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 
 質量の測定 
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abWR 20a is an Eclipsing Binary: Accurate Determination of Parameters for an Extremely Massive Wolf-Rayet System arXiv、及びNGC 3603-A1aとbThe very massive binary NGC 3603-A1 SAO/NASA ADS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。。

 質量測定の不確実性 
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。。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THE DOUBLE-LINED SPECTRUM OF LBV 1806 201 The Astrophysical Journal。

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Identifying Stars of Mass > 150M⊙ from Their Eclipse by a Binary Companion arXivThe R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit arXivThe R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit ESO、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VV CEP (VV Cephei) stars.astro.illinois.edu程度とする説もある。ピストル星V* V4647 Sgr  -- Variable Star of irregular type SIMBADは、自らが放出したガスであるピストル星雲NAME PISTOL  -- HII (ionized) region SIMBAD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Hubble Identifies What May Be the Most Luminous Star Known Background Info HubbleSite。

 大質量星の限界 
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宮本正太郎　『宇宙とは何か』　講談社ブルーバックス　1967年、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The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars arXiv。

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『日経サイエンス（Scientific American 日本版）』　日本経済新聞社　2012年1月号。

 大きさとの関係 
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（17Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry arXiv～40Mid-infrared interferometry on spectral lines: II. Continuum (dust) emission around IRC+10216 and VY CMa arXiv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BETELGEUSE (Alpha Orionis) stars.astro.illinois.edu）の1180倍PRECISION MEASUREMENTS OF THE DIAMETERS OF a ORIONIS AND o CETI AT 11 MICRONS IOPscienceのような赤色超巨星よりずっと小さい。

 一覧 
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。
+ 質量の大きい恒星の一覧 固有名又は番号 質量(太陽 = 1)半径 (太陽 ＝ 1)光度(エネルギー放出量)(太陽光度=1)輻射絶対等級絶対等級スペクトル分類表面温度(K) R136a1 315 35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] 8,710,000 -12.5 -8.09 WN5h 53,000 R136c 230 18.4 5,620,000 -12.0 -7.9 WN5h 51,000  226 37.5 5,000,000 -11.9 -8.11 WN6h 45,000 R136a2 195 24.5 4,270,000 -11.7 -7.52 WN5h 53,000  189 21.1 3,600,000 -11.5 -7.4 O2If* 47,300 R136a3 180 23 3,800,000 -11.6 -7.39 WN5h 53,000 R136a6 150 29 3,310,000  -11.5  -6.96 O2If 46,000  B 150推定値の中央値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。 22.6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。 2,280,000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。 -11.1連星としての値 -7.96 WN6-7h 47,000  A 148 19.3 2,042,000 -11.0 -7.42 WN5h 53,000  137.8The VLT-FLAMES Tarantula Survey. III. A very massive star in apparent isolation from the massive cluster R136 SAO/NASA ADS 20.2 3,200,000 -11.4 -6.83 WN5h 54,450  B 135 18.2 1,585,000 -10.7 -7.42 WN5h 53,000  132 33.8 2,900,000 -11.3 -7.77 WN6h 42,000 Arches-F9 131.3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。 37 2,240,000 -11.1 WN8-9h 36,800 HD 269810 130 18 2,200,000 -11.1 -6.6 O2III(f*) 52,500  A 130 22.6 2,290,000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。 -11.1連星としての値 -7.96 WN5-6h 47,000 R136a4 124 22 2,880,000 -11.3 -6.51 O2–3V 51,000 123 31.4 3,200,000 -11.4 -6.92 O3If*/WN6 43,652 はくちょう座OB2-417 120最小値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 28 3,700,000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)] -11.6 -7.2 O4 III(f) 48,200 はくちょう座OB2-431 27 36 2,600,000 -11.2 -7.0 O5 If 44,800 はくちょう座OB2-465 120 30 2,800,000 -11.3 -7.3 O5.5 I(f) 43,400 はくちょう座OB2-516 120 32 3,700,000 -11.6 -7.4 O5.5 V((f)) 44,900 はくちょう座OB2-734 120 26 2,400,000 -11.1 -6.9 O5 If 44,800NGC 3603-A1 a 120 29.4 2,450,000 -11.2 -8.13 WN6h 42,000りゅうこつ座η星A 120Possible implications of mass accretion in Eta Carinae SciVerse 100 5,000,000 -11.9 -8.6 O5.5III 35,000 120 54.5 3,100,000 -11.4 -7.0 O4.5Ifpe 32,800 Arches-F1 119.4 41 2,000,000 -11.0 WN8-9h 33,700 Arches-F6 119.2 41 2,240,000 -11.1 WN8-9h 34,700 114 21.73 2,950,000 -11.3 -7.34 WN6ha-w 50,100 はくちょう座OB2-457 114 17 1,800,000 -10.8 -6.3 O3 If 50,700 NGC 3603-C 113 26.2 2,200,000 -11.0 -7.17 WN6h 44,000 WR 102ka 110 92 2,950,000 -11.5  WN10h 25,100 はくちょう座OB2-12はくちょう座OB2-304 とも呼ばれる 110On the nature of the galactic early-B hypergiants Astronomy and Astrophysics 229 1,660,000 -10.7 -9.82 B3-4 Ia+13,700  Aa 110 22.5 1,480,000 -10.6 -6.1 O2 If* 42,500 HD 93205 104 16 1,600,000 -10.7 -6.1 O3 V 51,300  A 103.6 22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。 1,780,000 -10.8 -7.2 O3/WN5ha 45,000  103 74.8 3,200,000 -11.4 -8.48 特殊 (LBV) 28,000R136a5 101 19 2,090,000 -11.0 -6.65 O2If* 50,000  98 20.2 2,400,000 -11.2 -6.98 O2.5If*/WN6 50,100 Arches-F15 96.9 31 1,410,000 -10.6 O6-7 Ia+ 35,800 Arches-F7 96 41 2,000,000 -11.0 WN8-9h 33,700 R136a8 96 18 1,910,000  -10.9 -6.05 O2–3V 51,000 C1715-387 No.6 95 21 1,600,000 -10.7 -6.5 O5 If 44,800 HDE 303308 93 14 1,200,000 -10.4 -5.9 O3 V 51,300  93 22.3 2,000,000 -11.0 -7.31 O4If/WN8 41,000 NGC 3603-A1 b 92 25.9 1,500,000 -10.6 -8.13 WN6h 40,000 はくちょう座OB2-771 90 24 1,500,000 -10.6 -6.7 O7 V 41,000 HD 93206 88 41 1,500,000 -10.6 -7.5 O9.5 I 31,500  84 10.7 912,000 -10.1 -5.7 O2V-III(n)((f*)) 50,100  a 82.7 19.3 1,150,000 -10.3 -6.49 O3If*/WN6 43,000 Arches-F18 82.5 25 1,120,000 -10.2 O4-5 Ia+ 37,300 Arches-F6 82.1 41 2,240,000 -11.1 WN8-9h 34,700  b 81.9 19.3 1,150,000 -10.3 -6.49 O3If*/WN6 43,000 Trumpler 27-27 81 28 1,400,000 -10.5 -6.9 O8 III((f)) 37,200 はくちょう座OB2-462 80 28 1,200,000 -10.4 -6.5 O6.5 III((f)) 41,300  A 78.1 23.7 2,000,000 -10.9 -6.73 WN7h 44,700 R139 A 78The VLT-FLAMES Tarantula Survey II. R139 revealed as a massive binary system R139 33 1,330,000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。 -10.5 O6.5 Iafc 34,000 Pismis 24-17 78Star formation and disk properties in Pismis 24 arXiv 16 850,000 -10.0 O3.5 III 43,500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)。 HD 93632 76 21 1,000,000 -10.2 -6.1 O5 III(f) 40,300 Arches-F4 75.7 34 2,000,000 -10.9 WN7-8h 37,300 HD 93128 75 12 860,000 -10.0 -5.4 O3 V 51,300 はくちょう座OB2-632 75 37 1,200,000 -10.4 -7.3 O9.5 I 31,500 Arches-F28 71.5 20 891,000 -10.1 O4-6I 39,800 はくちょう座OB2-483 71 20 940,000 -10.1 -6.0 O5 If 39,800 Arches-F21 70.2 25 891,000 -10.1 O4-6I 35,800  Ab 70 13.1 575,000 -9.6 -5.2 O3.5V 44,000  70宇宙最大の惑星系？ AstroArts 78 1,430,000 -10.6 -8.4 B0.5Ia+ 22,500  A 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。 70Heaviest Stellar Black Hole Discovered in Nearby Galaxy NASA 20 525,000 -9.5 O7-8 III 35,000 Arches-F10 69.1 30 891,000 -10.1 O4-6If 32,400 HDE 229059 69 51 1,100,000 -10.3 -7.7 B1 Ia 26,300 R136a7 69 16 977,000 -10.1 -6.10 O3III(f*) 46,000 HD 93403 A 68.5 22光度の出典中では24となっている。 1,050,000 -10.2  O5.5I 39,300 C1715-387 No,8 68 20 1,600,000 -10.7 -6.5 O5 If 46,100 HD 93130 68 20 940,000 -10.1 -6.3 O7 II(f) 39,900 Pismis 24-1 SW 66 17 646,000 -9.7 -6.28 O4III(f+) 40,000 HD 5980 B 66 22 1,800,000 -10.9 -6.8 WN4h 45,000 R139 B 66 31 1,180,000 -10.4 O6 Iaf 34,000  65 15.9 1,000,000 -10.2 -6.14 O4 IV(fc) 46,000 Arches-F14 64.8 28 1,000,000 -10.2 WN8-9h 34,500  64.6 18.8 850,000 -10.0 -6.27 O4If 40,422オリオン座ε星 (Alnilam) 64.5 42 832,000 -10.0 -7.2 B0 Ia 27,000 Trumpler 27-23 64 44 1,000,000 -10.2 -7.5 B0.5 I 27,500 Arches-F3 63.2 42 1,260,000 -10.4 WN8-9 29,900  63 12.1 724,000 -9.8 -5.91 O3 V((f*)) - O3.5 V((f+)) 46,500 HD 93160 62 16 780,000 -9.9 -5.9 O6 III 42,700 HD 5980 A 61 24 2,200,000 -11.1 -7.1 WN6 43,000  B 61"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。 14 708,000 -9.8 -5.9 O4V 45,000  60 150 4,470,000 -11.8 -8.4 LBV 22,000 Arches-B1 60.4 30 891,000 -10.1 WN8-9 32,200 Arches-F32 59.3 17 708,000 -9.8 O4-6I 40,800 HD 93204 59 12 590,000 -9.6 -5.4 O5 V 46,100  B 58.3 10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。 630,000 -9.7 -7.2 O3Vz((f*)) 50,680  58 83 2,500,000 -11.2 -5.2 WN9h 25,100  58 21.9 660,000 -9.7  O6Iafcp 35,000 HDE 305525 58 15 711,000 -9.8 -5.7 O6 V 43,600 Arches-F20 57.4 20 794,000 -9.9 O4-6I 38,400  A 57X-ray emission characteristics of two WR binaries : V444 Cyg and CD Cru arXiv 19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。 885,000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。 -10.0 O5 V 40,900 Arches-F26 56.6 18 708,000 -9.8 O4-6I 39,800 Arches-F33 56.6 18 708,000 -9.8 O4-6I 39,800 とも座ζ星 (Naos)NAME NAOS  -- Variable Star SIMBAD 56.1NAOS (Zeta Puppis) stars.astro.illinois.edu 19 813,000 -10 -6.23 O4If(n)p 40,000 Arches-F16 56.0 28 794,000 -9.9 WN8-9 32,400 プラスケット星 (HR 2422) B 56High resolution optical spectroscopy of Plaskett’s star arXiv 11 123,000 -7.9 O7.5 V/III 33,000 りゅうこつ座AG星 55 93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 1,260,000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。 -10.4 -8 LBV 20,000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 CPD -59°2600 55 13 590,000 -9.6 -5.5 O6 V 43,600 プラスケット星 (HR 2422) A 54 14 224,000 -8.6 O8 III/I 33,500 はくちょう座OB2-448 54 13 590,000 -9.6 -5.4 O6 V ((f)) 43,600  B 54 26 2,140,000 -11.0 -7.43 O3.5If*/WN7 43,000  54 58 630,000 -9.7 -7.66 B1III:e 21,353  A 53 20 2,240,000 -11.0 -7.21 WN6h 50,000 Arches-F22 52.5 21 631,000 -9.7 O4-6I 35,800  B 52 13 575,000 -9.6 -4.9 O3.5 V((f))z 42,500 はくちょう座OB2-217 52 16 590,000 -9.6 -5.8 O7 III ((f)) 39,900 Arches-F23 51.5 21 631,000 -9.7 O4-6I 35,800 Arches-F8 51.0 33 1,260,000 -10.4 WN8-9 33,700 HDE 303311 51 10 410,000 -9.2 -5.0 O5 V 46,100 HD 134959 50 64 710,000 -9.8 -7.9 B2.5 Ia 20,900 WR 102c 50Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas Astronomy and Astrophysics 20  2,000,000 -10.9 WN6 50,000 C1715-387 No.12 50 14 540,000 -9.5 -5.5 O6 If 41,900  A 4762倍という推定値もあったらしい。(出典不明) 11.4 500,000 -9.4 O3V 45,000  40以下のように、60と推定する出典もある。Sher 25 Astronomy: The Stars 54 608,000 -9.6 -7.8 B1Iab 22,000 Pismis 24-1 NE a 37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 12.7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。 388,000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 -9.2 -6.41 O3.5If* 42,500 Pismis 24-1 NE b 37 12.7 388,000 -9.2 -6.41 O3.5If* 41,500  LBV 1806-20 A 36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。 LBV 1806-20 B 36  ピストル星 27.5太陽の100～200倍の質量があると推定されたこともあった。 306 1,600,000 -10.7  B (LBV) 11,800

 脚注 

 関連項目 
 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

しつりようのおおきい
Category:天文学に関する記事