最も質量の大きい星のリスト

これは、太陽質量単位（M _☉） で表した、これまでに発見された最も重い星のリストです。

以下に挙げる質量のほとんどは議論の的となっており、現在研究が進められているため、質量やその他の特性は継続的に検討され、修正されています。実際、以下の表に挙げる質量の多くは、恒星の温度や絶対輝度の難しい測定法を用いて理論から推測されたものです。以下に挙げる質量はすべて不確かです。理論と測定はどちらも現在の知識と技術の限界に挑戦しています。理論と測定はどちらも間違っている可能性があります。

質量の大きい星はまれなので、天文学者は地球からかなり遠くを探して見つけなければなりません。ここに挙げた星はすべて何千光年も離れているため、測定が困難です。遠く離れていることに加え、このような極端に質量の大きい星の多くは、非常に強力な恒星風によって生じた流出ガスの雲に囲まれています。周囲のガスは、ただでさえ難しい恒星の温度や明るさの測定を妨げ、内部の化学組成や構造を推定する問題を大幅に複雑にします。^[a] この障害により、恒星の質量を計算するために必要なパラメータを決定することが困難になります。

雲に覆われていることと、距離が遠いことから、この星が単一の超大質量天体なのか、それとも多重星系なのかを判断することも困難です。以下に挙げた「星」の多くは、実際には望遠鏡では区別できないほど接近して周回している2つ以上の伴星である可能性があり、それぞれの星はそれ自体が巨大である可能性はありますが、必ずしも「超大質量」ではないため、このリストに載ったり、その上位にいたりするわけではありません。また、他の組み合わせ（たとえば、超大質量星と1つ以上の小さな伴星、または複数の巨星）も考えられますが、周囲の雲の中をはっきりと見ることができなければ、地球から見える明るい光点を実際に生成している物体がどのようなものかを知ることは困難です。

より全体的に見ると、恒星集団に関する統計によると、質量の上限は太陽質量の100～200倍の範囲にあることが示されているようです^[1]。そのため、この範囲を超える質量の推定値は疑わしいものとなります。

食連星は、質量がある程度確実に推定される唯一の星です。ただし、以下の表に記載されている質量のほぼすべてが間接的な方法によって推定されたものであり、食連星系を使用して決定された質量は表のほんの一部に過ぎないことに注意してください。

最も信頼性の高い質量として挙げられているのは、食連星NGC 3603-A1、WR 21a、WR 20aの質量です。これら 3 つの質量はすべて軌道測定から得られました。^{[b]これには、}視線速度と光度曲線の測定が含まれます。視線速度は傾斜に応じて質量の最小値のみを導きますが、食連星の光度曲線は、視線に対する軌道の傾斜という欠けている情報を提供します。

いくつかの星は、かつては今よりも質量が大きかった可能性があります。多くの大きな星は、おそらく太陽の数十倍もの質量の大幅な損失を経験しています。この質量は、超風によって放出された可能性があります。超風とは、高温の光球によって星間空間に吹き出される高速の風です。このプロセスにより、星の周囲に拡大された外殻が形成され、近くの星間物質と相互作用して、隣接する空間に水素やヘリウムよりも重い元素が注入されます。^[c]

また、リストに載っていたかもしれないが、もはや星としては存在していない、あるいは超新星の偽物である星もあり、今日私たちが目にしているのはそれらの残骸だけです。^[d]これらの破壊的な出来事を引き起こした前駆星の質量は、爆発の種類と放出されたエネルギーから推定できますが、それらの質量はここには記載されていません。

このリストは「生きている」星、つまり地球上の観測者から活動的な星としてまだ見える星のみを対象としています。つまり、熱と光を生成する内部核融合がまだ行われている星です。つまり、リストされている星の画像として現在地球に届く光は、現在受信されている光が放射された時点（遠い過去）で、それらの星がまだ内部で新しいエネルギーを生成していることを示しています。このリストでは、白​​色矮星（現在は「死んで」いるが残留熱を放射していると考えられているかつての星）と ブラックホール（重力で崩壊した爆発した星の断片的な残骸）の両方が明確に除外されていますが、ブラックホールを取り囲む降着円盤は、落下する物質によって放射され、星の残骸（現在はブラックホール内）の外部に熱や光を生成する可能性があります（以下の § ブラックホールを参照）。

恒星の質量に関する理論上の限界には、降着質量限界とエディントン質量限界という 2 つの関連する限界があります。

• 集積限界は星の形成に関係しています。原始星に約120 M _☉が集積すると、その結合した質量は、それ以上入ってくる物質を追い払うのに十分な熱を持つようになります。実際、原始星は、新しい物質を集めるのと同じ速さで、すでに集めた物質を蒸発させるポイントに達します。
• エディントン限界は、すでに形成された恒星の中心核からの光圧に基づいています。質量が約 150 M _☉を超えて増加すると、種族 Iの恒星の中心核から放射される光の強度が、外側に押し出す光圧が内側に引っ張る重力を超えるのに十分になり、恒星の表面物質は宇宙空間に自由に漂います。種族 IIと種族 III の恒星は組成が異なるため透明度が高く、質量限界はそれぞれより高く、はるかに高くなります。

天文学者たちは長い間、原始星が120 M _☉を超える大きさに成長すると、何か劇的なことが起こるはずだと仮説を立ててきた。 ^{[2]非常に初期の}種族IIIの星ではこの限界が引き伸ばされる可能性があり、正確な値は不明であるものの、 150～200 M _☉を超える星がまだ存在するとすれば、それは現在の恒星進化理論に疑問を投げかけることになるだろう。

天文学者たちは、現在銀河系内で最も密度の高い星団として知られているアーチーズ星団を研究し、その星団内のどの星も約150 M _☉を超えないことを確認しました。

この限界を超える稀な超大質量星（例えばR136星団）は、次のような提案で説明できるかもしれない。若く不安定な多重星系内の近い軌道を周回する大質量星のペアのいくつかは、衝突を可能にする特定の異常な状況が成立すると、稀に衝突して合体するに違いない。^[3]

恒星の質量に関するエディントンの限界は光圧によって生じます。十分に質量のある恒星の場合、核融合によって恒星の中心核で生成される放射エネルギーの外向きの圧力が、恒星自身の重力の内向きの引力を超えます。この効果が作用する最小の質量がエディントン限界です。

質量の大きい星は中心核のエネルギー生成率が高く、重い星の光度は質量の増加に比例して大きく増加しません。エディントン限界とは、それを超えると星が自らを押し広げるか、少なくとも十分な質量を放出して内部エネルギー生成率を低く抑え、維持できるレベルまで下げなければならない点です。実際の限界点質量は星のガスの不透明度によって決まり、金属が豊富な種族 I の星は金属が乏しい種族 II の星よりも質量限界が低くなります。金属を含まない種族 IIIの仮説上の星は、消滅する前は最大許容質量、約 300  M _☉を持っていたはずです。

理論上、より質量の大きい恒星は恒星物質の流出による質量損失のため、自らを維持できない。実際には、理論上のエディントン限界は高光度恒星に対して修正する必要があり、代わりに経験的なハンフリーズ・デイビッドソン限界が使用される。^[4]

次の 2 つのリストには、散開星団、OB 星団、HII 領域などの既知の星がいくつか示されています。これらの星は明るさが高いにもかかわらず、遠すぎて肉眼で観察することはできません。肉眼で時々見える星は、見かけの等級 (6.5 以上) が青で強調表示されています。

最初のリストには、60  M _☉以上と推定される星が示されており、その大部分が表示されています。2 番目のリストには、比較のために 60  M _☉未満のいくつかの注目すべき星が含まれています。各星の質量を決定するために使用された方法は、データの不確実性を示すために含まれています。連星の質量ははるかに正確に決定できることに留意してください。以下にリストされている質量は、星の現在の (進化した) 質量であり、初期 (形成) 質量ではありません。

比較のため、質量が 60 M _☉未満の注目すべき大きな星をいくつ か下の表に示します。最後に太陽があります。太陽は非常に近いですが、小さすぎるためリストに含めることはできません。現在、リストされている星はすべて肉眼で見え、比較的近いです。

ブラックホールは、大質量星の進化の終着点です。^[A]厳密に言えば、ブラックホールは中心核での核融合による熱と光の生成が停止しているため、星ではありません。ブラックホールの中には宇宙起源のものもあり、その場合は星になることはなかったでしょう。これは、最も質量の大きいブラックホールの場合に特に可能性が高いと考えられています。

• 恒星ブラックホールは、およそ4～15 M _☉の質量を持つ天体です。
• 中間質量ブラックホールの範囲は100〜10,000 M☉です_。
• 超大質量ブラックホールは数百万から数十億M☉の範囲にあります_。