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 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
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 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, 간단하게 뜨거운 초거성으로 또는 높은 광도로 인해 LBV 후보로 표기될 수 있는 안정적일 때는 시간에 따른 주기마다
초거성의 스펙트럼은 스펙트럼 특이성을 나타내기 위해 자주 주석이 달리는데, 예를 들면 B2lae 또는 F8labpec가 있다. 별의 분류 [ 편집 ] 초거성이라는 용어는 구체적인 단일 정의가 아니어서, 보통 초거성으로 여기지 않거나, 그럴 수 없는 진화한 별의 각가지 다른 분류가 존재한다. 오로지 분광형, 광도 또는 크기, 질량, 조성, 내부구조, 또는 진화단계와 같은 기준에 기초한 정의는 초거성의 주제와는 어느정도 다른 별도 포함할 것이다. 점근거성가지 ( AGB ) 별은 광도가 적색초거성만큼 크며 많이 진화한 작은 질량의 적색거성이다. 그러나 질량이 작기 때문에 다른 진화단계 ( 헬륨껍질연소 ) 에 있으며, 다른 방식 ( 초신성이 아니라 행성상성운과 백색왜성 ) 으로 일생을 끝마친다. 천체물리학자들은 이것을 적색초거성과 구분하는 것을 선호한다. 헬륨보다 무거운 원소를 융합하기 시작하는 한계 질량에 대한 경계선은 약 7 ~ 10 [UNK] ( 일부 모형에서는 12 [UNK] 큼 [ 1 ] ) 으로 모호하다. 전문가들의 연구에서 이러한 별들은 종종 초 AGB 별로써 표현되는데, AGB와 마찬가지로 이들이
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 적색초거성의 상대적으로 차가운 표면은 청색초거성의 단위면적당 복사에너지보다 훨씬 낮은 에너지를 방출한다. 따라서 주어진 광도에 대해서 적색초거성은 청색초거성보다 반지름이 크다. 복사압 한계는 가장 크고 차가운 초거성의 경우에 약 1, 500 [UNK], 가장 무겁고 뜨거운 초거성은 약 100만 [UNK] ( Mv 약 - 9 등급 ) 이다. 이러한 한계에 가깝거나 가끔 그를 초과하는 별들은 불안정적이고, 맥동하며, 빠른 질량손실을 겪게 된다. 초거성은 별의 스펙트럼에 기준하여 분류된다. 초거성은 어리고 푸른 O형 초거성에서부터 많이 진화한 M형 초거성까지 어느 분광형에서나 존재한다. 초거성이 동일한 분광형의 주계열과 거성
표 관련 목록 초신성 목록 초신성 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 화제최근 [UNK] 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 [UNK] 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 다른 프로젝트 공용 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 [UNK] 日 本 語 [UNK] MelayuNederlandsNorsk [UNK] [UNK] / [UNK]
묘사된다. 희귀한 황소자리 RV형 변광성이 낮은 표면중력 계산에 근거하여 자주 초거성 광도분류로써 분광형에 배치되지만, 이들은 질량과 광도가 작은 후기 - AGB 별이다. 마찬가지로 더 희귀한 망원경자리 PV형 변광성도 종종 초거성으로 묘사된다. 그러나 초거성보다 낮은 광도와 극단적으로 수소가 부족한 특이 비이형 별의 스펙트럼을 가지고 있다. 아마도 이들 또한 후 - AGB 천체이거나, " 회생 " ( born - again ) 한 AGB 별일 것이다. 이미 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
. 적색초거성과 항성진화 [ 깨진 링크 ( 과거 내용 찾기 ) ] ↑ Groh, Jose H., Georges Meynet, Cyril Georgy, Sylvia Ekstrom ( 2013 ). 초신성과 GRB 원형의 기본적 특징 : 죽기 전 무거운 별의 모습 예측 [ 깨진 링크 ( 과거 내용 찾기 ) ] ↑ Lyman, J. D. ; Bersier, D. ; James, P. A. ( 2013 ). " 중심핵 - 붕괴 초신성의 광학적 광도곡선에 대한 복사관계 ". 《 왕립천문학회 월간보고 》 437 ( 4 ) : 3848. doi : 10. 1093 / mnras / stt2187. ↑ Van Dyk, S. D. ; Li, W. ; Filippenko, A. V. ( 2003 ). " 허블 우주 망원경 사진을 통한 중심핵 - 붕괴 초신성 원형 탐색 ". 《 Publications of the Astronomical Society of the Pacific 》 115 ( 803 ) : 1. Bibcode : 2003PASP.. 115.... 1V. arXiv : astro - ph / 0210347. doi : 10. 1086 / 345748. Tempesti
을 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. 이들은 매우 무거운 질량 때문에 3, 000만 년에서 수십만 년의 짧은 수명을 가진다. [ 3 ] 주로 산개성단, 나선은하의 나선팔, 불규칙은하와 같은 어린 은하구조에서 관측된다. 이들은 나선은하의 팽대부에서는 덜 풍부하며, 늙은 별로 구성된 타원은하나 구상성단에서도 주로 희귀하게 관측된다. 초거성은 무거운 주계열성이 중심핵의 수소를 소진할 때 진화되었다. 이후 작은 질량의 별들처럼 팽창하기 시작하지만, 작은 질량의 별과는 달리 중심핵에서 수소가 소진되면 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
성 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 ". 《 천체물리학 저널 》 675 : 614. Bibcode : 2008ApJ... 675.. 614P. arXiv : 0705. 4643. doi : 10. 1086 / 520872. ↑ Richmond, Michael. " 주계열의 항성진화 ". 2006년 8월 24일에 확인함. ↑ Sylvia [UNK], Cyril Georgy, Georges Meynet, Jose Groh, [UNK] Granada ( 2013 ). 적색초거성과 항성진화 [ 깨진 링크 ( 과거 내용 찾기 ) ] ↑ Groh, Jose H., Georges Meynet, C
... 1V. arXiv : astro - ph / 0210347. doi : 10. 1086 / 345748. Tempesti, Piero ( editor ) ( 1979 ). 《 Enciclopedia dell'Astronomia 》. Curcio. vdeh항성진화 항성 형성 전주계열성 주계열성 수평거성 점근거성 끌어올림 불안정띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색변광성 볼프 - 레이에별 신성 의사 초신성 초신성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야시 경로 하야시 한계 헤니에이 경로 황소자리 T형 항성 허빅 Ae / Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은 거성 초거성 ( 청색 적색 황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성
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.