Список на најмасивни ѕвезди

Ова е список на најмасивните ѕвезди кои се откриени, во единици за сончева маса ().

 Несигурности и предупредувања 
Повеќето од масите наведени подолу се оспорени и, како предмет на тековно истражување, остануваат под ревизија и предмет на постојана ревизија на нивните маси и други особини. Навистина, многу од масите наведени во табелата подолу се заклучени од теоријата, користејќи тешки мерења на температурите на ѕвездите и апсолутната светлина. Сите маси наведени подолу се неизвесни: и теоријата и мерењата ги поместуваат границите на сегашното знаење и технологија. И теориите и мерењата би можеле да бидат неточни.
мини|Уметничко толкување за диск со заматен материјал околу масивна ѕвезда.

 Усложувања со далечина и заматени облаци 
Бидејќи масивните ѕвезди се ретки, астрономите мора да изгледаат многу далеку од Земјата за да ги најдат. Сите наведени ѕвезди се оддалечени многу илјадници светлосни години, што ги отежнува мерењата. Покрај тоа што се далеку, многу ѕвезди со таква крајна маса се опкружени со облаци од истечен гас создадени од исклучително моќни ѕвездени ветрови; околниот гас се меша со веќе тешко достапните мерења на температурите и осветленоста на ѕвездите, што во голема мера го отежнува прашањето за проценка на внатрешните хемиски состави и структури. Оваа пречка води до тешкотии во одредувањето на параметрите потребни за пресметување на масата на ѕвездата.
десно|мини| Ета Кобилица е светлата точка скриена во двотопчест облакот од прашина. Таа е најмасивната ѕвезда која има Бајерова ознака. Во изминатите неколку децении било откриено дека станува збор за (барем) две ѕвезди.
И заматените облаци и големите растојанија, исто така, го отежнуваат судењето дали ѕвездата е само едно супермасивно тело или, наместо тоа, повеќекратен ѕвезден систем. Голем број од „ѕвездите“ наведени подолу може всушност да бидат две или повеќе придружници кои кружат премногу блиску за нашите телескопи да не можат да ги разликуваат, секоја ѕвезда е можеби масивна сама по себе, но не мора да биде „супермасивна“ за да биде или на овој список или блиску до врвот на тоа. И секако можни се и други комбинации - на пример супермасивна ѕвезда со еден или повеќе помали придружници или повеќе од една џиновска ѕвезда - но без да може јасно да биде видена внатрешноста на околниот облак, тешко е да биде знаено каков тело всушност го создава светла точка на светлина која е гледана од Земјата.

Поопшто, статистиката за ѕвезденото население се чини дека укажува дека горната граница на масата е во 100-200 опсег на сончеви маси, така што секоја проценка на масата над овој опсег е сомнителна.

 Ретки сигурни проценки 
Двојните ѕвезди што затемнуваат се единствените ѕвезди чии маси се проценувани со одредена сигурност. Сепак, забележете дека скоро сите маси наведени во табелата подолу беа заклучени со индиректни методи; само неколку од масите во табелата биле одредени со помош на системи за затемнување.

Меѓу најсигурните наведени маси се оние за затемнувачките двојни ѕвезди NGC 3603-A1, WR 21a и WR 20a. Масите за сите три биле добиени од орбиталните мерења. Ова вклучува мерење на нивните радијални брзини, а исто така и нивните светлински криви. Радијалните брзини даваат само минимални вредности за масите, во зависност од наклонетоста, но светлинските криви на затемнетите двојни ѕвезди ги обезбедуваат информациите што недостасуваат: наклонот на орбитата кон нашата видна линија.

 Релевантност на ѕвездената еволуција 
Некои ѕвезди можеби некогаш биле помасивни отколку што се денес. Многу е веројатно дека многу големи ѕвезди претрпеле значителна загуба на маса (можеби дури неколку десетици сончеви маси). Оваа маса можеби била исфрлена од суперветрови: ветрови со голема брзина кои се придвижувани од жешката фотосфера во меѓуѕвездениот простор. Постапката образува зголемена продолжена обвивка околу ѕвездата која е во заемодејство со блиската меѓуѕвездена средина и внесува во соседниот волумен на просторот со елементи потешки од водород или хелиум.

Исто така, има – или подобро кажано, имало – ѕвезди кои можеби се појавиле на списокот, но веќе не постојат како ѕвезди или се лажни супернови; денес ги гледаме само нивните остатоци. Масите на ѕвездите претходници кои ги поттикнале овие разорни настани може да бидат проценете според видот на експлозијата и ослободената енергија, но тие маси не се наведени овде.

Овој список се однесува само на „живите“ ѕвезди - оние кои сè уште се гледаат од набљудувачите на Земјата кои постојат како активни ѕвезди: Сè уште се вклучени во внатрешно внатрешно соединување што создава топлина и светлина. Односно, светлината што сега пристигнува на Земјата како слики од наведените ѕвезди сè уште покажува дека тие внатрешно создаваат нова енергија од времето (во далечното минато) кога светлината што сега е примана, била емитирана. Списокот конкретно ги исклучува и белите џуџиња – поранешните ѕвезди за кои сега се гледа дека се „мртви“, но зрачат со преостаната топлина – и црните дупки – фрагментирани остатоци од експлодирани ѕвезди кои гравитациски пропаднале, иако насобирачките дискови кои ги опкружуваат тие црни дупки може да генерираат топлина или светлина надвор од остатоците на ѕвездата (сега внатре во црната дупка), зрачена од материја што навлегува (видете § Црни дупки подолу).

 Ограничувања на масата 
Постојат две поврзани теоретски ограничувања за тоа колку една ѕвезда може да биде масивна: Границата на масата на насобирање и границата на Едингтоновата маса.

 Границата на насобирање е поврзана со образувањето на ѕвездите: Откако ќе се насоберат околу  во протоѕвезда, комбинираната маса требало да стане доволно жешка за нејзината топлина да ја оддалечи секоја понатамошна влезна материја. Всушност, протоѕвездата достигнува точка каде што испарува веќе собраниот материјал исто толку брзо колку што собира нов материјал.

 Едингтоновата граница се заснова на светлосниот притисок од јадрото на веќе образувана ѕвезда: како што масата се зголемува над  интензитетот на светлината зрачена од јадрото на ѕвездата од населението I ќе стане доволен за притисокот на светлината што притиска нанадвор да надмине гравитациската сила што се влече навнатре, а површинскиот материјал на ѕвездата ќе може слободно да за заплови во вселената. Бидејќи нивните различни состави ги прават попроѕирни, ѕвездите на населението II и населението III имаат повисоки и многу повисоки граници на маса, соодветно.

 Граници на насобирање 
Астрономите долго време претпоставувале дека како што протоѕвездата расте до големина над  мора да се случи нешто драстично. Иако границата може да се протега за многу раните ѕвезди од населението III, и иако точната вредност е неизвесна, доколку некои ѕвезди сè уште постојат над  тие би ги предизвикале тековните теории за ѕвездената еволуција.

Проучувајќи го јатото Лакови, кое во моментов е најгустото познато јато на ѕвезди во нашата галаксија, астрономите потврдиле дека ниту една ѕвезда во тоа јато не надминува околу 
десно|мини| Јатото R136 е невообичаено густа збирка на млади, жешки, сини ѕвезди.
Ретки крајномасивни ѕвезди кои ја надминуваат оваа граница - на пример во ѕвезденото јато R136 - може да бидат објаснети со следниов предлог: Некои од паровите масивни ѕвезди во блиска орбита во млади, нестабилни системи со повеќе ѕвезди мора, во ретки случаи, да се судираат и се спојуваат кога постојат одредени невообичаени околности што овозможуваат судир.

 Ограничување на Едингтоновата маса 

Едингтоновата граница на ѕвездената маса се јавува поради светлосниот притисок: за доволно масивна ѕвезда надворешниот притисок на зрачната енергија создаван од јадреното соединување во јадрото на ѕвездата го надминува внатрешното привлекување на сопствената гравитација. Најниската маса за која е активен овој ефект е Едингтоновата граница.

Ѕвездите со поголема маса имаат поголема стапка на создавање енергија во јадрото, а сјајноста на потешките ѕвезди се зголемува многу непропорционално со зголемувањето на нивната маса. Едингтоновата граница е точката над која ѕвездата треба да се раздвои, или барем да фрли доволно маса за да го намали своето внатрешно производство на енергија на помала, одржлива стапка. Вистинската маса на граничната точка зависи од тоа колку е непроѕирен гасот во ѕвездата, а ѕвездите богати со метал од населението I имаат пониски граници на маса од ѕвездите од населението II кои се сиромашни со метал. Пред нивното згаснување, хипотетичките безметалини ѕвезди од населението III би имале највисока дозволена маса, некаде околу 300 .

Теоретски, помасивна ѕвезда не може да се одржи заедно поради губењето на масата што произлегува од одливот на ѕвезден материјал. Во пракса, теоретската Едингтонова граница мора да биде изменета за ѕвезди со висока сјајност и наместо тоа е користена емпириската Хамфрис-Дејвидсонова граница.

 Список на најмасивните познати ѕвезди 
+Легенда Волф-Рајеова ѕвезда Сјајна сина променлива ѕвезда Ѕвезда од типот O Ѕвезда од типот B
Следните две списоци покажуваат неколку од познатите ѕвезди, вклучувајќи ги ѕвездите во расеани јата, здружението од типот OB и H II-подрачјето. И покрај нивната висока сјајност, многу од нив сепак се премногу оддалечени за да бидат набљудувани со голо око. Ѕвездите кои барем понекогаш се видливи со голо око имаат нивната привидна величина (6,5 или посветла) означена со сина боја.

Првиот список дава ѕвезди кои се проценувани на 60  или повеќе; од кои повеќето се прикажани. Вториот список вклучува некои значајни ѕвезди кои се под 60  заради споредба. Методот што е користен за одредување на масата на секоја ѕвезда е вклучен за да биде дадена идеја за несигурноста на податоците; треба да биде забележано дека масата на двојните ѕвезди може да биде одредена многу попрецизно. Масите наведени подолу се сегашната (еволуирана) маса на ѕвездите, а не нивната почетна (настанувачка) маса.

+Ѕвезди со 60  или повеќе Име на ѕвезда Местоположба Маса  Спектарски тип  Делот. темп. Метод на  Врска НаводBAT99-98  226 165,000 WN6 13.37 45,000   R136a1   163,000 WN5h 12.23 46,000   Мелник 42  189 163,000 O2If* 12.78 47,300   VFTS 1022  178 164,000 O3.5If*/WN7 13.47 42,200   Вестерхут 51-57  160 20,000 O4V 16.66 42,700   R136a3  155 163,000 WN5h 12.97 50,000   VFTS 682  153 164,000 WN5h 16.08 52,200   HD 15558 A  ≥ 24,400 O5.5III(f) 7.87 39,500   R136a2  151 163,000 WN5h 12.34 50,000   Вестерхут 51-3   20,000 O3-8V 17.79 39,800   Мелник 34 A   163,000 WN5h 13.09 53,000   VFTS 482  145 164,000 O3If*/WN6-A 12.95 42,200   R136c  142 163,000 WN5h 13.43 51,000   VFTS 1021  141 164,000 O4 If+ 13.35 39,800   LH 10-3209 A  140 160,000 O3III(f*) 11.859 42,500   Мелник 34 B   163,000 WN5h 13.09 53,000   Вестерхут 51d  135 20,000 15.11 42,700   VFTS 545  133 164,000 O2If*/WN5 13.32 47,300   HD 97950 B  132 24,800 WN6h 11.33 42,000   HD 269810  130 163,000  O2III(f*) 12.22 52,500   R136a7  127 163,000 O3III(f*) 13.97 54,000   WR 42e  123 25,000 O3If*/WN6 14.53 43,000 Исфрлање  VFTS 506  122 164,000 ON2V((n))((f*)) 13.31 47,300 	  HD 97950 A1a  120 24,800 WN6h 11.18 42,000   LSS 4067  120 11,000 O4.5Ifpe 11.44 40,000   WR 93  120 5,900 WC7 10.68 71,000   Sk -69° 212  119 160,000 O6If 12.416 45,400   Sk -69° 249 A  119 160,000 O7If 12.02 38,900   ST5-31  119 160,000 O2-3(n)fp 12.273 50,700   R136a5  116 157,000 O2I(n)f* 13.71 48,000   MSP 183  115 20,000 O3V(f) 13.878 46,300   WR 24  114 14,000 WN6ha-w6.48 50,100    HD 97950 C1  113 24,800 WN6h 11.89 44,000   Ова е двоен систем но втората ѕвезда значително е помалку масивна од главната ѕвезда.Лакови-F9  111.3 25,000 WN8-9h 16.1 36,600   Лебед OB2 #12 A  110 5,200 B3–4 Ia+ 11.702 13,700   HD 93129 Aa  110 7,500 O2If 6.9 42,500    HSH95-36  110 163,000 O2 If* 14.41 49,500    R146  109 164,000 WN4 13.11 63,000    R136a4  108 157,000 O3 V((f*))(n) 13.41 50,000    VFTS 621  107 164,000 O2V((f*))z 15.39 54,000    R136a6  105 157,000 O2I(n)f*p 13.35 52,000    Вестерхут 49-3  105 36,200 O3-O7V 16.689 40,700    WR 21a A  103.6 26,100 O3/WN5ha 12.661  45,000    R99  103 164,000 Ofpe/WN9 11.52 28,000    Лакови-F6  101 25,000 WN8-9h 15.75 33,900    Sk -65° 47  101 160,000 O4If 12.466 47,800   Лакови-F1  100.9 25,000 WN8-9h 16.3 33,200    Ѕвезда Пион  100 26,000 Ofpe/WN9 12.978 25,100    VFTS 457  100 164,000 O3.5If*/WN7 13.74 39,800    η Кобилица A  100 7,500 LBV 4.3 9,400–35,200    Мерсер 30-1 A  99 40,000 10.33 32,200   Мерсер 30 е расеано јато во маглината Златна Рипка. Sk -68° 137  99 160,000 13.346 50,000    WR 25 A  98 6,500 O2.5If*  8.8 50,100    BI 253  97.6 164,000 O2V 13.76 54,000    R136a8  96 157,000 O2–3V 14.42 49,500    HD 38282 B  95 163,000 11.11 47,000    HM 1-6  95 11,000 11.64 44,700    NGC 3603-42  95 25,000 12.86 50,000    R139 A  95 163,000 11.94 35,000    BAT99-6  94 165,000 11.95 56,000   Sk -66° 172  94 160,000 13.1 46,300   N64 е оддавна маглина во Големиот Магеланов Облак.ST2-22  94 160,000 14.3 51,300   VFTS 259  94 164,000 13.65 37,600    VFTS 562  94 164,000 13.66 42,200    VFTS 512  93 164,000 14.28 47,300      92 24,800 WN6h 11.18 40,000    R136b  92 163,000 13.24 35,500    VFTS 16  91.6 164,000 13.55 50,600    HD 97950 A3  91 24,800 12.95 50,000    NGC 346-W1  91 200,000 12.57 43,400   Вестерхут 49-2  90–240,  36,200 18.246 35,500    R127  90 160,000 10.15 10,000–27,000    VFTS 333  90 164,000 12.49 37,600    VFTS 267  89 164,000 13.49 44,700    VFTS 64  88 164,000 14.621 39,800    BAT99-80 A  87 165,000 13 45,000    R140b  87 165,000 12.66 47,000    VFTS 542  87 164,000 13.47 44,700    VFTS 599  87 164,000 13.8 44,700    WR 89  87 11,000 11.02 39,800    Лакови-F7  86.3 25,000 15.74 32,900    Sk -69° 104  86 160,000 12.1 39,900    VFTS 1017  86 164,000 14.5 50,100    LH 10-3061  85 160,000 13.491 52,000    Sk 80  85 200,000 12.31 38,900    VFTS 603  85 164,000 13.99 42,200    Sk -70° 91   84.09 165,000 12.78 48,900   BSDL 1830 е ѕвездено јато во Големиот Магеланов Облак. R147   84 164,000 12.993 47,300    HD 93250 A   83.3 7,500 7.5 46,000       83 163,000 13.79 50,000    WR 20a A   82.7 20,000 13.28 43,000    TIC 276934932 A   82 160,000 14.05 45,000    WR 20a B   81.9 20,000 13.28 43,000    Тримплер 27-27   81 3,900 13.31 37,000    BAT99-96   80 165,000 13.76 42,000    HD 15570   80 7,500 8.11 46,000    HD 38282 A   80 163,000 11.11 47,000    HSH95-46   80 163,000 14.56 47,500    Лакови-F15   79.7 25,000 16.12 35,600    BI 237   79.66 165,000 13.83 51,300   BSDL 2527 е ѕвездено јато во Големиот Магеланов Облак. VFTS 94   79 164,000 14.161 42,200    VFTS 151   79 164,000 14.13 42,200    LH 41-32   78 160,000 13.086 48,200    Писмис 24-17   78 5,900 11.84 42,700    VFTS 404   78 164,000 14.14 44,700    Вестерхут 51-2    20,000 13.68 42,700    BAT99-68   76 165,000 14.13 45,000   BSDL 2505 е ѕвездено јато во Големиот Магеланов Облак. HD 93632   76 10,000 8.23 45,400    NGC 346-W3   76 200,000 12.8 52,500    VFTS 169   76 164,000 14.437 47,300    VFTS 440   76 164,000 12.046 39,800    AB1   75 197,000 15.238 79,000   DEM S10 е H II-подрачје во Малиот Магеланов Облак. WR 22 A   75 8,3006.42 44,700   Бохум 10 е расеано јато во маглината Кобилица. Писмис 24-1NE   74 6,500 11 42,500    VFTS 608   74 164,000 14.22 42,200    HSH95-31   73 163,000 14.12 47,500    Мерсер 30-3   73 40,000 12.62 39,300    Мерсер 30-11   73 40,000 12.33 36,800    VFTS 566   73 164,000 14.05 44,700    LH 64-16   72 160,000 13.666 50,900    NGC 2044-W35   72 160,000 14.1 48,200    VFTS 216   72 164,000 14.389 44,700    ST2-1   71 160,000 14.3 44,100    VFTS 3   71 164,000 11.56 21,000    Лакови-F12   70 25,000 16.4 36,900    HD 15629  70 7,500 8.42 45,900    HD 37974  70 163,000 10.99 22,500   N135 е оддавна маглина во Големиот Магеланов Облак. HD 93129 Ab  70 7,500 7.31 44,000    M33 X-7 B  70 2,700,000 18.7 35,000    Sk -69° 194 A  70 160,000 12.131 45,000    VFTS 125  69.6 164,000 16.6 55,200    HD 46150  69 5,200 6.73 44,000    HD 229059  69 3,000 8.7 26,300    ST2-3  69 160,000 14.264 44,900    ST2-32  69 160,000 13.903 45,400    W28-23  69 160,000 13.702 51,300    HD 93403 A  68.5 10,400 8.27 39,300    HD 93130  68 10,000 O7II(f) 8.04 39,900    HM 1-8  68 11,000 12.52 46,100    HSH95-47  68 163,000 14.72 43,500    HSH95-48  68 163,000 14.75 46,500    Вестерхут 51-61  68 20,000 18.16 38,000    BAT99-93  67 165,000 13.446 45,000    Sk -69° 200  67 160,000 11.18 26,300    Лакови-F18  66.9 25,000 16.7 36,900    Лакови-F4  66.4 25,000 15.63 36,800    BAT99-59 A  66 165,000 13.186 71,000    BAT99-104  66 165,000 12.5 63,000    HD 5980 B  66 200,000 11.31 45,000    HD 190429 A   66 7,800 6.63 46,000    LH 31-1003  66 160,000 13.186 41,900    LH 114-7  66 160,000 13.66 50,000   N70 е оддавна маглина во Големиот Магеланов Облак. Писмис 24-1SW  66 6,500 11.1 40,000    BAT99-126  65 165,000 13.166 71,000    HSH95-40  65 163,000 14.56 47,500    HSH95-58  65 163,000 14.8 47,500    HSH95-89  65 163,000 14.76 44,000    VFTS 63  65 164,000 14.4 42,200    VFTS 145  65 164,000 14.3 39,800    VFTS 518  65 164,000 15.11 44,700    Вестерхут 49-8  65 36,200 15.617 40,700    BD+43° 3654   64.6 5,400 10.06 40,400    BAT99-129 A  64 165,000 14.701 79,000   DEM L294 е во H II-подрачјето во Големиот Магеланов Облак. HSH95-50  64 163,000 14.65 47,000    Sk -69° 25  64 160,000 11.886 43,600    Тримплер 27-23  64 3,900 10.09 27,500    Вестерхут 49-5  64 36,200 15.623 42,700    HD 46223  63 5,200 7.28 46,000    HD 64568  63 16,000 9.39 54,000    HD 303308  63 9,200 8.17 51,300    HR 6187 A  63 4,3005.54 46,500 Систем со 7 ѕвезди   LH 10-3058  63 160,000 14.089 54,000    ST5-71  63 160,000 13.266 45,400    AB9  62 197,000 15.431 100,000   DEM S80 е H II-подрачје во Малиот Магеланов Облак. Бреј 32 B  62 165,000 12.32 43,600    HD 93160  62 8,000 7.6 42,700    HSH95-35  62 163,000 14.43 47,500    LH 41-1017  62 160,000 12.266 42,700    Мерсер 30-6a A   62 40,000 10.39 29,900    ST4-18  62 160,000 13.639 44,800    VFTS 664  62 164,000 13.937 39,900    HD 229196  61.6 5,000 8.59 40,900    AB8 B  61 197,000 O4V 12.83 45,000    BAT99-79 A  61 165,000 13.486 42,000    HD 5980 A  61 200,000 11.31 21,000–53,000    LH 41-18  61 160,000 12.586 38,500    Мерсер 30-9 A  61 40,000 12.25 34,500    ST5-25  61 160,000 13.551 48,600    VFTS 422  61 164,000 15.14 39,800    WR 102hb  61 26,000 13.9 25,100    Sk -67° 166  60.68 160,000 12.22 41,800   GKK-A144 е ѕвездено здружени во Големиот Магеланов Облак. Sk -67° 167  60.68 160,000 12.586 41,800    Sk -71° 46  60.68 160,000 13.241 41,800   BSDL 2242 е ѕвездено јато во Големиот Магеланов Облак. Бреј 10  60 165,000 12.69 117,000    Бреј 94 A  60 165,000 12.996 83,000    Бреј 95a A  60 165,000 12.2 83,000    HSH95-55  60 163,000 14.74 47,500    Мерсер 30-7 A   60 40,000 11.516 41,400    R134  60 164,000 12.75 39,800    R142  60 164,000 11.82 18,000    R143  60 160,000 12.014 18,000–36,000    Sk -69° 142a  60 160,000 11.093 34,000    Sk -69° 259  60 160,000 11.93 23,000    Var 83  60 3,000,000 16.027 18,000–37,000    VFTS 430  60 164,000 15.11 24,500   

Неколку значајни големи ѕвезди со маса помала од 60  се прикажани во табелата подолу заради споредба, завршувајќи со Сонцето, кое е многу блиску, но инаку би било премногу мало за да биде вклучено во списокот. Во моментов, сите наведени ѕвезди се видливи со голо око и се релативно во близина.

 Име на ѕвезда Местоположба Маса   делот. темп. Метод на  Врска Навод λ Кефеј   51.4 3,1005.05 36,000    τ Големо Куче Aa  50 5,1204.89 32,000    θ Мува Ab  44 7,4005.53 33,000    ε Орион   40 2,0001.69 27,500    θ2 Орион A  39 1,5005.02 34,900    α Жирафа   37.6 6,0004.29 29,000    P Лебед  37 5,1004.82 18,700   IC 4996 е расеано јато во Лебед OB1. ζ1 Скорпија  36 8,2104.705 17,200    ζ Орион Aa   33 1,2602.08 29,500    θ1 Орион C1  33 1,3405.13 39,000    κ Касиопеја  33 4,0004.16 23,500    μ Рамнило  33 3,2604.91 28,000    η Кобилица B  30 7,5004.3 37,200    γ2 Едро B  28.5 1,2301.83 35,000    Меиса A   27.9 1,1003.54 37,700    ξ Персеј   26.1 1,2004.04 35,000    ζ Крма   1,0802.25 40,000   Едро R2 е здружение OB во молекуларниот гребен Едро. WR 79a  24.4 5,6005.77 35,000    Минтака Aa1   24 1,2002.5 29,500    ι Орион Aa1  23.1 1,3402.77 32,500    κ Крст  23 7,5005.98 16,300    WR 78  22 4,1006.48 50,100    ο2 Големо Куче  21.4 2,8003.043 15,500    Ригел A   21 8600.13 12,100    η Големо Куче   21 2,0002.45 15,000    ζ Змијоносец  20.2 3702.569 34,000    υ Орион  20 2,9004.618 33,400    σ Орион Aa  18 1,2604.07 35,000    μ Гулаб   16 1,3005.18 33,000    Саиф   15.5 6502.09 26,500    σ Лебед  15 3,2604.233 10,800    θ Кобилица A  14.9 4602.76 31,000    θ2 Орион B  14.8 1,5006.38 29,300    ζ Персеј  14.5 7502.86 20,800    σ Орион B  14 1,2604.07 31,000    β Големо Куче  13.5 4901.985 23,200    ε Персеј A  13.5 6402.88 26,500    ι Орион Aa2  13.1 1,3402.77 27,000    δ Скорпија A  13 4402.307 27,400    σ Орион Ab  13 1,2604.07 29,000    θ Мува Aa   11.5 7,4005.53 83,000    γ2 Едро A   9 1,2301.83 57,000    ρ Змијоносец A  8.7 3604.63 22,000    Белатрикс   7.7 250 1.64 21,800    Антарес B  7.2 5505.5 18,500    λ Бик A  7.18 480 3.47 18,700    δ Персеј  7 5203.01 14,900    ψ Персеј  6.2 5804.31 16,000   α Паун Aa   5.91 1801.94 17,700    Алкион    5.9 4402.87 12,300    γ Големо Куче   5.6 4404.1 13,600    ο Едро  5.5 490 3.6 16,200    ο Водолија  4.2 4404.71 13,500    ν Печка  3.65 3704.69 13,400    φ Еридан  3.55 1503.55 13,700    η Камелеон  3.2 3105.453 12,500    ε Камелеон  2.87 3604.91 10,900    τ1 Водолија  2.68 3205.66 10,600    ε Хидра  2.64 1504.12 11,000    β1 Тукан  2.5 1404.37 10,600    Сонце  1 0.0000158−26.744 5,772   

 Црни дупки 

Црните дупки се крајната точка на еволуцијата на масивните ѕвезди. Технички тие не се ѕвезди, бидејќи повеќе не создаваат топлина и светлина преку јадрено соединување во нивните јадра. Некои црни дупки можеби имаат космолошко потекло и тогаш никогаш не би биле ѕвезди. Сметано е дека ова е особено веројатно во случаите на најмасивните црни дупки.

 Ѕвездените црни дупки се тела со приближно 
 Црни дупки со средна маса кои се движат од 100 до 
 Супермасивни црни дупки кои се во опсег од милиони или милијарди .

 Поврзано 

 Забелешки 

 Наводи 

 Надворешни врски 







Категорија:Списоци на ѕвезди
Категорија:Најтешки од најмасивните нешта
Категорија:Списоци за крајни точки
Категорија:Списоци за суперлативи во астрономијата