Es sind Sterne mit einer geschätzten Masse von mindestens 25 M☉ aufgeführt. Bei den angegebenen Massen handelt es sich um die geschätzten gegenwärtigen Massen, nicht um diejenigen zum Zeitpunkt der Sternbildung, da die Sterne schon mehrere Dutzend Sonnenmassen (z. B. durch Sternwind, koronalen Massenauswurf etc.) verloren haben können.
Name MasseBei den angegebenen Werten handelt es sich um Mittelwerte.Alle Angaben in Sonnenmassen M☉. Abw. RadiusAlle Angaben in Sonnenradien R☉. Abw. TemperaturAlle Angaben in Tsd. Kelvin. Abw. LuminositätAlle Angaben in 10X-fachen der Leuchtkraft der Sonne L☉. Abw.R136a1mnras.oxfordjournals.org S. 740 Table 5 265Die Abweichungen vom Mittelwert betragen z. B. für R136a1 bzgl. der Masse von 265 M☉ (d. h. max. 345 und min. 230 M☉) und bzgl. des Radius von 35,4 R☉ (d. h. max. 39,4 und min. 31,8 R☉'). 35,4 53 6,94106,94 entspricht dem 8,7 Mio.-fachen der Leuchtkraft der Sonne L☉.R136a2 195 29,5 53 6,78R136c 175 30,6 51 6,75WR 102kaarxiv.org S. 13 Table 8 175Es handelt sich hierbei um die ursprüngliche Masse. Die gegenwärtige Masse von WR 102ka ist unbekannt, die von WR 102kc liegt bei 45 ~ 55 M☉. k. A. k. A. k. A.HD 269810iopscience.iop.org Table 1arxiv.org S. 6 und S. 8 Table 1 150 k. A. 52,5 6,34VFTS 682arxiv.org 150 k. A. 52,5 6,5R136a3 135 23,4 53 6,58NGC 3603-Bmnras.oxfordjournals.org S. 737 Table 4 132 33,8 42 6,46WR42earxiv.org S. 5 "≈125-135 M☉ […] ≈6.2–6.5 L/L☉" 130 k. A. k. A. 6,35WR 102kc 125 k. A. k. A. k. A.Arches-F9arxiv.org S. 6 Table 2: Spalten T∗ und R∗ 121arxiv.org S. 5 Table 1: Mittelwert der Spalten Mw2 und Mw1 36,9 36,8 6,35 η Carinae Aarxiv.org S. 4 "The η Car binary parameters used by us are based on several papers and taking into account the present disagreement on some of the binary parameters […] M1 = 120 M☉ […] R1 = 180 R☉" u. S. 26 "M1 = 160 M☉ […] R1 = 180 R☉"arxiv.org S. 4 "[…] lower limit of 60 R☉ […] a larger radius (∼240 R☉) is now preferred." 120Bzgl. der Daten des Doppelsternsystem η Carinae gibt es keinen allgemeinen Konsens: siehe EN. 180 9,4 - 37,2 k. A.NGC 3603-A1a 120 29,4 42 6,39 HD 93250Möglicherweise handelt es sich bei HD 93250 aber um ein Doppelsternsystem: siehe EN.iopscience.iop.org S. 3 "we derive a mass ratio M2/M1 of 0.9." bzw. "Assuming a circular orbit and a primary mass M1 of 47 M☉" und S. 5 "we provided evidence that HD 93250 is an O+O binary system."usm.uni-muenchen.de 118 18 50,5 6,09arxiv.org S. 9 NGC 3603-C 113 26,2 44 6,35Arches-F1 110 41,6 33,7 6,3 Arches-F6 110 41,7 34,7 6,35 Cyg OB2-12aanda.org S. 6 und S. 8 Table 4 110 246 13,7 6,28Sk-68° 137 100 k. A. 55 6,19NGC 3603-A1b 92 25,9 40 6,18WOH G64arxiv.org S. 10 25 1540 3,4 k. A.
Obere Grenze für die Masse Die Eddington-Grenze und die Humphreys-Davidson-Grenze liefern Anhaltspunkte für die maximale Leuchtkraft und damit die maximale Masse, die ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht haben kann. Ist diese Grenze überschritten, dann überwindet der Strahlungsdruck den hydrostatischen Druck und in der Folge wird der Stern instabil und fängt an, seine äußeren Schichten abzustoßen, wodurch er Masse verliert.
Siehe auch Liste der Listen von Sternen Liste sehr großer Sterne Liste der hellsten Sterne
Einzelnachweise
! Sternemassereich