではないかと推定されてきたが、最近の研究では、せいぜい太陽質量の50倍以下であったとの結果が発表されている。 また、質量が大きい恒星は、必ずしも直径も大きいとは限らない。特に直径は恒星の進化によって大きく変化する。生まれたばかりの恒星の直径は比較的小さく、その後中心部で水素の核融合反応が進んでヘリウムの芯が成長するとともに中心の温度が上がり、それとともに次第に直径が大きくなり、最終的には炭素・酸素・ネオンその他の重い元素の核融合が始まるとともに急速に膨張して赤色超巨星になる、とするのが現在の恒星進化論の主導的見解である。例えばR136a1は知られている限りで最も重い恒星であるが、その直径は太陽の35.2倍である。しかし、大きな恒星として有名なおおいぬ座VY星（17～40太陽質量）の1420 ± 120倍や、著名な恒星であるベテルギウス（18～19太陽質量）の1180倍のような赤色超巨星よりずっと小さい。 以下は、太陽質量の50倍以上と推定される恒星の一覧である。これまで述べてきたような理由により、以下の表に示す恒星の質量は、そのほとんどが議論の範疇にある。 ^ WR 20a is an Eclipsing Binary: Accurate Determination of Parameters for an Extremely Massive Wolf-Rayet System arXiv ^ a b c The very massive binary NGC 3603-A1 SAO/NASA ADS ^ a b c d e f g h The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit ESO ^ 赤い色の恒星は、青い色のものに比べると、絶対光度が同じなら直径は大きい。赤い恒星の表面積あたりの放射が青い恒星より少ない事による。ただしこれは可視光領域の話で、赤外線や紫外線領域で見ると大きく変わる。 ^ 恒星は巨大なガス雲の中で星団として誕生し、誕生後に様々な方向に飛び去って行くと考えられる。太陽もそうして元の集団から脱出した。しかし大質量の恒星は寿命が極めて短いので、星団から出る前に寿命が尽きて超新星となる。つまり、現在観測される大質量星は生まれて間もないので、まだ星団のガス雲の中にとどまっているのである。 ^ THE DOUBLE-LINED SPECTRUM OF LBV 1806 201 The Astrophysical Journal ^ Identifying Stars of Mass > 150M⊙ from Their Eclipse by a Binary Companion arXiv ^ a b c The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit arXiv ^ VV CEP (VV Cephei) stars.astro.illinois.edu ^ a b V* V4647 Sgr -- Variable Star of irregular type SIMBAD ^ NAME PISTOL -- HII (ionized) region SIMBAD ^ Hubble Identifies What May Be the Most Luminous Star Known Background Info HubbleSite ^ 宮本正太郎　『宇宙とは何か』　講談社ブルーバックス　1967年 ^ a b The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars arXiv ^ 『日経サイエンス（Scientific American 日本版）』　日本経済新聞社　2012年1月号 ^ a b Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry arXiv ^ Mid-infrared interferometry on spectral lines: II. Continuum (dust) emission around IRC+10216 and VY CMa arXiv ^ BETELGEUSE (Alpha Orionis) stars.astro.illinois.edu ^ PRECISION MEASUREMENTS OF THE DIAMETERS OF a ORIONIS AND o CETI AT 11 MICRONS IOPscience ^ a b c d e f g h i 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. et al. (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 458 (1): 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode: 2016MNRAS.458..624C. doi:10.1093/mnras/stw273.  ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae af ag ah ai aj ak al am an ao ap aq ar as at au av aw ax ay az ba bb bc bd be bf bg bh bi bj bk bl bm bn bo bp bq 光度と表面温度から算出した概算値[=(光度/(表面温度/5,772)^4)^0.5] ^ a b Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O. et al. (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.  ^ 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.  ^ a b Sana, H.; Van Boeckel, T.; Tramper, F.; Ellerbroek, L. E.; De Koter, A.; Kaper, L.; Moffat, A. F. J.; Schnurr, O. et al. (2013). “R144 revealed as a double-lined spectroscopic binary”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 432: 26. arXiv:1304.4591. Bibcode: 2013MNRAS.432L..26S. doi:10.1093/mnrasl/slt029.  ^ a b 推定値の中央値 ^ a b HD 38282は各性質が近い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。ただし、光度が低いほう、すなわち伴星(B)のほうが、主星(A)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る。 ^ a b 連星を一つの星とみなした場合の半径が31.9と推定されているので、その値の 2^-0.5≒0.707…倍とした。 ^ a b 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]。 ^ 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。 ^ a b c d e f g h i j k l 連星としての値 ^ a b Tehrani, Katie A.; Crowther, Paul A.; Bestenlehner, Joachim M.; Littlefair, Stuart P.; Pollock, A M T.; Parker, Richard J.; Schnurr, Olivier (2019). “Weighing Melnick 34: The most massive binary system known”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 484 (2): 2692–2710. arXiv:1901.04769. Bibcode: 2019MNRAS.484.2692T. doi:10.1093/mnras/stz147.  ^ The VLT-FLAMES Tarantula Survey. III. A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136 SAO/NASA ADS ^ Bestenlehner, J. M.; Vink, J. S.; Gräfener, G.; Najarro, F.; Evans, C. J.; Bastian, N.; Bonanos, A. Z.; Bressert, E. et al. (2011). “The VLT-FLAMES Tarantula Survey”. Astronomy & Astrophysics 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode: 2011A&A...530L..14B. doi:10.1051/0004-6361/201117043.  ^ Schneider, F. R. N.; Sana, H.; Evans, C. J.; Bestenlehner, J. M.; Castro, N.; Fossati, L.; Gräfener, G.; Langer, N. et al. (2018). “An excess of massive stars in the local 30 Doradus starburst”. Science 359 (6371): 69–71. arXiv:1801.03107. Bibcode: 2018Sci...359...69S. doi:10.1126/science.aan0106. PMID 29302009.  ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u 以下出典中には4通りの推定値が載っているが、ここではその中の平均的な値と思われるMw2を記載した。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 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode: 2011A&A...535A..56G. doi:10.1051/0004-6361/201116701.  ^ Evans, C. J.; Walborn, N. R.; Crowther, P. A.; Hénault-Brunet, V.; Massa, D. et al. (June 2010). “A Massive Runaway Star from 30 Doradus”. The Astrophysical Journal Letters 715 (2): L74–L79. arXiv:1004.5402. Bibcode: 2010ApJ...715L..74E. doi:10.1088/2041-8205/715/2/L74.  ^ 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。 ^ Roman-Lopes, A.; Franco, G. A. P.; Sanmartim, D. (2016). “SOAR Optical and Near-infrared Spectroscopic Survey of Newly Discovered Massive Stars in the Periphery of Galactic Massive Star Clusters I-NGC 3603”. The Astrophysical Journal 823 (2): 96. arXiv:1604.01096. Bibcode: 2016ApJ...823...96R. doi:10.3847/0004-637X/823/2/96.  ^ a b c d e 最小値 ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae af 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 ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae af ag 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 Crowther, Paul A.; et al. (2010-10), “The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 1 50 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  ^ Possible implications of mass accretion in Eta Carinae SciVerse ^ 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  ^ はくちょう座OB2-304 とも呼ばれる ^ On the nature of the galactic early-B hypergiants Astronomy and Astrophysics ^ Oskinova, L. M.; Huenemoerder, D. P.; Hamann, W. -R.; Shenar, T.; Sander, A. A. C.; Ignace, R.; Todt, H.; Hainich, R. (2017). “On the Binary Nature of Massive Blue Hypergiants: High-resolution X-Ray Spectroscopy Suggests That Cyg OB2 12 is a Colliding Wind Binary”. The Astrophysical Journal 845 (1): 39. arXiv:1707.04473. Bibcode: 2017ApJ...845...39O. doi:10.3847/1538-4357/aa7e79.  ^ a b c Nelan, Edmund P.; Walborn, Nolan R.; Wallace, Debra J.; Moffat, Anthony F. J.; Makidon, Russell B.; Gies, Douglas R.; Panagia, Nino (2004). “Resolving OB Systems in the Carina Nebula with the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor”. The Astronomical Journal 128: 323–329. Bibcode: 2004AJ....128..323N. doi:10.1086/420716.  ^ a b c d Tramper, F.; Sana, H.; Fitzsimons, N. E.; De Koter, A.; Kaper, L.; Mahy, L.; Moffat, A. (2016). “The mass of the very massive binary WR21a”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 455 (2): 1275–1281. arXiv:1510.03609. Bibcode: 2016MNRAS.455.1275T. doi:10.1093/mnras/stv2373.  ^ この値は質量と同出典に記載されている光度から算出しているが、ほぼ同時期の別の論文においては12.0と推定している。すなわち、この文献は光度を下に記した値の1/3以下(約500,000)としている。なお、質量値の出典においても、これよりさらに低い光度(約300,000)も想定されるということが記されている。光度の推定値はエネルギーの測定値に距離の推定値を乗じたものであるが、現時点では100光年以上離れた天体の距離の測定値にはかなりの誤差がある(1,000光年以上離れている場合、100%以上の誤差があることも少なくない。なお、地球からWR 21aまでの距離は、最小：約8,000光年、最大：25,000光年と推定されている)ので、このような差異は決して珍しくない。 ^ 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]。 ^ 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.  ^ a b Rauw (4 March 2005). “The spectrum of the very massive binary system WR 20a (WN6ha + WN6ha): Fundamental parameters and wind interactions”. Astronomy & Astrophysics 432 (3): 985–998. Bibcode: 2005A&A...432..985R. doi:10.1051/0004-6361:20042136. https://pure.uva.nl/ws/files/2178609/46516_211088y.pdf.  ^ 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.  ^ a b The VLT-FLAMES Tarantula Survey II. R139 revealed as a massive binary system R139 ^ a b 質量値の出典中に連星系としての光度推定値：10^6.4≒2,510,000が提示されている。表面温度はほぼ同じ値(34,000K)と推定されているので、主星と伴星の質量比78：66から光度比を53：47と考え、この値を算出した。 ^ a b c d Star formation and disk properties in Pismis 24 arXiv ^ a b 以下出典中の"観測スケールから得られたパラメータ"のほうを用い、スペクトル分類から推定値を導いた(表にない値については、線形補間にて算出)。Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, D. J. (2005). “A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars”. Astronomy and Astrophysics 436 (3): 1049–1065. arXiv:astro-ph/0503346. Bibcode: 2005A&A...436.1049M. doi:10.1051/0004-6361:20042386.  ^ 宇宙最大の惑星系？ AstroArts ^ Kastner, J. H.; Buchanan, C. L.; Sargent, B.; Forrest, W. J. (2006). “SpitzerSpectroscopy of Dusty Disks around B\e] Hypergiants in the Large Magellanic Cloud”. The Astrophysical Journal 638: L29. Bibcode: 2006ApJ...638L..29K. doi:10.1086/500804.  ^ 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.  ^ Rauw, G.; Sana, H.; Gosset, E.; Vreux, J.-M.; Jehin, E.; Parmentier, G. (2000). “A new orbital solution for the massive binary system HD 93403”. Astronomy and Astrophysics 360: 1003. Bibcode: 2000A&A...360.1003R.  ^ 光度の出典中では24となっている。 ^ Rauw, G.; Vreux, J.-M.; Stevens, I. R.; Gosset, E.; Sana, H.; Jamar, C.; Mason, K. O. (2002). “Phase-resolved X-ray and optical spectroscopy of the massive binary HD 93403”. Astronomy and Astrophysics 388 (2): 552. Bibcode: 2002A&A...388..552R. doi:10.1051/0004-6361:20020523.  ^ a b c Fang, M.; Van Boekel, R.; King, R. R.; Henning, T.; Bouwman, J.; Doi, Y.; Okamoto, Y. K.; Roccatagliata, V. et al. (2012). “Star formation and disk properties in Pismis 24”. Astronomy & Astrophysics 539: A119. arXiv:1201.0833. Bibcode: 2012A&A...539A.119F. doi:10.1051/0004-6361/201015914.  ^ a b c Shenar, T.; Hainich, R.; Todt, H.; Sander, A.; Hamann, W.-R.; Moffat, A. F. J.; Eldridge, J. J.; Pablo, H. et al. (2016). “Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud: II. Analysis of the binaries”. Astronomy & Astrophysics 1604: A22. arXiv:1604.01022. Bibcode: 2016A&A...591A..22S. doi:10.1051/0004-6361/201527916.  ^ Weidner, C.; Vink, J. S. (2010). “The masses, and the mass discrepancy of O-type stars”. Astronomy and Astrophysics 524: A98. arXiv:1010.2204. Bibcode: 2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491.  ^ Comerón, F.; Pasquali, A. (2012). “New members of the massive stellar population in Cygnus”. Astronomy & Astrophysics 543: A101. Bibcode: 2012A&A...543A.101C. doi:10.1051/0004-6361/201219022. ISSN 0004-6361.  ^ Puebla, R.E.; Hillier, D.J.; Zsargó, J.; Cohen, D.H.; Leutenegger, M.A. (2015). “X-ray, UV and optical analysis of supergiants: ϵ Ori”. Astronomy & Astrophysics 456 (3): 2907–2936. arXiv:1511.09365. Bibcode: 2016MNRAS.456.2907P. doi:10.1093/mnras/stv2783.  ^ 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.  ^ "B"と記されている通り、連星系の伴星である。主星はこれよりも質量が小さく、半径も太陽の2倍程度なのでそれほど大きくはないが、表面が超高温(推定値：141,000K)のウォルフ・ライエ星なので、伴星の約2倍の光度を持っている。 ^ Burggraf, B.; Weis, K.; Bomans, D. J. (2006). “LBVs in M33: Their Environments and Ages”. Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss 353: 245. Bibcode: 2006ASPC..353..245B.  ^ この値は質量と同出典に記載されている光度から算出しているが、ほぼ同時期の別の論文においては13.84と推定している。 ^ Clark, J. S.; Goodwin, S. P.; Crowther, P. A.; Kaper, L.; Fairbairn, M.; Langer, N.; Brocksopp, C. (2002). “Physical parameters of the high-mass X-ray binary 4U1700-37”. Astronomy & Astrophysics 392 (3): 909–920. arXiv:astro-ph/0207334. Bibcode: 2002A&A...392..909C. doi:10.1051/0004-6361:20021184.  ^ X-ray emission characteristics of two WR binaries : V444 Cyg and CD Cru arXiv ^ 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 402 (3): 1767. arXiv:0911.1489. Bibcode: 2010MNRAS.402.1767B. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15999.x.  ^ 質量値の出典中には57(質量と同値；伴星も同様)と記されているが、これは誤記と思われる。この値から表面温度を算出すると約23,400Kとなり、スペクトル分類：O5と合わない(明らかに低すぎる)。また、12としている文献もあるが、この値から表面温度を算出すると約51,100となり、この値もスペクトル分類との乖離がかなり大きい。 ^ 出典中には10^39.53[erg/s]と記されている。これを太陽光度：10^33.583…[erg/s]で除すると、この値になる。 ^ NAME NAOS -- Variable Star SIMBAD ^ NAOS (Zeta Puppis) stars.astro.illinois.edu ^ Bouret, J. -C.; Hillier, D. J.; Lanz, T.; Fullerton, A. W. (2012). “Properties of Galactic early-type O-supergiants: A combined FUV-UV and optical analysis”. Astronomy & Astrophysics 544: A67. arXiv:1205.3075v1. Bibcode: 2012A&A...544A..67B. doi:10.1051/0004-6361/201118594.  ^ a b High resolution optical spectroscopy of Plaskett’s star arXiv ^ a b Vamvatira-Nakou, C.; Hutsemekers, D.; Royer, P.; Cox, N. L. J.; Naze, Y.; Rauw, G.; Waelkens, C.; Groenewegen, M. A. T. (2015). “The Herschel view of the nebula around the luminous blue variable star AG Carinae”. Astronomy & Astrophysics 1504: 3204. arXiv:1504.03204. Bibcode: 2015A&A...578A.108V. doi:10.1051/0004-6361/201425090.  ^ 星全体が収縮・膨張を繰り返すタイプの変光星なので、半径は50～500程度の範囲で変化すると見られている ^ 収縮時・膨張時も光度は大きく変化しない。ただし、収縮時は表面温度が上がり紫外線の放射が多くなるので、見た目の明るさは、収縮時に減少・膨張時に増加 となる。 ^ 星全体が収縮・膨張を繰り返すタイプの変光星なので、それに伴って表面温度が8,000～26,000程度の範囲で変化すると見られている ^ a b 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 598: A85. arXiv:1610.07614. Bibcode: 2017A&A...598A..85S. doi:10.1051/0004-6361/201629621.  ^ Comerón, F.; Pasquali, A. (2012). “New members of the massive stellar population in Cygnus”. Astronomy & Astrophysics 110: 2715. Bibcode: 2012A&A...543A.101C. doi:10.1051/0004-6361/201219022.  ^ Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas Astronomy and Astrophysics ^ Williams, S. J.; Gies, D. R.; Henry, T. J.; Orosz, J. A.; McSwain, M. V.; Hillwig, T. C.; Penny, L. R.; Sonneborn, G. et al. (2008). “Dynamical Masses for the Large Magellanic Cloud Massive Binary System [L72] LH 54-425”. The Astrophysical Journal 682: 492–498. arXiv:0802.4232. Bibcode: 2008ApJ...682..492W. doi:10.1086/589687.  ^ 62倍という推定値もあったらしい。(出典不明) ^ Hendry, M. A.; Smartt, S. J.; Skillman, E. D.; Evans, C. J.; Trundle, C.; Lennon, D. J.; Crowther, P. A.; Hunter, I. (2008). “The blue supergiant Sher 25 and its intriguing hourglass nebula”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 388 (3): 1127. arXiv:0803.4262. Bibcode: 2008MNRAS.388.1127H. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13347.x.  ^ 以下のように、60と推定する出典もある。Sher 25 Astronomy: The Stars ^ a b 各出典では74とされているが、ピスミス24-1 NEは分光連星であり、構成する2つの星の性質がほぼ同じと推定されているので、個々の質量はほぼ半分となる ^ a b 連星を一つの星とみなした場合の半径が18と推定されているので、その値の 2^-0.5≒0.707…倍とした。 ^ a b 連星を一つの星とみなした場合の光度が776,000と推定されているので、個々の光度はその半分とした ^ a b Bibby, J. L.; Crowther, P. A.; Furness, J. P.; Clark, J. S. (2008). “A downward revision to the distance of the 1806-20 cluster and associated magnetar from Gemini Near-Infrared Spectroscopy”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 386 (1): L23. arXiv:0802.0815. Bibcode: 2008MNRAS.386L..23B. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00453.x.  ^ a b 発見当初は太陽の4,000万倍の光度を持つとされ、その質量も非常に大きいと言われていた。しかしその後、当初の推定より地球に近い距離にあること、さらに連星であることが判明し、質量・光度の推定値は大きく低下していった。 ^ Najarro, F.; Figer, D. F.; Hillier, D. J.; Geballe, T. R.; Kudritzki, R. P. (2009). “Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster”. The Astrophysical Journal 691 (2): 1816. arXiv:0809.3185. Bibcode: 2009ApJ...691.1816N. doi:10.1088/0004-637X/691/2/1816.  ^ 太陽の100～200倍の質量があると推定されたこともあった。 直径の大きい恒星の一覧 光度の大きい恒星の一覧 質量の比較