تعتبر كتلة النجم أهم خصائصه بالإضافة إلى تركيبه الكيميائي وكذالك حجمه، حيث أن كتلة النجم تحدد إضاءته وحجمه وعمره ومصيره. وبسبب كتلتهم البالغة، فلأن تلك النجوم تنتهي في آخر عمرها بأنفجار في صورة مستعر أعظم أو مستعر مفرط العظمة وتكوّن ثقبًا أسودَ ذو كتلة فائقة أيضًا.
حدود الدقة
معظم الكتل المعطاة في القائمة أسفله لا تزال تحت البحث للتأكد من قيمها وأحيانا يعدل البحث العلمي كلما زادت دقته قيمة نجم هنا أو هناك.
وترجع قيم الكتل المذكورة في القائمة إلى تقديرات نظرية مبنية على قياسات للنجم مثل درجة حرارته وإضاءته (لمعانه المطلق). والكتل المذكورة هنا ليست أكيدة حيث أن كلا من النظريات والقياسات تستخدم أحدث ما وصلت إليه الأجهزة والمعرفة. وقد تكون النظريات أو القياسات خاطئة أو كلاهما خاطئ .على سبيل المثال النجم في في الملتهب والذي تعين كتلته بالاعتماد على بعض خصائصه فقد تكون كتلته في الحقيقة بين 25 إلى 40 كتلة شمسية كما تؤيد بعض القياسات أن كتلته قد تصل إلى 100 كتلة شمسية.
النجوم كبيرة الكتلة تعتبر نادرة، ويجدها الفلكيون عادة بعيدا جدا عن الأرض في أعماق الكون. وجميع النجوم في القائمة تبعد عنا آلاف السنين الضوئية وهذا وحده يصعب إجراء القياسات .. وبالإضافة إلى مشكلة البعد فأن النجوم ذات الكتلة الكبيرة محاطة بسحب من الغاز المتدفق، يعمل هذا الغاز على حجب النجم عنا فيصعب قياس إضاءة ودرجة حرارة النجم، وبالتالي يصعب تعيين التركيب الكيميائي الداخلي له. وفي بعض الحالات تؤدي صعوبة تعيين التركيب الكيميائي للنجم إلى صعوبة تعيين كتلته.
وعلاوة على ذلك فان حجب النجم عنا بواسطة الغازات يجعل من الصعب تحديد هل هو نجم كبير الكتلة منفرد أم أنه نجم ثنائي أو نظام نجمي متعدد. وقد تكون بعض النجوم المذكورة في القائمة تتألف في الواقع من نجمين أو أكثر مترافقة في مدارات متقاربة، كما قد يكون كل نجم في النظام النجمي كبير الكتلة وليس بالضرورة أن يكون أحدهم فقط. ولكن يوجد أيضا احتمال أن يكون أحد نجوم النظام فائق الكتلة والباقين نجوما عادية. وتعمل سحابة الغاز المحيطة بالنجم على صعوبة البت في ذلك.
ومن ضمن الكتل المعينة بدقة في القائمة نجد إن جي سي 3603 -أ1 ونجم عنقود وسترلوند 2 النجم وولف رايت 20أ والنجم الثنائي نجم وولف رايت 21أ. كتل النجوم الثلاثة عينت عن طريق قياس الحركة المدارية للنجم الثنائي أي له نجم قرين يدور حوله مما يجعل تعيين كتلة النجمين ممكنة من خلال دراسة الحركات المدارية وعن طريق تطبيق قوانين كبلر الخاصة بحركة الكواكب ، وهذه يشمل قياس السرعات الشعاعيةوالمنحنيات الضوئية . قياس السرعات الشعاعية لا يسفر إلا عن الحد الأدنى لقيمة الكتل وذلك اعتمادا على الميل، وتوفر المنحنيات الضوئية للنجوم الثنائية الكسوفية المعلومات الناقصة.
.
أهمية التطور النجمي
بعض النجوم قد تكون أثقل مما هي عليه اليوم. ومن المرجح أن الكثير من النجوم قد فقدت عشرات الكتل الشمسية من المواد في عملية التفريغ، أو في أحداث انفجار شبة مستعر أو مستعر أعظم مخادع وهناك أيضا - أو بالأحرى - نجوم تظهر الآن على القائمة ولكن لم تعد موجودة كنجوم.[2]
الثقب الأسود هو المرحلة الأخيرة من عمر نجم عظيم الكتلة . وفي الواقع فهو ليس نجما حيث أنه لا يولّد طاقة عن طريق الاندماج النووي (يتوقف الاندماج النووي في النجم كبير الكتلة بعد استهلاكه لوقوده من الهيدروجينوالهيليوم ويصبح ثقبا أسودا لا يشع ضوءا).
^Rupert W. Anderson (31 مارس،2015). The Cosmic Compendium: Black Holes. ص. 120. {{استشهاد بكتاب}}: تحقق من التاريخ في: |سنة= (مساعدة)
^ ابجدهوزحطيCrowther، Paul A.؛ Caballero-Nieves، S. M.؛ Bostroem، K. A.؛ Maíz Apellániz، J.؛ Schneider، F. R. N.؛ Walborn، N. R.؛ Angus، C. R.؛ Brott، I.؛ Bonanos، A.؛ De Koter، A.؛ De Mink، S. E.؛ Evans، C. J.؛ Gräfener، G.؛ Herrero، A.؛ Howarth، I. D.؛ Langer، N.؛ Lennon، D. J.؛ Puls، J.؛ Sana، H.؛ Vink، J. S. (2016). "The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS. I. Far-ultraviolet spectroscopic census and the origin of He II λ1640 in young star clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 458: 624–659. arXiv:1603.04994. Bibcode:2016MNRAS.458..624C. DOI:10.1093/mnras/stw273.
^ ابHainich، R.؛ Rühling، U.؛ Todt، H.؛ Oskinova، L. M.؛ Liermann، A.؛ Gräfener، G.؛ Foellmi، C.؛ Schnurr، O.؛ Hamann، W. -R. (2014). "The Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud". Astronomy & Astrophysics. ج. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. DOI:10.1051/0004-6361/201322696.
^Bestenlehner، J. M.؛ Gräfener، G.؛ Vink، J. S.؛ Najarro، F.؛ De Koter، A.؛ Sana، H.؛ Evans، C. J.؛ Crowther، P. A.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Herrero، A.؛ Langer، N.؛ Schneider، F. R. N.؛ Simón-Díaz، S.؛ Taylor، W. D.؛ Walborn، N. R. (2014). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey. XVII. Physical and wind properties of massive stars at the top of the main sequence". Astronomy & Astrophysics. ج. 570: A38. arXiv:1407.1837. Bibcode:2014A&A...570A..38B. DOI:10.1051/0004-6361/201423643.
^Portegies Zwart، Simon F.؛ Pooley، David؛ Lewin، Walter H. G. (2002). "A Dozen Colliding-Wind X-Ray Binaries in the Star Cluster R136 in the 30 Doradus Region". The Astrophysical Journal. ج. 574 ع. 2: 762–770. arXiv:astro-ph/0106109. Bibcode:2002ApJ...574..762P. DOI:10.1086/340996.
^ ابGarmany، C. D.؛ Massey، P. (1981). "HD 15558 - an extremely luminous O-type binary star". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 93: 500. Bibcode:1981PASP...93..500G. DOI:10.1086/130866.
^Bestenlehner، J. M.؛ Vink، J. S.؛ Gräfener، G.؛ Najarro، F.؛ Evans، C. J.؛ Bastian، N.؛ Bonanos، A. Z.؛ Bressert، E.؛ Crowther، P. A.؛ Doran، E.؛ Friedrich، K.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Herrero، A.؛ De Koter، A.؛ Langer، N.؛ Lennon، D. J.؛ Maíz Apellániz، J.؛ Sana، H.؛ Soszynski، I.؛ Taylor، W. D. (2011). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey". Astronomy & Astrophysics. ج. 530: L14. arXiv:1105.1775. Bibcode:2011A&A...530L..14B. DOI:10.1051/0004-6361/201117043.
^Evans، C. J.؛ Walborn، N. R.؛ Crowther، P. A.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Massa، D.؛ Taylor، W. D.؛ Howarth، I. D.؛ Sana، H.؛ Lennon، D. J.؛ Van Loon، J. T. (2010). "A Massive Runaway Star from 30 Doradus". The Astrophysical Journal. ج. 715 ع. 2: L74. arXiv:1004.5402. Bibcode:2010ApJ...715L..74E. DOI:10.1088/2041-8205/715/2/L74.
^Gvaramadze؛ Kniazev؛ Chene؛ Schnurr (2012). "Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. ج. 430: L20. arXiv:1211.5926v1. Bibcode:2013MNRAS.430L..20G. DOI:10.1093/mnrasl/sls041.
^ ابShenar، T.؛ Hainich، R.؛ Todt، H.؛ Sander، A.؛ Hamann، W.-R.؛ Moffat، A. F. J.؛ Eldridge، J. J.؛ Pablo، H.؛ Oskinova، L. M.؛ Richardson، N. D. (2016). "Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud: II. Analysis of the binaries". Astronomy & Astrophysics. ج. 1604: A22. arXiv:1604.01022. Bibcode:2016A&A...591A..22S. DOI:10.1051/0004-6361/201527916.
^Clementel، N.؛ Madura، T. I.؛ Kruip، C. J. H.؛ Paardekooper، J.-P.؛ Gull، T. R. (2015). "3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - I. Ionization structure of helium at apastron". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 447 ع. 3: 2445–2458. arXiv:1412.7569. Bibcode:2015MNRAS.447.2445C. DOI:10.1093/mnras/stu2614.
^ ابBarniske، A.؛ Oskinova، L. M.؛ Hamann، W. -R. (2008). "Two extremely luminous WN stars in the Galactic center with circumstellar emission from dust and gas". Astronomy and Astrophysics. ج. 486 ع. 3: 971–984. arXiv:0807.2476. Bibcode:2008A&A...486..971B. DOI:10.1051/0004-6361:200809568.
^ ابSana، H.؛ Van Boeckel، T.؛ Tramper، F.؛ Ellerbroek، L. E.؛ De Koter، A.؛ Kaper، L.؛ Moffat، A. F. J.؛ Schnurr، O.؛ Schneider، F. R. N.؛ Gies، D. R. (2013). "R144 revealed as a double-lined spectroscopic binary". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. ج. 432: 26. arXiv:1304.4591. Bibcode:2013MNRAS.432L..26S. DOI:10.1093/mnrasl/slt029.
^Repolust، T.؛ Puls، J.؛ Herrero، A. (2004). "Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing". Astronomy and Astrophysics. ج. 415 ع. 1: 349–376. Bibcode:2004A&A...415..349R. DOI:10.1051/0004-6361:20034594.
^ ابRauw، G.؛ Crowther، P. A.؛ De Becker، M.؛ Gosset، E.؛ Nazé، Y.؛ Sana، H.؛ Van Der Hucht، K. A.؛ Vreux، J. -M.؛ Williams، P. M. (2005). "The spectrum of the very massive binary system WR?20a (WN6ha + WN6ha): Fundamental parameters and wind interactions". Astronomy and Astrophysics. ج. 432 ع. 3: 985–998. Bibcode:2005A&A...432..985R. DOI:10.1051/0004-6361:20042136.
^ ابMatteucci، Francesca؛ Giovannelli، Franco (2000). "The Evolution of the Milky Way". The Evolution of the Milky Way: stars versus clusters. Edited by Francesca Matteucci and Franco Giovannelli. Published by Kluwer Academic Publishers. Astrophysics and Space Science Library. ج. 255. Bibcode:2000ASSL..255.....M. DOI:10.1007/978-94-010-0938-6. ISBN:978-94-010-3799-0.
^Taylor، W. D.؛ Evans، C. J.؛ Sana، H.؛ Walborn، N. R.؛ De Mink، S. E.؛ Stroud، V. E.؛ Alvarez-Candal، A.؛ Barbá، R. H.؛ Bestenlehner، J. M.؛ Bonanos، A. Z.؛ Brott، I.؛ Crowther، P. A.؛ De Koter، A.؛ Friedrich، K.؛ Gräfener، G.؛ Hénault-Brunet، V.؛ Herrero، A.؛ Kaper، L.؛ Langer، N.؛ Lennon، D. J.؛ Maíz Apellániz، J.؛ Markova، N.؛ Morrell، N.؛ Monaco، L.؛ Vink، J. S. (2011). "The VLT-FLAMES Tarantula Survey". Astronomy & Astrophysics. ج. 530: L10. arXiv:1103.5387. Bibcode:2011A&A...530L..10T. DOI:10.1051/0004-6361/201116785.
^Fang، M.؛ Van Boekel، R.؛ King، R. R.؛ Henning، T.؛ Bouwman، J.؛ Doi، Y.؛ Okamoto، Y. K.؛ Roccatagliata، V.؛ Sicilia-Aguilar، A. (2012). "Star formation and disk properties in Pismis 24". Astronomy & Astrophysics. ج. 539: A119. arXiv:1201.0833. Bibcode:2012A&A...539A.119F. DOI:10.1051/0004-6361/201015914.
^Orosz، J. A.؛ McClintock، J. E.؛ Narayan، R.؛ Bailyn، C. D.؛ Hartman، J. D.؛ Macri، L.؛ Liu، J.؛ Pietsch، W.؛ Remillard، R. A.؛ Shporer، A.؛ Mazeh، T. (2007). "A 15.65-solar-mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy M 33". Nature. ج. 449 ع. 7164: 872–875. arXiv:0710.3165. Bibcode:2007Natur.449..872O. DOI:10.1038/nature06218. PMID:17943124.
^Shenar، T. (2016). "The Tarantula Massive Binary Monitoring project: II. A first SB2 orbital and spectroscopic analysis for the Wolf-Rayet binary R145". Astronomy & Astrophysics. ج. 1610. arXiv:1610.07614.
^Adriane Liermann et all (2011). "High-mass stars in the Galactic center Quintuplet cluster". Bulletin de la Societe Royale des Sciences de Liege. ج. 80: 160–164. Bibcode:2011BSRSL..80..160L.
^ ابBhatt، H.؛ Pandey، J. C.؛ Kumar، B.؛ Singh، K. P.؛ Sagar، R. (2010). "X-ray emission characteristics of two Wolf–Rayet binaries: V444 Cyg and CD Cru". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 402 ع. 3: 1767–1779. arXiv:0911.1489. Bibcode:2010MNRAS.402.1767B. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15999.x.
^ ابWilliams, S. J.؛ وآخرون (2008). "Dynamical Masses for the Large Magellanic Cloud Massive Binary System [L72] LH 54-425". The Astrophysical Journal. ج. 682 ع. 1: 492–498. arXiv:0802.4232. Bibcode:2008ApJ...682..492W. DOI:10.1086/589687.
^Geballe، T. R.؛ Najarro، F.؛ Rigaut، F.؛ Roy، J. ‐R. (2006). "TheK‐Band Spectrum of the Hot Star in IRS 8: An Outsider in the Galactic Center?". The Astrophysical Journal. ج. 652: 370–375. arXiv:astro-ph/0607550. Bibcode:2006ApJ...652..370G. DOI:10.1086/507764.
^Raul E. Puebla؛ D. John Hillier؛ Janos Zsargó؛ David H. Cohen؛ Maurice A. Leutenegger (2015). "X-ray, UV and optical analysis of supergiants: ε Ori". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 456 ع. 3: 2907–2936. arXiv:1511.09365. Bibcode:2016MNRAS.456.2907P. DOI:10.1093/mnras/stv2783.
^Achmad، L.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Pasquini، L. (1997). "Radiation driven wind models for A, F and G supergiants". Astronomy and Astrophysics. ج. 320: 196. Bibcode:1997A&A...320..196A.