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質量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）』 (2020/04/17 08:02 UTC 版)

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。

脚注

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^ 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。
^ 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。
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^ ^a ^b 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。
^ ^a ^b 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。
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^ 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。
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l 連星としての値
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^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p ^q ^r ^s ^t ^u 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。Gräfener, G.; Vink, J. S.; De Koter, A.; Langer, N. (2011). “The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars”. Astronomy & Astrophysics 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode: 2011A&A...535A..56G. doi:10.1051/0004-6361/201116701.
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^ 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。
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^ 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。
^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Gamen, R. C.; Arias, J. I.; Alfaro, E. J.; Oskinova, L. M. (2019). "The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters". arXiv:1904.04687 [astro-ph.SR]。
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^ ^a ^b 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。
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^ ^a ^b 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)。Martins, F.; Schaerer, D.; Hillier, D. J. (2005). “A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars”. Astronomy and Astrophysics 436 (3): 1049–1065. arXiv:astro-ph/0503346. Bibcode: 2005A&A...436.1049M. doi:10.1051/0004-6361:20042386.
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^ 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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^ "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。
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^ 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。
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^ 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。
^ 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。
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^ 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
^ 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。
^ 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
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^ Williams, S. J.; Gies, D. R.; Henry, T. J.; Orosz, J. A.; McSwain, M. V.; Hillwig, T. C.; Penny, L. R.; Sonneborn, G. et al. (2008). “Dynamical Masses for the Large Magellanic Cloud Massive Binary System [L72] LH 54-425”. The Astrophysical Journal 682: 492–498. arXiv:0802.4232. Bibcode: 2008ApJ...682..492W. doi:10.1086/589687.
^ 62倍という推定値もあったらしい。(出典不明)
^ Hendry, M. A.; Smartt, S. J.; Skillman, E. D.; Evans, C. J.; Trundle, C.; Lennon, D. J.; Crowther, P. A.; Hunter, I. (2008). “The blue supergiant Sher 25 and its intriguing hourglass nebula”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 388 (3): 1127. arXiv:0803.4262. Bibcode: 2008MNRAS.388.1127H. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13347.x.
^ 以下のように、60と推定する出典もある。Sher 25 Astronomy: The Stars
^ ^a ^b 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
^ ^a ^b 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。
^ ^a ^b 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
^ ^a ^b Bibby, J. L.; Crowther, P. A.; Furness, J. P.; Clark, J. S. (2008). “A downward revision to the distance of the 1806-20 cluster and associated magnetar from Gemini Near-Infrared Spectroscopy”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 386 (1): L23. arXiv:0802.0815. Bibcode: 2008MNRAS.386L..23B. doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00453.x.
^ ^a ^b 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。
^ Najarro, F.; Figer, D. F.; Hillier, D. J.; Geballe, T. R.; Kudritzki, R. P. (2009). “Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster”. The Astrophysical Journal 691 (2): 1816. arXiv:0809.3185. Bibcode: 2009ApJ...691.1816N. doi:10.1088/0004-637X/691/2/1816.
^ 太陽の100～200倍の質量があると推定されたこともあった。

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