最も明るい星のリスト

これは、絶対等級、つまり恒星本来の光度順に並べられた恒星のリストです。これは直接観測できないため、見かけの等級（地球から見た明るさ）、各恒星までの距離、および星間減光の補正から計算する必要があります。以下のリストの項目は、さらに補正されて、すべての波長にわたって積分されたボロメータ等級が提供されます。これは、複数の測光フィルターでの測定と、恒星のスペクトル型および/または有効温度に基づく恒星スペクトルの外挿に依存しています。

エントリは、太陽の光度( L _☉ )の倍数で表した放射光度と放射光絶対等級を示します。天文学のすべての等級システムと同様に、後者のスケールは対数で反転しており、負の数が多いほど明るくなります。

このリストにあるほとんどの星は、距離が遠い、減光が大きい、または光のほとんどを可視範囲外で放射しているため、地球から肉眼で見えるほど明るくありません。地球から見える最も明るい星のリストについては、最も明るい星のリストを参照してください。肉眼で見えるL _☉が 100 万を超える星が 3 つあります。WR 22、WR 24、およびイータカリーナです。これらの星はすべて、カリーナ星雲にあります。

見かけの等級を正確に測定できたとしても、恒星の明るさを正確に測定することは、次の 4 つの理由により困難です。

1. 見かけの等級を絶対等級に変換するには、星までの距離dがわかっている必要があります。絶対等級とは、星が観測者から 10パーセク(約 32 光年) 離れている場合の見かけの等級です。見かけの明るさは距離の 2 乗 (つまり 1/ d ^{2 ) に比例して減少するため、} d の決定における小さな誤差 (たとえば 10%) は、光度における誤差が約 2 倍 (つまり 20%) になることを意味します (二項近似を参照)。星までの距離は、 d が約 1,000 光年までしか正確に直接測定できません。 ^[要出典]
2. 観測された等級は、介在する星間または星周の塵やガスによる吸収や減光を考慮して補正する必要があります。この補正は膨大になる可能性があり、正確に決定するのは困難です。たとえば、約 50 年前に正確な赤外線観測が可能になるまで、天の川銀河の中心は肉眼ではまったく見えませんでした。
3. 測定された波長における等級は、観測されていない等級について補正する必要があります。「絶対等級」（この用語は実際には冗長です。等級はほぼ常に「絶対」、つまり距離について補正されているため）は、星の光度の尺度であり、すべての波長での放射を合計したもので、したがって星が毎秒放射するエネルギーの総量です 。等級は、モデル化する必要があるスペクトルの観測されていない部分を補正することによってのみ推定できますが、これは常に問題であり、多くの場合、大きな補正が必要です。リストの大部分は、エネルギー出力の大部分を紫外線で生成する高温の青い星ですが、これらは必ずしも可視波長で最も明るい星とは限りません。
4. 非常に高い光度で発見された恒星系の大部分は、後に連星系であることが判明しました。通常、これにより、システム全体の光度が減少し、いくつかの構成要素に分散されます。これらの連星系が一般的である理由は、高質量高光度の恒星を生成する条件が多重星系にも有利であるためですが、高光度の恒星の探索は、必然的に、より普通の複数の恒星が結合して明るく見える系を検出する方向に偏っているためです。^{[引用が必要]}

これらすべての問題のため、他の参考文献では最も明るい恒星について非常に異なる値が示されている場合があります (順序が異なるか、まったく異なる恒星)。異なる恒星のデータは、特定の恒星が受けた注目度や、分析における物理的困難度が大きく異なること (例としてピストル スターを参照) によって、信頼性が多少異なる場合があります。リストの最後の恒星は、比較のために示されているよく知られた近隣の恒星であり、最も明るい既知の恒星ではありません。また、太陽は、近傍 (数百光年まで) にある既知の恒星の約 95% よりも明るいことも読者の興味を引くかもしれません。これは、太陽よりもやや質量が小さく、温度が低く、多くの場合、はるかに明るさが低い恒星が多数存在するためです。参考までに、恒星の明るさの全体的な範囲は、太陽の 1/10,000 未満の矮星から 1,000,000 倍を超える明るさの超巨星まであります。

このリストは現在、主に銀河系とマゼラン雲の天体に限定されていますが、他の局部銀河群のいくつかの星については、その明るさを判定できるほど詳細に調べられるようになりました。この等級範囲にある疑わしい連星は、個々の構成要素の明るさに関する情報が不十分なため除外されています。比較のために、選択されたより暗い星も示されています。これらの星の多くは、非常に明るいにもかかわらず、肉眼で観察するには遠すぎます。肉眼で少なくとも時々見える星は、見かけの等級 (6.5 以上) が青で強調表示されています。重力レンズ効果により、強く拡大された星は、はるかに遠くから見ることができます。リストの最初の星、ゴジラ^{[1]は、遠方の}サンバースト銀河のLBVであり、おそらくこれまでに観測された中で最も明るい星ですが、19世紀に目撃されたイータカリーナの大噴火と同様に、少なくとも7年間続いている一時的な光度増加のエピソードを経験していると考えられています。

_{最初のリストには}、散開星団、OB星団、HII領域内の星など、推定光度が100万L☉以上の既知の星がいくつか表示されています。100万L☉_を超えると考えられる星の大部分が表示されていますが、リストは不完全です。

2 番目のリストには、比較の目的でいくつかの注目すべき星が示されています。

比較のために、 _{明るさが 100 万 L☉}未満のいくつかの著名な星をここに示します。

最も明るい恒星でさえ、クエーサーなどのより明るい恒星外恒星に比べるとはるかに明るさが低いことに注意してください。たとえば、3C 273 の平均見かけの等級は12.8 (望遠鏡で観測した場合) ですが、絶対等級は -26.7 です。この天体が地球から 10 パーセク離れたところにあった場合、空では太陽(見かけの等級 -26.744) とほぼ同じ明るさで見えるでしょう。したがって、このクエーサーの明るさは太陽の約 2兆(10 ^{12 ) 倍、または}天の川銀河のような平均的な大きな銀河の全光の約 100 倍になります。(クエーサーの明るさはしばしば多少変化することに注意してください。)

ガンマ線に関しては、マグネター（中性子星の一種）SGR 1806−20が2004年12月27日に極端なバーストを起こして地球に到達した。これは太陽系外起源でこの惑星に影響を与えた最も明るい出来事として知られている。これらのガンマ線が目に見えるとしたら、絶対等級は約-29で、太陽よりも明るかっただろう^{[疑わしい–議論の余地あり] （}スイフト宇宙船による測定による）。

1998年に測定されたガンマ線バースト GRB971214は、数百個の超新星に相当するエネルギーを持ち、当時は観測可能な宇宙で最もエネルギーの高いイベントであると考えられていました。その後の研究で、そのエネルギーはおそらく相対論的ジェットの幾何学によって地球に向かって「照射」された1個の超新星のエネルギーであったことが指摘されました。