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光度の大きい恒星の一覧

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2023/08/11 20:51 UTC 版)

光度の大きい恒星の一覧（こうどのおおきいこうせいのいちらん）では、表を用いて恒星の光度を一覧で掲載する。

脚注

注釈

^ 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^[20]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。

出典

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^ ^a ^b 連星とみなした場合：31.9なので、その2^-0.5≒0.707…倍とした。
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g 中央値
^ 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。
^ 伴星のほうが主星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り、本表の上位に記載されている恒星もほぼ全てが大質量星である)
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^ 極小期(最大値)
^ ^a ^b ^c ^d かじき座S星は、表面温度が低い極大期(膨張時)よりも表面温度が高い極小期(収縮時)のほうがエネルギー放出量が大きい。つまり、表面積(半径の2乗に比例)の影響よりも、表面温度(の4乗に比例)の影響が大きい。ただし、表面温度が高くなると紫外線の比率が高まるので、可視光のみの光度は極大期のほうが大きい。つまり、極小期は放出エネルギーは増えるが減光し、極大期には放出エネルギーは減るが増光する、のである。
^ ^a ^b 極小期(最小値)
^ ^a ^b 極小期(最大値；最も暗い時の値)
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^ 出典中では、1.4×10^6と記載されているが、これを輻射絶対等級に換算すると-10.545となり、同出典中に記載されている輻射絶対等級の値：-10.6とずれてしまう。本表の値は有効数字3桁で記されているものが多いので、この値から解釈可能な最小値：1,430,000(輻射絶対等級：-10.55→光度：1,420,044を切り上げて1,430,000)とした。
^ ^a ^b 連星系を構成する他方の星よりも半径・質量ともに小さく、可視光での明るさも小さいが、表面温度が極端に高いためにエネルギー放出量はこちらのほうが大きいので、主星扱いとした
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^ ^a ^b 連星系を構成する他方の星よりも半径・質量ともに大きく、可視光での明るさも大きいが、表面温度が極端に高い他方の星のほうがエネルギー放出量が大きいので、伴星扱いとした
^ 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。
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^ 表面温度と半径から算出した概算値；Luminosity＝56,881としている出典もあるが、これが正しいと仮定した場合は半径の値は約11(半分)でないと計算が合わない。(スペクトル分類は明らかなので、表面温度は誤差があるとしても小さい)
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^ Mauron, N.; Josselin, E. (2011). “The mass-loss rates of red supergiants and the de Jager prescription”. Astronomy and Astrophysics 526: A156. arXiv:1010.5369. Bibcode: 2011A&A...526A.156M. doi:10.1051/0004-6361/201013993.
^ 表面温度と半径から算出した概算値；やや古い(2003年)が、82,000としている資料もある
^ Marchenko, Sergey V.; Rauw, Gregor; Antokhina, Eleonora A.; Antokhin, Igor I.; Ballereau, Dominique; Chauville, Jacques; Corcoran, Michael F.; Costero, Rafael et al. (2000). “Coordinated monitoring of the eccentric O-star binary Iota Orionis: Optical spectroscopy and photometry”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 317 (2): 333. Bibcode: 2000MNRAS.317..333M. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03542.x.
^ 連星系Aとしての実視等級
^ ^a ^b ^c ^d 連星系Aaを構成する2つの星の合計値；"Aa"と記されている通り、みなみじゅうじ座アルファ星は、主星系Aと伴星Bの連星であり、さらに主星系AはAaとAbの連星であるが、Aaもさらに2つの星から構成されている。
^ ^a ^b ^c スペクトル分類から推定した最大値
^ Hopkins, Jeffery L.; Bennett, Philip D.; Pollmann, Ernst (2015-05), “VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19”, Society for Astronomical Sciences 34th Annual Symposium on Telescope Science (Society for Astronomical Sciences): 83-90, Bibcode: 2015SASS...34...83H
^ スペクトル分類からの推定値
^ Kaler,James B.. “Adhara”. Stars website. University of Illinois. 2014年7月13日閲覧。
^ Prinja, Raman K. (1989). “Ultraviolet observations of stellar winds in Be and 'normal' B non-supergiant stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 241 (4): 721–752. Bibcode: 1989MNRAS.241..721P. doi:10.1093/mnras/241.4.721. 出典の値：41,700は伴星Abとの合計値。主星と伴星がほぼ同様な性質であることから、約半分(有効数字3桁目を切り上げ)とした。
^ ^a ^b Tkachenko, A. et al. (May 2016), “Stellar modelling of Spica, a high-mass spectroscopic binary with a β Cep variable primary component”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 458 (2): 1964–1976, arXiv:1601.08069, Bibcode: 2016MNRAS.458.1964T, doi:10.1093/mnras/stw255
^ 表面温度と半径から算出した概算値。
^ ^a ^b De Mey, K.; Aerts, C.; Waelkens, C.; Van Winckel, H. (1996). “The early-type multiple system η Orionis. II. Line profile variations in component Ab”. Astronomy and Astrophysics 310: 164. Bibcode: 1996A&A...310..164D.
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^ 赤道半径；極半径は7.3、アケルナルは猛スピードで自転しているため、赤道方向につぶれた形をしている。
^ Ohnaka, K. (January 2014), “High spectral resolution spectroscopy of the SiO fundamental lines in red giants and red supergiants with VLT/VISIR”, Astronomy and Astrophysics 561, arXiv:1310.7972, Bibcode: 2014A&A...561A..47O, doi:10.1051/0004-6361/201321581
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^ Professor James B. (Jim) Kaler. “Regulus”. University of Illinois. 2016年12月9日閲覧。
^ 極温度；赤道温度は10,200。遠心力の影響。
^ 赤道半径；極半径は約3.3、レグルスは猛スピードで自転しているため、赤道方向につぶれた形をしている。
^ Heiter, U.; Jofré, P.; Gustafsson, B.; Korn, A. J.; Soubiran, C.; Thévenin, F. (2015). “GaiaFGK benchmark stars: Effective temperatures and surface gravities”. Astronomy & Astrophysics 582: A49. arXiv:1506.06095. Bibcode: 2015A&A...582A..49H. doi:10.1051/0004-6361/201526319.
^ ^a ^b カペラA(カペラAaとカペラAbの連星系)としての値
^ ^a ^b ^c 輻射絶対等級＞(可視光のみの)絶対等級となることは本来はあり得ないのだが、可視光が放出エネルギーのほとんどを占めている星においては、誤差の累積によって、輻射絶対等級＞絶対等級値となることもある。
^ Yoon, Jinmi et al. (January 2010). “A New View of Vega's Composition, Mass, and Age”. The Astrophysical Journal 708 (1): 71–79. Bibcode: 2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71.
^ 光度の値と出典が異なる
^ 極温度；赤道温度は8,162。遠心力の影響。
^ 赤道半径；極半径は2.362、ベガは猛スピードで自転しているため、赤道方向につぶれた形をしている。
^ D. M. Peterson et al. (2006). “Resolving the Effects of Rotation in Altair with Long-Baseline Interferometry”. The Astrophysical Journal 636 (2): 1087–1097. Bibcode: 2006ApJ...636.1087P. doi:10.1086/497981. See Table 2 for stellar parameters.
^ Kervella, P. et al. (January 2004), “The diameter and evolutionary state of Procyon A. Multi-technique modeling using asteroseismic and interferometric constraints”, Astronomy and Astrophysics 413 (1): 251–256, arXiv:astro-ph/0309148, Bibcode: 2004A&A...413..251K, doi:10.1051/0004-6361:20031527