質量の大きい恒星の一覧

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。

恒星の質量 質量の測定 恒星の質量を直接に測定できるのは、恒星が連星系の場合に限られる。特に二重連星の場合には、公転軌道の大きさや周期の測定により正確な質量が求められる。WR 20aaとabWR 20a is an Eclipsing Binary: Accurate Determination of Parameters for an Extremely Massive Wolf-Rayet System arXiv、及びNGC 3603-A1aとbThe very massive binary NGC 3603-A1 SAO/NASA ADSは、この性質を利用して、現在のところ最も信頼の置ける質量の数値が与えられている。全天の恒星の多くは連星系を作っているため質量の測定が可能であるが、単独の恒星の場合、その表面温度と絶対光度の関数として統計的に推定するしかない。すなわち、質量と絶対光度は4乗に比例して増減する質量光度関係があるので、それに表面温度にかかる補正を行なえば質量を推定できる赤い色の恒星は、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。。

質量測定の不確実性 実際には、大質量の恒星の多くは地球から見て数千光年以上も遠くにあり、連星系の場合、精密な観測によっても誤差を取り除く事ができず、決定的な数値が得られない。また、星団に所属している場合が多く、大量の星間物質や、恒星自身が放出したガスがあるため光がさえぎられてしまい、更に観測が難しくな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。。このような観測の邪魔になる物質は、時として恒星が単独であるのか、連星であるのか分からなくする事もある。例えば最も明るい恒星であるLBV 1806-20は、初めは質量が130太陽質量以上の単独の恒星であると考えられていたが、現在では質量が互いに65太陽質量の恒星の連星系であると推定されているTHE DOUBLE-LINED SPECTRUM OF LBV 1806 201 The Astrophysical Journal。

単独星では、そうした星間物質やガスにより、更に測定の精度が落ちる。表面温度と絶対光度のどちらか、あるいは両方が不確実であれば、数値に幅が生じる。例えば、質量が最も重いと推定される恒星R136a1の質量は、現在では太陽質量の265倍という数値が広く受け容れられているがIdentifying Stars of Mass > 150M⊙ from Their Eclipse by a Binary Companion arXivThe R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit arXivThe R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit ESO、推定の最大値は345倍、同じく最小値は230倍とされるなど幅がある。また、ケフェウス座VV星は、質量が太陽の100倍とする意見もあれば、25倍から40倍VV CEP (VV Cephei) stars.astro.illinois.edu程度とする説もある。ピストル星V* V4647 Sgr -- Variable Star of irregular type SIMBADは、自らが放出したガスであるピストル星雲NAME PISTOL -- HII (ionized) region SIMBADや、その周辺にある暗黒星雲に覆われており、その絶対光度はまだよく分かっていないHubble Identifies What May Be the Most Luminous Star Known Background Info HubbleSite。

大質量星の限界 かつては、太陽質量の40倍程度が恒星質量の上限であろうとされたが宮本正太郎　『宇宙とは何か』　講談社ブルーバックス　1967年、後の観測データの蓄積と充実により、さらに大きな質量もあることが分かってきた。ただし、恒星の質量が極めて大きい場合、核融合のエネルギーによってガスが膨張しようとする放射圧が、押さえつける力である重力を上回るため、安定して質量を維持できず、大量のガスを放出して質量を減らすと考えられる。いわゆる質量放出である。このような恒星では、誕生時から質量を減らし続けるため、誕生直後と現在の質量は大きく異なる。このような例はりゅうこつ座η星Aやピストル星で見られる。

放射によって自らの質量を安定して維持できなくなる限界質量はエディントン限界と呼ばれ、その限度は理論的には太陽の120倍の質量であると考えられているが、まだはっきりしておらず、その探索は現在でも続いている。大質量星を多く含むアーチ星団の観測では、太陽の150倍を超える質量の恒星は発見されていないThe Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars arXiv。

従来、ビッグバンから間もない時期にできた最初の恒星は質量が太陽の数百倍もある超巨大星ではないかと推定されてきたが、最近の研究では、せいぜい太陽質量の50倍以下であったとの結果が発表されている『日経サイエンス（Scientific American 日本版）』　日本経済新聞社　2012年1月号。

大きさとの関係 また、質量が大きい恒星は、必ずしも直径も大きいとは限らない。特に直径は恒星の進化によって大きく変化する。生まれたばかりの恒星の直径は比較的小さく、その後中心部で水素の核融合反応が進んでヘリウムの芯が成長するとともに中心の温度が上がり、それとともに次第に直径が大きくなり、最終的には炭素・酸素・ネオンその他の重い元素の核融合が始まるとともに急速に膨張して赤色超巨星になる、とするのが現在の恒星進化論の主導的見解である。例えばR136a1は知られている限りで最も重い恒星であるが、その直径は太陽の35.2倍である。しかし、大きな恒星として有名なおおいぬ座VY星（17Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry arXiv～40Mid-infrared interferometry on spectral lines: II. Continuum (dust) emission around IRC+10216 and VY CMa arXiv太陽質量）の1420 ± 120倍や、著名な恒星であるベテルギウス（18～19太陽質量BETELGEUSE (Alpha Orionis) stars.astro.illinois.edu）の1180倍PRECISION MEASUREMENTS OF THE DIAMETERS OF a ORIONIS AND o CETI AT 11 MICRONS IOPscienceのような赤色超巨星よりずっと小さい。

一覧 以下は、太陽質量の50倍以上と推定される恒星の一覧である。これまで述べてきたような理由により、以下の表に示す恒星の質量は、そのほとんどが議論の範疇にある。