극대거성 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 극대거성 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 청색극대거성, 황색극대거성, 적색초거성, 적색극대거성의 비교. 적색극대거성은 우리 태양계 바깥에 놓여져 있다. 파란색 고리는 해왕성의 궤도를 의미한다. 극대거성 ( [UNK] 大 [UNK] [UNK], 영어 : hypergiant ) 은 매우 큰 질량손실률을 보이는 아주 밝은 별이다. 광도분류로 0, 또는 Ia이다. 목차 1 특징 2 형성 3 안정성 4 Ofpe, WNL, LBV, 다른 초거성과의 관계 5 알려진 극대거성 5. 1 밝은 청색변광성 5. 2 청색극대거성 5. 3 황색극대거성 5. 4 적색극대거성 6 각주 특징 [ 편집 ] " 극대거성 " ( hypergiant ) 이라는 용어는 흔히 정밀한 정의가 있음에도 불구하고 여태까지 발견된 것 중 가장 밝은 별들을 뭉뚱그려 일컫는 용어로 사용된다. 1956년, 천문학자 피스트 및 택커리는 절대등급이 Mv = - 7 ( MBol는 매우 차가운 별보다 매우 뜨거운 별일수록 커지는데, 예를 들면 B0
커리는 절대등급이 Mv = - 7 ( MBol는 매우 차가운 별보다 매우 뜨거운 별일수록 커지는데, 예를 들면 B0 극대거성에 대해서는 적어도 - 9. 7 등급 ) 보다 밝은 별들에 대해 초초거성 ( super - supergiant, 후에 극대거성으로 [UNK] ) 이라는 용어를 사용했다. 1971년, 키넌은 거대한 항성 대기나 상대적으로 큰 질량손실률을 의미하는, Halpha선에서 적어도 하나의 넓은 방출선이 보이는 초거성에만 이 용어를 사용했다. 키넌의 기준은 오늘날 과학자들이 가장 많이 이용하는 것이다. [ 1 ] 추가적으로 극대거성은 백조자리 P형 윤곽으로 유명한 뚜렷한 형태를 이루는, 스펙트럼선의 선폭증대 및 적색편이 특징을 가지고 있는 것으로 추정된다. 수소 방출선의 이용은 매우 차가운 극대거성을 정의하는데 유용하지가 않다. 그래서 이들은 질량손실의 발생이 유형의 특성상 거의 확실하기 때문에 크게 광도에 따라서 분류된다. 헤르츠스프룽 - 러셀도표 aka 색등급도 분광형 갈색왜성 백색왜성 적색왜성 준왜성 주계열성 ( 소위 " 왜성 " ) 준거성 거성 밝은 거성 초거
형 갈색왜성 백색왜성 적색왜성 준왜성 주계열성 ( 소위 " 왜성 " ) 준거성 거성 밝은 거성 초거성 극대거성 절대 등급 ( MV ) 많은 천문학자들은 황색극대거성과 같이 명확히 정의된 특정 분류군을 제외하고는 극대거성이라는 용어를 잘 사용하지 않는다. 그래서 위키백과의 글에서 극대거성으로 정의되는 별을 표현하기 위해 사용되는 적색극대거성 ( RSG ) 또는 B ( e ) 형 초거성 ( 방출 스펙트럼을 가진 청색초거성 ) 이라는 용어가 흔히 보인다. 극대거성에 대한 MKK 광도분류로는 0이 있지만, 분광분류에서 드물게 보이는 편이다. 보통은 Ia - 0, Ia, 심지어 관측된 스펙트럼에만 근거한 Iae로 분류된다. 앞에서 언급한 바와 같이 적색극대거성은 추가적인 분광분류로 드물게 취급받는다. 매우 밝은 별에 대한 초기의 관측으로는 극대거성으로 정의하기에는 불충분하여, 대기의 불안정성 및 큰 질량손실을 나타내는 분광특징의 관측을 필요로 한다. 그래서 비극대거성인 초거성인데 동일한 분광형의 극대거성과 같거나 더 밝을 가능성이 상당하다. 형성
극대거성 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 황색극대거성입니다. 사진 중앙의 별이 황색극대거성 HR 5171이다. [ 19 ] 황색극대거성은 만기 A형 ~ K형 스펙트럼을 가지고 있다. 카시오페이아자리 로 - 북반구 별자리인 카시오페이아자리에 위치해 있다. 태양보다 약 500, 000배 밝다. 카시오페이아자리 V509 HD 33579 - LMC에 위치 IRC10420 ( 독수리자리 V1302 ) IRAS 18357 - 0604 [ 20 ] HD 7583 - SMC의 R45 센타우루스자리 V766 ( HR 5171A ) [ 21 ] 독수리자리 V1427 - 오히려 후기 AGB별에 가깝다. [ 22 ] IRAS 17163 - 3907 [ 23 ] [ 24 ] 용골자리 V382 변광성 A - M33에 위치. HD 268757 [ 15 ] - LMC의 R59 웨스터룬드 1 성단의 별 [ 17 ] W4 W8a W12a W16a W32 W265 추가로 최근에 적어도 두 개의 후보가 방패자리 적색초거성 성단에서 발견되었는데, RSGC1의 F15와 F13 그리고 RSGC2의 별 49이 있다. 적색극대거성 [
종종 황새치자리 S형 변광성으로 불린다. 피스톨 별 ( 궁수자리 V4627 ) - 궁수자리에 있는 우리은하 중심부 근처에 있다. 권총 별은 태양보다 150배 만큼 무겁고, 170만 배 밝다. LBV 후보로 간주되고 있으나, 변광특성은 확인된 적이 없다. LBV 1806 - 20 - 우리은하에서 태양 반대편에 위치한 1806 - 20 성단에 있다. 궁수자리 V4029 전갈자리 V905 HD 269700 [ 7 ] [ 10 ] - LMC의 R116 HD 6884 [ 11 ] - SMC의 R40 청색극대거성 [ 편집 ] 태양계와 비교한 극대거성과 극대거성의 원시행성원반. 전갈자리 제타1 - OB 성협인 전갈자리 OB1에서 가장 밝은 별이자 LBV 후보이다. 독수리자리 V1429 ( MWC 314 ) - 독수리자리에 위치하며, 초거성 짝별을 거느린 LBV 후보이다. 방패자리 V430 [ 12 ] 방패자리 V452 - 덜 연구된 LBV 후보. [ 13 ] HD 80077 - LBV 후보. [ 12 ] 백조자리 OB2 - 12 - 일부 연구원들은 극단적인 광도 때문에 특유의 변광성질을 보여주지 않더라도 L
별빛의 흡수에 의해 엄청나게 많은 수의 좁은 스펙트럼 선이 만들어지는 선 ( line - driven ) 항성풍과는 달리, 연속체 형성은 광구에서 " 금속 " 원자 ( 적은 수의 선을 가진 수소와 헬륨 외의 원자 ) 의 존재를 필요로 하지 않는다. 이것은 매우 무거운 별이 금속함량과 상관 없이 연속체 형성이 이루어짐을 의미하는, 금속부족별이기도 하기 때문에 중요하다. 동일한 선상의 추리로, 연속체 형성은 대폭발 직후에 형성되어 어떠한 금속도 포함하지 않는 첫세대 별의 상한 질량에도 기여한다. 강력한 폭발을 설명하는 또다른 이론으로는, 예를 들면 용골자리 에타를 별의 외곽층이 산산조각 나는 유체역학적 폭발로 놓고 보는 가설이 있다. 이 가설로는 별의 광도가 에딩턴 한계 아래에 있더라도 내부층의 불충분한 열대류로 인해 밀도역전 ( density inversion ) 이 일어나 잠정적으로 강력한 폭발이 일어나게 된다. 그러나 이 이론은 조사된 적이 없고 실제로 일어날 수 있는 일인지도 불확실하다. [ 6 ] 극대거성과 연관된 또다른 이론으로는 별의 진짜 표면이 아니라 사실은 항성풍으로 형성된 구형의
복사압과 별을 수축시키는 중력에 의한 압력이 동일할 때의 광도인 에딩턴 한계에 매우 가깝게 위치한다. 이는 극대거성의 광구를 거쳐가는 복사속이 광구를 날려버리기에 충분할 정도로 강함을 의미한다. 에딩턴 한계를 넘어서면, 별은 자신의 외곽층을 강렬한 폭발로 산산조각 내어 날려버릴 정도의 엄청난 복사를 발생시킨다. 에딩턴 광도는 사실상 높은 광도에서 별이 오랜 기간동안 빛을 발하도록 제한한다. 연속체 ( continuum - driven ) 항성풍을 일으키는 좋은 후보로는 관측된 별 중에서 가장 무거운 별 중 하나인 용골자리 에타가 있다. 추정되는 질량은 130 태양질량이고 태양의 4백만 배에 해당하는 광도를 지니고 있기 때문에 천체물리학자들은 용골자리 에타가 가끔씩 에딩턴 한계에 이를 수 있다고 추측하고 있다. [ 4 ] 현재 항성풍에 의한 질량손실률보다 훨씬 큰 질량손실률에 이른, 가장 최근에 일어난 일련의 폭발은 1840 ~ 1860년 대에 관측되었다. [ 5 ] 별빛의 흡수에 의해 엄청나게 많은 수의 좁은 스펙트럼 선이 만들어지는 선 ( line - driven ) 항성풍과는 달리,
[ 12 ] 백조자리 OB2 - 12 - 일부 연구원들은 극단적인 광도 때문에 특유의 변광성질을 보여주지 않더라도 LBV로 간주하기도 한다. HDE 269128 ( LMC의 R81 ) - LBV 후보, 식쌍성. [ 14 ] HD 268835 - LMC의 R66 궁수자리 V4030 백조자리 V1768 [ 12 ] 남십자자리 BP ( Wray 977 또는 GX 301 - 2 ) - 펄서 짝별을 가진 쌍성. [ 12 ] 화살자리 HT [ 12 ] 백조자리 V2140 [ 12 ] HD 37974 [ 15 ] - LMC의 R126 HD 32034 [ 16 ] - LMC의 R62 HD 269781 [ 16 ] - LMC에 위치. HD 269661 [ 16 ] - LMC의 R111 HD 269604 [ 16 ] - LMC에 위치. 웨스터룬드 1 성단의 별 [ 17 ] W5 ( 아마 울프 - 레이에 별 ) W7 W13 ( 쌍성 ) W33 W42a 은하 중심 영역 [ 18 ] 별 13, O형, LBV 후보 별 18, O형, LBV 후보 황색극대거성 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 황색극대거성입니다. 사진 중앙의 별이 황색극대거성 HR 5171이다
성 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 형태극대거성항성천문학헤르츠스프룽 - 러셀 분류광도분류에 따른 항성의 형태숨은 분류 : 영어 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] [UNK] / [UNK] [UNK] 中 文 링크 편집 이 문서는 2019년 5월 18일 ( 토 ) 19 : 09에 마지막으로 편집되었
황색극대거성은 후기 적색초거성이기 때문에, 광도에 대해 약 500, 000 ~ 750, 000 [UNK] 정도로 꽤나 엄격한 최대 한계가 있으나 청색극대거성은 때때로 수백만 [UNK] 이르기 때문에 훨씬 더 밝다. 거의 모든 극대거성은 내부 구조의 불안정성 때문에 시간에 따른 광도의 변화를 보인다. 그러나 이 변화는 밝은청색변광성 ( LBV ) 과 황색극대거성이 발견되는 두 개의 불안정대 영역을 제외하고는 작은 편이다. 질량이 크기 때문에 극대거성의 수명은 천문학적 시간규모에서는 짧은데, 수명이 100억 년인 태양과 같은 별들에 비해서 고작 수백만 년이다. 극대거성은 별형성영역 중 가장 크고 밀집한 영역에서만 만들어지며, 짧은 수명 때문에 이웃 은하에서도 발견될 만큼 극단적으로 밝음에도 불구하고 소수만이 알려져 있다. [ 2 ] [ 3 ] 안정성 [ 편집 ] 용골자리 대성운, 용골자리 에타를 둘러싸고 있다. 별의 질량에 따라 광도가 크게 증가하면서, 극대거성의 광도는 보통 별을 팽창시키는 복사압과 별을 수축시키는 중력에 의한 압력이 동일할 때의 광도인 에딩턴 한계에 매우 가깝게 위치한다. 이는
극대거성(極大巨星, 영어: hypergiant)은 매우 큰 질량손실률을 보이는 아주 밝은 별이다. 광도분류로 0, 또는 Ia이다.