초거성 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 초거성 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 헤르츠스프룽 - 러셀도표 aka 색등급도 분광형 갈색왜성 백색왜성 적색왜성 준왜성 주계열성 ( 소위 " 왜성 " ) 준거성 거성 밝은 거성 초거성 극대거성 절대 등급 ( MV ) 초거성 ( [UNK] [UNK] [UNK], 영어 : Supergiant ) 은 매우 무겁고 밝은 별 중 하나이다. 이들은 헤르츠스프룽 - 러셀 도표의 꼭대기 영역을 차지하며, 절대복사등급은 - 5 에서 - 12 등급 사이이고, 온도는 약 3, 500 ~ 20, 000 K이다. 목차 1 특징 1. 1 별의 분류 1. 2 변광 2 진화 3 초신성 원형 4 잘 알려진 예 5 같이 보
언급한 LBV는 다중 반규칙 변광성으로 예측하기 힘든 방출과 거대한 폭발을 일으킨다. 이들이 극단적으로 밝고, 무겁고, 팽창한 외포층을 가지는 진화한 별이라는 특징에서 근본적으로 초거성과 같지만, 이들은 매우 독특하고 특이해서 종종 초거성 또는 주어진 초거성 분광형으로 표현되는 것 없이 별개의 분류로 여겨진다. 보통 이들의 분광형은 " LBV " 와 같이 주어질 것이다. 왜냐하면 이들이 특이하고 크게 가변적인 스펙트럼 특징을 가지고 있기 때문이다. 온도는 폭발 시에 약 8, 000 K에서 20, 000 K까지 또는 잠잠할 때는 그 이상으로 변한다. 진화 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 항성진화 [UNK] 거대한 질량의 별입니다. O형 주계열성과 대부분의 무거운 B형 청백색별은 초거성이 된다.
1 특징 1. 1 별의 분류 1. 2 변광 2 진화 3 초신성 원형 4 잘 알려진 예 5 같이 보기 6 참조 특징 [ 편집 ] 초거성은 태양질량 ( [UNK] ) 의 8 ~ 12 배 이상의 질량을 가지고 있고, 광도는 태양광도 ( [UNK] ) 의 약 10, 000 배에서 백만 배 이상이다. 반지름은 보통 태양반지름 ( [UNK] ) 의 30 ~ 500 배, 심지어 지나치면 1, 000 배 정도로 매우 다양하다. 이들은 질량이 작은 별이 겪는 헬륨섬광이나 강력한 준설 없이, 중심핵이 축퇴되기 전에 부드럽게 중심핵 헬륨 연소가 시작되기에 충분히 무겁고, 대개 철이 남을 때까지 계속해서 무거운 원소를 태운다. 또한 큰 질량으로 인해 이들은 초신성으로서 폭발할 운명이다. 슈테판 - 볼츠만 법칙에 따르면
카시오페이아자리 로는 육안으로 보이는 황색극대거성이고, 육안으로 보이는 별 중에 가장 밝은 것 중 하나다. - 7. 5'같이 보기 [ 편집 ] 거성 적색거성 적색 초거성 청색 초거성 극대거성 황색극대거성 참조 [ 편집 ] ↑ Siess, L. ( 2006 ). " 무거운 AGB 별의 진화 ". 《 천문학 및 천체물리학 》 448 ( 2 ) : 717 - 729. Bibcode : 2006A & A... 448.. 717S. doi : 10. 1051 / 0004 - 6361 : 20053043. ↑ Poelarends, A. J. T. ; Herwig, F. ; Langer, N. ; Heger, A. ( 2008 ). " 초 - AGB 별의 초신성 경로 ". 《
후보 목록 질량이 큰 별 목록 거리순 초신성 목록 초신성잔해 목록 유명 초신성 바너드 루프 카시오페이아자리 A SN 1054 게 성운 SN 1572 SN 1604 SN 1987A SN 185 SN 1006 SN 2003fg SNR G1. 90. 3 SN 2007bi SN 2014J SN 레프스달 ASASSN - 15lh [UNK] 초신성잔해 분류 : 초신성 · 공용 미디어 원본 주소 " " 분류 : 항성의 형태초거성헤르츠스프룽 - 러셀 분류광도분류에 따른 항성의 형태숨은 분류 : 깨진 링크를 가지고 있는 문서영어 표기를 포함한 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제
보다 뜨겁고 작으며, 덜 밝게 보이지만 보통 높은 온도로 인해 더 밝다. 이들은 헬륨과 다른 중원소의 선이 우세한 스펙트럼을 가지고 있는데, 보통 수소는 적거나 없다. 이는 초거성보다 훨씬 더 진화한 별이라는 특징에 대한 단서를 제공한다. AGB 별이 대부분 HR 도표상에서 적색초거성이 위치한 영역과 동일한 영역에서 나타나는 것처럼, 울프 - 레이에 별은 HR 도표상에서 매우 뜨거운 청색초거성과 주계열성이 위치한 영역과 동일한 영역에서 나타난다. 매우 무겁고 밝은 주계열성은 빠르게 진화하기 때문에 대부분 초거성과 구분하기 어렵다. 이들은 거의 동일한 온도와 광도를 가지고 있고, 좁은 초기 O형 주계열성에서 초기 O형 초거성 영역 가까이로 진화해가는 것을
거성이 백조자리 알파형 변광성, 반규칙 변광성, 불규칙 변광성과 같이 어느정도의 측광 변광을 보여주는데 비해, 초거성 중에 명확하게 잘 정의된 유형의 변광성이 있다. 불안정띠 ( instability strip ) 는 초거성 영역을 교차하는데, 특히 많은 고전적 세페이드 변광성이 초거성이다. 동일한 불안정띠는 그보다 훨씬 더 밝은, 극단적으로 희귀하고 짧은 시간만 유지되는 황색극대거성까지 포함한다. 전부는 아니더라도 많은 북쪽왕관자리 R형 변광성은 황색초거성이다. 그러나 이 변광은 물리학적 불안정성보다는 평상시의 화학적 조성 때문이다. 황소자리 RV형 변광성이나 망원경자리 PV형 변광성과 같은 더 많은 유형의 변광성은
고, 좁은 초기 O형 주계열성에서 초기 O형 초거성 영역 가까이로 진화해가는 것을 보여주는 스펙트럼 특징을 통한 자세한 분석으로만 구별할 수 있다. 그러한 초기 O형 초거성들은 WNLh 울프 - 레이에 별과 많은 특징을 공유하며 때때로 두 유형의 중간형인 사선별 ( slash star ) 로 표기되기도 한다. 밝은 청색변광성 ( LBV ) 은 HR 도표상에서 청색초거성과 동일한 영역에서 나타나는 별의 유형 중 하나다. 보통 청색초거성과는 구별된다. 이들은 거대하고, 무겁고, 밝은 진화한 별로, 보통 극대거성이지만 표준 분광형에 따른 배치로는 설명하기 힘든 매우 독특한 분광학적 변동성을 가지고 있다. LBV는 특정 시각에만 관측되거나,
즉각적으로 헬륨을 융합하기 시작한다. 이는 별의 광도가 작은 질량의 별처럼 극단적으로 상승하지 않고 HR 도표상에서 수평에 가깝게 이동하여 적색거성이 되는 과정을 의미한다. 또한 작은 질량의 별과는 달리, 적색초거성은 헬륨보다 무거운 원소를 융합하기에 충분히 무겁다. 그래서 이들은 헬륨이 고갈되었을 때 행성상성운처럼 자신의 대기층을 방출하지 않는다. 그뿐 아니라, 이들은 질량을 충분히 잃어 백색왜성을 형성할 수 없다. 그래서 보통 중심핵 붕괴로 인한 초신성 폭발 이후에 중성자성이나 블랙홀을 잔해로 남기게 된다. 약 40 [UNK] 더 무거운 별들은 적색초거성이 되지 않는다. 이들은 매우 빠르게 연소하며 외포층을 날려보내어 다시 뜨거운 별이 되면서 청색초
어떤 초거성보다도 크고 훨씬 밝을 것이지만, 이들의 구조는 작은 대류와 적은 질량손실과 같이 상당히 다를 것이다. 이들의 매우 짧은 삶은 격변적인 광붕괴 또는 쌍불안정성 초신성으로 끝을 맞이할 것이다. 초신성 원형 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 초신성입니다. 대부분의 II형 초신성 원형은 적색초거성일 것으로 여겨지는데 비해, 희귀한 Ib / c형 초신성은 거의 완벽히 수소 대기를 잃어버린 뜨거운 울프 - 레이에 별에 의해 발생했다고 여겨지고 있다. [ 5 ] 정의에 따른 대부분의 초거성들은 격변적으로 일생을 끝마칠 운명이다. 헬륨보다 무거운 원소를 융합하는데 충분히 큰 별은 파멸적인 중심핵 붕괴를 막기 위해 질량을 충분히 잃을 어떤 방법도 없다. 일부는 자신의
초거성(超巨星, 영어: Supergiant)은 매우 무겁고 밝은 별 중 하나이다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 꼭대기 영역을 차지하며, 절대복사등급은 -5에서 -12 등급 사이이고, 온도는 약 3,500 ~ 20,000 K이다.