最も明るい星のリスト

絶対等級順に並べられた星
R136星団の近赤外線画像。この星団にはR136a1を含む、最も明るい既知の星が多数含まれています。クレジット:ESO/VLT

これは、絶対等級、つまり恒星本来の光度によって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、そして星間減光による補正から計算する必要があります。以下のリストの各項目は、さらに補正され、全波長にわたって積分された放射等級が得られます。これは、複数の測光フィルターによる測定と、恒星のスペクトル型および/または実効温度に基づく恒星スペクトルの外挿に基づいています

項目には、太陽の光度L )の倍数で表した放射光度と、放射光絶対等級が記されています。天文学における他の等級体系と同様に、後者は対数スケールで反転しており、負の数が多いほど明るくなります。

このリストに掲載されている星のほとんどは、地球から肉眼で見えるほど明るくありません。これは、距離が遠い、減光が大きい、あるいは光の大部分を可視光域外で放射しているためです。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ご覧ください。肉眼で見えるL☉100万を超える星は、 WR 22WR 24イータ・カリーナの3つです。これらの星はすべて、カリーナ星雲に位置しています

測定

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のは、次の 4 つの理由から困難です。

  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が分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(例えば10%)は、光度において約2倍(つまり20%)の誤差を意味します(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または減光を補正する必要があります。この補正は非常に大きくなり、正確な決定は困難です。例えば、約50年前に正確な赤外線観測が可能になるまで、天の川銀河中心は肉眼観測では完全に見えませんでした。
  3. 測定波長における等級は、観測されていない波長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。なぜなら、等級はほぼ常に「絶対」、つまり距離補正されているからです)は、星の光度を表す尺度であり、全波長における放射量を合計したもので、毎秒放射するエネルギーの総量を表します。等級を推定するには 、モデル化する必要がある観測されていないスペクトル部分を補正する必要がありますが、これは常に問題となり、多くの場合、大きな補正が必要になります。このリストの大部分は、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構成されていますが、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多くは、後に連星系であることが判明しています。通常、連星系全体の光度は減少し、複数の構成要素に分散されます。このような連星系が一般的に見られるのは、高質量・高光度の恒星を生み出す条件が重連星系にも有利に働くためだけでなく、高光度の恒星の探索は、必然的に、より一般的な複数の恒星が結合して明るく見える系を検出する傾向にあるためです。[要出典]

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、解析における大きく異なる物理的な困難 (例としてピストル スターを参照) によって、多少信頼性が異なる可能性があります。リストの最後の恒星は、比較のために示されている近くのよく知られた恒星であり、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でしょう。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小さ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 倍以上の明るさの超巨星まであります。

データ

伝説
ウォルフ・ライエ星
明るい青色の変数
O型星
B型星
A型星
F型星

このリストは現在、主に私たちの銀河系とマゼラン雲内の天体に限定されていますが、他の局部銀河群内のいくつかの恒星については、光度を決定できるほど詳細に調べられるようになっています。この等級範囲にある連星系と思われるものの中には、個々の構成要素の光度に関する情報が不十分なため除外されているものもあります。比較のために、より暗い恒星もいくつか示されています。これらの恒星は非常に明るいにもかかわらず、肉眼では観測できないほど遠くにあるものも少なくありません。肉眼で少なくとも時々見える恒星は、見かけの等級(6.5等級以上)が青で強調表示されています。

重力レンズ効果のおかげで、強く拡大された星ははるかに遠くからでも観測できます。遠方のサンバースト銀河にあるLBV(低密度銀河)であるゴジラ[1]は、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世紀に観測されたイータ・カリーナの大噴火に類似した、少なくとも7年間続く一時的な光度増加現象を起こしていると考えられています

最初のリストには、推定光度が100万L☉以上の既知の恒星がいくつか表示されています。これには散開星団OB星団HII領域に含まれる恒星が含まれます。100万L☉超えると考えられる恒星の大部分も表示されていますが、このリストは完全ではありません。

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スターが示されています。

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

星の名前 ボロメトリック
光度( L☉
絶対
放射
等級

地球からのおおよその距離(光年
見かけ
の可視等級
有効温度( K リンク 参照
きょうだい座α星NGC 1502からの逃走星 67万6000 -9.835 6,000 4.29 29,000 シンバッド [119] [30]
WR 78さそり座OB1NGC 6231内) 63万1000 -9.76 4,100 6.48 50,100 シンバッド [32] [33]
λ Cephei (ケフェウス OB3 からの 暴走星) 63万1000 -9.76 3,100 5.05 3万6000 シンバッド [125] [30]
P Cygni (Cygnus OB1 の IC 4996 内) 61万 -9.723 5,100 4.82 18,700 シンバッド [126] [30] [w]
WR 79a (さそり座OB1NGC 6231 60万3000 -9.71 5,600 5.77 3万5000 シンバッド [127] [30]
ζ Puppis (Vela Molecular Ridgeの Vela R2 の Naos ) 446,700 -10.035 1,080 2.25 4万 シンバッド [128] [125] [30] [x]
η りゅうこつ座B (りゅうこつ星雲トランプラー 16内) 40万 -9.265 7,500 4.3(合計) 37,200 シンバッド [129] [18]
μ NormaeNGC 6169 339,000 -9.085 3,260 4.91 2万8000 シンバッド [130] [30]
κ カシオペア(カシオペア OB14 内) 30万2000 -8.96 4,000 4.16 23,500 シンバッド [131] [30]
τ おおいぬ座Aa ( NGC 2362) 299,000 -8.95 5,120 4.89 3万2000 シンバッド [132] [30]
θ Muscae Ab (ケンタウルス座 OB1 内) 29万5000 -8.935 7,400 5.53(合計) 3万3000 シンバッド [133] [30]
γ 2 Velorum B(Vela OB2内) 28万 -8.878 1,230 1.83(合計) 3万5000 シンバッド [134] [30]
ε Orionis (オリオン複合体のオリオン OB1アルニラム) 27万1000 -9.585 2,000 1.69 27,500 シンバッド [135] [131] [30]
ξペルセウス(ペルセウス座カリフォルニア星雲 OB2 の メンキブ) 26万3000 -8.81 1,200 4.04 3万5000 シンバッド [119] [30]
ζ Orionis Aa (オリオン複合体のオリオン OB1アルニタク) 25万 -8.755 1,260 2.08 29,500 シンバッド [136]
θ Muscae Aa (ケンタウルス座 OB1 の WR 48) 234,000 -8.685 7,400 5.53(合計) 83,000 シンバッド [137] [30]
ο 2おおいぬ座( Collinder 121内) 21万9000 -8.61 2,800 3.043 15,500 シンバッド [138] [30]
θ 1オリオン座 C 1 (オリオン座複合体台形星団) 204,000 -8.535 1,340 5.13(合計) 39,000 シンバッド [139] [30]
オリオン座δ星Aa1(オリオン複合体オリオンOB1のミンタカ 19万1000 -8.46 1,200 2.5(合計) 29,500 シンバッド [140] [141]
γ 2ヴェローラムA (ヴェラ OB2の WR 11 ) 17万 -8.336 1,230 1.83(合計) 57,000 シンバッド [134] [30]
η おおいぬ座(コリンダー 121のアルドラ) 15万1000 -8.21 2,000 2.45 15,000 シンバッド [131] [30]
κ Crucis (ケンタウルス星団 OB1 の 宝石箱内) 15万1000 -8.21 7,500 5.98 16,300 シンバッド [142] [56]
λ オリオン座A (オリオン複合体衝突型 69のメイッサ) 15万 -8.2 1,100 3.54 37,700 シンバッド [143] [144]
オリオン座β星A(オリオンOB1リゲル 12万 -7.96 860 0.13 12,100 シンバッド [145] [30]
θ 2オリオン座A(オリオン座複合体のオリオンOB1内) 10万7000 -7.833 1,500 5.02 34,900 シンバッド [146] [147]
ベテルギウス 87,100 -7.61 550 0.50 3,600 シンバッド [148] [149]
アンタレスA 75,900 -7.46 550 0.6~1.6 3,660 シンバッド [150] [151]
ζ へびつかい座(さそり座 OB2さそり座上部サブグループ) 74,100 -7.435 370 2.569 34,000 シンバッド [119] [30]
ι Orionis Aa1 (オリオン複合体NGC 1980のハティサ) 6万8000 -7.341 1,340 2.77(合計) 32,500 シンバッド [152] [153]
υ オリオン座オリオン座複合体オリオンOB1内) 6万 -7.205 2,900 4.618 33,400 シンバッド [154] [155]
κ Orionis (オリオン複合体オリオン OB1のサイフ) 57,000 -7.147 650 2.09 26,500 シンバッド [132] [30]
σ Cygni(白鳥座 OB4 内) 52,000 -7.06 3,260 4.233 10,800 シンバッド [156] [157]
ζペルセイ(ペルセウス座OB2) 47,000 -6.941 750 2.86 20,800 シンバッド [132] [30]
μ Columbae (トラペジウム星団暴走星) 4万6000 -6.91 1,300 5.18 3万3000 シンバッド [158] [30]
σオリオン座Aa(オリオン複合体オリオンOB1内) 41,700 -6.81 1,260 4.07(合計) 3万5000 シンバッド [159] [160]
δ Scorpii A(さそり座OB2上部さそり座亜群のDschubba ) 3万8000 -6.71 440 2.307(合計) 27,400 シンバッド [161] [162]
ε ペルセウスA ( α ペルセウス星団) 28,300 -6.391 640 2.88(合計) 26,500 シンバッド [132] [163]
θカリーナA(さそり座OB2IC 2602内) 25,700 -6.284 460 2.76(合計) 31,000 シンバッド [132] [164]
おおいぬ座 β (さそり座 OB2ローカルバブルのミルザム) 2万5000 -6.26 490 1.985 23,200 シンバッド [165] [166]
σ Orionis Ab (オリオン複合体オリオン OB1内) 18,600 -5.934 1,260 4.07(合計) 29,000 シンバッド [159] [160]
σオリオン座B(オリオン複合体オリオンOB1内) 15,800 -5.757 1,260 4.07(合計) 31,000 シンバッド [159] [160]
θ 2オリオン座B(オリオン座複合体のオリオンOB1内) 12,300 -5.485 1,500 6.38 29,300 シンバッド [167]
γ オリオン座(オリオン複合体ベラトリックス星団のベラトリックス) 9,210 -5.17 250 1.64 21,800 シンバッド [168] [169]
ι オリオン座Aa2(オリオン座複合体のNGC 1980内) 8,630 -5.1 1,340 2.77(合計) 27,000 シンバッド [152] [153]
おうし座 λ (うお座-エリダヌス星流) 5,800 -4.669 480 3.47(合計) 18,700 シンバッド [132] [170]
へびつかい座 ρ A (さそり座 OB2のへびつかい座雲群 ρ) 4,000 -4.285 360 4.63(合計) 2万2000 シンバッド [171] [30]
δ ペルセ星( α ペルセ星団) 2,860 -3.901 520 3.01 14,900 シンバッド [172] [164]
α Scorpii B(さそり座 OB2ループ I バブル内) 2,820 -3.885 550 5.5 18,500 シンバッド [173] [144]
α Pavonis Aa ( Tucana-Horologium Associationのクジャク) 2,150 -3.593 180 1.94 17,700 シンバッド [174] [153]
おうし座η (プレアデス星団のアルシオーネ) 1,820 -3.409 440 2.87(合計) 12,300 シンバッド [175] [30]
ο ベロラム(さそり座 OB2IC 2391内) 1,000 -2.76 490 3.6 16,200 シンバッド [176] [164]
ψ ペルセ星( α ペルセ星団) 775 -2.483 580 4.31 16,000 シンバッド [172] [30]
γ おおいぬ座( Collinder 121のムリフェイン) 715 -2.397 440 4.1 13,600 シンバッド [172] [177]
ο みずがめ座(魚座-エリダヌス星流) 340 -1.589 440 4.71 13,500 シンバッド [172] [178]
Φ エリダニ( Tucana-Horologium Association) 255 -1.276 150 3.55 13,700 シンバッド [179] [180]
ν Fornacis (魚座-エリダヌス星流内) 245 -1.233 370 4.69 13,400 シンバッド [181] [30]
ε カマエレオンティス(さそり座 OB2ε カマエレオンティス移動群内) 100 -0.26 360 4.91 10,900 シンバッド [182] [164]
η カマエレオンティス(さそり座 OB2η カマエレオンティス移動群内) 95 -0.204 310 5.453 12,500 シンバッド [172] [56]
ε Hydri ( Tucana-Horologium Association内) 60 0.295 150 4.12 11,000 シンバッド [183]​​ [172]
みずがめ座τ 1 (魚座-エリダヌス星流) 50 0.429 320 5.66 10,600 シンバッド [172] [184]
β 1 Tucanae ( Tucana-Horologium Association内) 40 0.735 140 4.37 10,600 シンバッド [185] [144]
太陽太陽系 1 4.739996 0.0000158 -26.744 5,772 国際オーグメンテーション [186] [187] [188]

最も明るい恒星でさえ、クエーサーのようなより明るい恒星系外恒星よりもはるかに明るさが低いことに注意してください。例えば、3C 273の平均視等級は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パーセク離れた場合、空では太陽(視等級-26.744)とほぼ同じ明るさに見えるでしょう。したがって、このクエーサーの明るさは太陽の約2兆倍(10の12乗)であり、これは私たちの天の川銀河のような平均的な大規模銀河の全光量の約100倍に相当します。(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イベント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-議論が必要] (スウィフト宇宙船による測定による)。

1998年に観測されたガンマ線バースト GRB 971214は、当時、観測可能な宇宙で最もエネルギーの高い事象と考えられており、そのエネルギーは数百個の超新星に相当するものでした。その後の研究で、このエネルギーはおそらく1個の超新星のエネルギーが相対論的ジェットの幾何学によって地球に向かって「ビーム」されたものである可能性が指摘されました。

  1. ^ M33-013406.63(LGGS J013406.63+304147.8とも呼ばれる)は、過去には800万以上の明るさを持つ恒星であると考えられていましたが、新しい文献ではM33-013406.63は連星である可能性があり、主星の明るさは約450万に低下すると示唆されています。
  2. ^ 連星系、あるいは3つの恒星である可能性もあるとされている。しかし、伴星は主星にほぼ完全に覆い隠されている。
  3. ^ ab マーサー23は銀河面近くにある散開星団です。
  4. ^ abcdef マーサー30はドラゴンフィッシュ星雲にある散開星団です。
  5. ^ この論文では、ボロメータ等級が -11.5 ではなく -10.5 と誤って記載されています。
  6. ^ abcd これは連星系ですが、副星は主星よりも明るさがはるかに低いです。
  7. ^ VVV CL041は散開星団。
  8. ^ Cl 1813-178は分子雲複合体W33複合体内の散開星団である。
  9. ^ abc VVV CL074は散開星団です。
  10. ^ 変動あり、1994年の爆発時には明るさが5倍になった。
  11. ^ 明るい青色の変数、ピーク光度を表示。
  12. ^ G10.0-0.3は銀河中心の電波星雲です。
  13. ^ マーサー81は分子雲G338.4+0.2内の散開星団である。
  14. ^ abc DBSB 179は分子雲G347.6+0.2内の散開星団である。
  15. ^ ボッフム10はカリーナ星雲にある散開星団です。
  16. ^ 青い泡星雲は、Hen 3-519 の周囲にあるウォルフ・ライエ星雲です。
  17. ^ 厳密に言えば、MSX5C G358.5391+00.1305 は恒星の名前、Wray 17-96 は星雲の名前です。
  18. ^ N135は大マゼラン雲にある散光星雲です。
  19. ^ DEM S10は小マゼラン雲のHII領域です。
  20. ^ FSR 1555は星団です。
  21. ^ DEM S80は小マゼラン雲のHII領域です。
  22. ^ SFC 27は分子雲G291.27-0.71の一部である。
  23. ^ IC 4996は白鳥座OB1にある散開星団です。
  24. ^ Vela R2 は Vela 分子リッジの OB 連星です。

銀河の輝く星

参照

参考文献

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  • R136クラスター
  • マグニチュードシステム
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