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巨大质量恒星列表 维基百科，自由的百科全书 这是一份有关?巨大质量恒星的列表，依太阳质量的多寡排列。(1 太阳质量=?太阳的质量而不是太阳系的质量)。 恒星质量是恒星最重要的一个因素。与化学成分的组合，质量能确定一颗恒星的光度，它实际上的大小和它最后的命运。列在表上的恒星，由于它们的质量非常巨大，到最后大多都会爆发成超新星甚至是极超新星，然后形成黑洞。 目录 ?[隐藏] 1?不确定性和警告 2?恒星演化 3?巨大质量的恒星列表 4?黑洞 5?爱丁顿光度极限 6?参见 7?外部链接 8?参考 [编辑]不确定性和警告 表中所列出的恒星质量都是从理论上推测的，依据的是恒星很难测定的温度和绝对星等。所有列出的质量都是不确定的：因为都已经将目前的理论和测量技术发挥到了极限，而无论是理论或观测，只要有一个错误，或是两者都错，结果就会不正确。例如，仙王座 VV变星，依据这颗恒星特有的产物审查，质量就可能是太阳的25至40倍，或是100倍。 大质量恒星是很罕见的，表中列出的恒星距离都在数千光年以上，它们孤单的存在着，使距离很难测量。除了很远之外，这些质量极端巨大的恒星似乎都被喷发出来的气体云气包围着；周围的气体会遮蔽恒星的光度，使原本就很难测量的光度和温度更难测量，并且也使测量他们内部化学成分变成更加复杂的问题。 另一方面，云气的遮蔽也阻碍了观测，而难以确认是一颗大质量恒星，还是多星系统。下表中必然有一定数量的恒星也许是轨道极近的联星，每一颗恒星的质量必然也不小，但不一定是巨大的质量；这些系统仍然可以二选一的是一颗或多颗大质量恒星，或有许多质量不大的伴星。 因此表中许多恒星的质量经常是目前被研究的主题，质量经常被重测，而且经常被校正。 表中列出的质量中，最可靠的是NGC 3603-A1和WR20a+b，它们是从轨道测量中得到的。NGC 3603-A1和WR20a+b两者都是联星系统（两颗恒星沿着轨道互绕），运用开普勒行星运动定律，经由研究它们的轨道运动可以测量出两颗恒星各自的质量。NGC 3603-A1和WR20a+b还都是食双星，还可以测量径向速度和光度曲线来测量质量。 [编辑]恒星演化 一定数量的恒星也许已经抛出了比目前估计还要多的质量，但因为这些巨额质量的流失是经由次级的假超新星爆炸事件产生的，因此可能已经抛出了10倍于太阳的质量。 也会有一定数量的超新星和极超新星残骸，它们的质量可以依据在爆炸前观测到的前超新星或前极超新星的质量，和超新星或极超新星爆炸时的能量和事件的类型来估计。这种恒星（如果还未爆炸）将很容易出现在这张表中（但是它们也可能不在表中）。 [编辑]巨大质量的恒星列表 表上的恒星质量估计至少有太阳质量?的25倍或更大： 恒星名字 太阳质量(太阳=1) R136a1 265-320 HD 269810 150 Peony Nebula Star 150 海山二 150 手枪星 150 LBV 1806-20 130 HD 93129 A + B[1][2] A:120, B:80 HD 93250 118 NGC 3603-A1 A:114, B:84 Pismis 24-1?A + B[3][4] A:100-120, B:100 Arches cluster[5][6][7] Many stars: 100 to 130 Pismis 24-17[4] 100 S Doradus 100 Cygnus OB2-12 92 WR20 a + b[8] A:83, B:82 Melnick 42[9][10][11] 80-100 HD 97950[12][13] 80 Sk-71 51[14] 80 R 66 70 M33 X-7的伴星[15] 70 LH54-425?A + B[16] A:62, B:37 Var 83 in?M33[17] 60-85 Sher 25?in NGC 3603[18] 60 Zeta-1 Scorpii[19] 60 Zeta Puppis[20] 59 WR22[21] 55-74 Plaskett A + B[22][23] A:43, B:51 AG Carinae 50 WR102c[24] 45-55 IRS-8*[25] 44.5 HD 5980 A + B[26][27][28] A:40-62, B:30 Epsilon Orionis 40 HD 148937[29][30] 40 IRAS 05423-7120[14] 40 仙后座ρ 40 Theta1 Orionis C 40 Xi Persei[31] 40 Companion to NGC300 X-1[32] 38 Cluster