초거성

Supergiant
다른 용도는 초거성(동음이의)을 참조하십시오.

초거성은 가장 무겁고 밝은 별들 중 하나이다.초거성은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 -3에서 -8 사이의 절대 시각적 밝기로 상단 영역을 차지하고 있다.초거성의 온도 범위는 약 3,400 K에서 20,000 K 이상입니다.

정의.

초거성은 별에 적용되는 것처럼 하나의 구체적인 정의를 가지고 있지 않다.거성이라는 용어는 대부분의 별이 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 두 개의 서로 다른 영역으로 떨어진 것이 명백해졌을 때 헤르츠스프룽에 의해 처음 만들어졌다.한 영역은 분광형 A부터 M까지 더 크고 밝은 별들로 이루어져 [1]거성이라는 이름을 얻었다.그 후, 측정 가능한 시차가 없었기 때문에, 이 별들 중 일부는 부피보다 훨씬 크고 밝다는 것이 명백해졌고, 초거성이라는 용어가 생겨났고, 순식간에 초거성으로 [2][3][4]채택되었다.

스펙트럼 휘도 클래스

NGC 4755에서 가장 밝은 4개의 별은 청색 초거성으로 중심에 적색 초거성이 있습니다. (ESO VLT)

초거성은 높은 광도와 낮은 표면 [5][6]중력에 민감한 뚜렷한 선을 가진 스펙트럼을 바탕으로 식별할 수 있다.1897년, 안토니아 C. 모리는 스펙트럼 라인의 폭에 따라 별을 구분했으며, 그녀의 클래스 "c"는 가장 좁은 라인의 별들을 식별했다.그 당시에는 알려지지 않았지만, 이것들은 가장 밝은 [7]별들이었다.1943년 모간과 키넌은 분광 광도 등급의 정의를 공식화했으며 등급 I은 초거성을 [8]지칭한다.MK [9]광도 등급의 동일한 시스템이 오늘날에도 사용되고 있으며, 현대 스펙트럼의 증가된 분해능에 기초한 정교함이다.초거성은 젊은 청색 O형 초거성부터 고도로 진화한 적색 M형 초거성까지 모든 스펙트럼 등급에서 발생합니다.이들은 같은 분광형의 주계열성 및 거성에 비해 크기 때문에 표면 중력이 낮아 선 프로필에서 변화를 관찰할 수 있다.초거성은 또한 주계열성보다 무거운 원소를 더 많이 가진 진화된 별입니다.이는 순전히 스펙트럼 관측을 통해 별을 밝기 등급에 할당하는 MK 밝기 시스템의 기초이다.

낮은 표면 중력과 핵융합 생성물로 인한 선 변화 외에도, 가장 밝은 별은 질량 손실률이 높고 방출선, 백조자리 P 프로파일 또는 금지된 선을 생성할 수 있는 방출된 주변 물질의 구름을 가지고 있다.MK 시스템은 별을 광도 등급에 할당합니다.초거성의 경우 Ib, 발광 초거성의 경우 Ia, 초거성의 경우 0 또는+ Ia.실제로 이러한 분류에는 잘 정의된 대역보다 훨씬 더 많은 연속체가 있으며, Iab과 같은 분류는 중간 광도 초거성에 사용됩니다.B2 Iae 또는 F5 Ipec과 같은 스펙트럼 특성을 나타내기 위해 초거성 스펙트럼에 자주 주석이 붙는다.

진화 초거성

초거성은 또한 특정 별의 진화 역사에서 특정한 단계로 정의될 수 있습니다.초기 질량이 8-10 이상인 별M☉ 수소가 소진된 후 헬륨핵융합이 빠르고 원활하게 시작되고 헬륨소진 후 철핵이 생성될 때까지 헬륨소진 후 핵이 붕괴되어 II형 초신성이 생성된다.일단 이 무거운 별들이 주계열을 벗어나면, 그들의 대기는 팽창하고 그들은 초거성으로 묘사된다.처음에는 10개 미만의 별M☉ 태양보다 수천 배 광도에 도달할 수 있지만 절대 철심을 형성하지 않을 것이며 진화적으로도 초거성이 되지 않을 것이다.헬륨이 소진된 후에는 탄소와 무거운 원소를 융합할 수 없기 때문에 결국 백색왜성의 핵을 남기면서 외부층을 잃게 된다.이러한 별들이 수소와 헬륨을 태우는 껍데기를 모두 가지고 있는 단계를 점근거성가지(AGB)라고 하는데, 이는 별들이 점점 더 밝은 등급의 M별이 되기 때문입니다.8 ~ 10의 별M☉ AGB에서 충분한 탄소를 융합하여 산소-네온 핵과 전자 포획 초신성을 만들 수 있지만 천체물리학자들은 초거성이 [10]아닌 슈퍼-AGB 별들로 분류한다.

진화한 별의 분류

진화적 용어로 초거성은 아니지만 초거성 스펙트럼 특징을 보여주거나 초거성에 필적하는 광도를 가진 여러 범주가 있습니다.

점근거성가지(AGB)와 후AGB별은 질량이 더 큰 적색초거성에 필적할 수 있는 광도를 가진 매우 진화된 적색거성으로, 그러나 질량이 낮기 때문에 다른 발달 단계(헬륨 껍데기 연소)에 있으며, 이들의 수명은 다른 방식으로 끝납니다(행성 성운과 백색왜성이 아닌 백색왜성).천체물리학자는 둘을 분리하는 것을 선호한다.7~10분경에는 경계선이 흐려진다.M☉ (또는 최대 12)M☉ 일부 모델에서는[11] 별이 헬륨보다 무거운 원소들의 제한적인 융합을 겪기 시작한다.이 별들을 연구하는 전문가들은 종종 슈퍼 AGB 별이라고 부르는데, 이 별들은 열 펄스와 같은 AGB와 많은 공통적인 성질을 가지고 있기 때문입니다.다른 사람들은 헬륨보다 무거운 원소를 태우기 시작하고 초신성으로 [12]폭발할 수 있기 때문에 이들을 저질량 초거성으로 묘사한다.많은 AGB 이후의 별들은 초거성 광도 등급의 분광형을 받는다.예를 들어 황소자리 RV는 태양보다 질량이 작음에도 불구하고 Ia(밝은 초거성) 밝기 등급을 가집니다.일부 AGB 별들은 초거성 광도 등급도 부여받는데, 특히 W 처녀자리 변광성과 같은 별들은 열 펄스에 의해 유발되는 파란색 루프를 실행한다.극소수의 미라 변광성과 다른 후기 AGB 별들은 초거성 광도 등급을 가지고 있는데, 예를 들어 α 허큘리스입니다.

고전적인 세페이드 변광성은 일반적으로 초거성 광도 등급을 가지고 있지만, 가장 밝고 질량이 큰 것만이 실제로 철심을 발달시킵니다.이들 대부분은 중심핵에서 헬륨을 융합하는 중간질량별들로, 결국 점근거성가지로 전이될 것이다.② Cephei 자체는 광도 2,000의 예시이다.L☉ 질량은 4.5입니다.M를 클릭합니다☉.

울프-레이에별은 또한 대부분의 초거성보다 뜨겁고 작고, 시각적으로 덜 밝지만 온도가 높기 때문에 종종 더 밝다.그들은 헬륨과 다른 무거운 원소들에 의해 지배되는 스펙트럼을 가지고 있으며, 보통 수소는 거의 또는 전혀 보이지 않으며, 이것은 별이 초거성보다 훨씬 더 진화했기 때문에 그들의 본성에 대한 단서가 된다.AGB별이 적색초거성과 거의 동일한 영역에서 발생하는 것처럼 울프-레이에별은 가장 뜨거운 청색초거성 및 주계열성과 동일한 영역에서 발생할 수 있습니다.

가장 무겁고 밝은 주계열성은 그들이 빠르게 진화하는 초거성과 거의 구별되지 않습니다.그것들은 거의 동일한 온도와 매우 유사한 광도를 가지고 있으며, 가장 상세한 분석만이 그들이 좁은 초기 O형 주계열에서 초기 O형 초거성의 인근 영역으로 진화했음을 보여주는 스펙트럼 특징을 구별할 수 있다.이러한 초기 O형 초거성은 WNLh 울프-레이에별과 많은 특징을 공유하며, 때로는 두 가지 유형의 중간인 슬래시별로 지정되기도 한다.

발광청색변광성(LBV) 별은 청색초거성과 같은 HR 도표 영역에서 발생하지만 일반적으로 별도로 분류됩니다.이들은 진화하고, 팽창하며, 거대하고, 밝은 별이며, 종종 극대거성이기도 하지만, 표준 스펙트럼 유형의 지정이 불가능한 매우 특정한 스펙트럼 변동성을 가지고 있습니다.LBV는 특정 시간 또는 안정된 기간 동안만 관측되며, 단순히 뜨거운 초거성 또는 광도 때문에 후보 LBV로 지정될 수 있다.

초거성은 종종 초거성과는 다른 범주로 취급되지만, 모든 중요한 점에서는 단지 초거성의 더 밝은 범주로 취급됩니다.이들은 초거성처럼 진화하고, 팽창하며, 거대하고, 밝은 별이지만, 가장 무겁고 밝은 극단에는 극단적인 광도와 불안정성으로 인해 높은 질량 손실을 겪는 특별한 특성을 가지고 있습니다.일반적으로 더 진화된 초거성만이 초거성의 특성을 나타내는데, 그 이유는 높은 질량 손실과 약간의 밝기 증가 후에 불안정성이 증가하기 때문입니다.

일부 B[e]별은 초거성이지만 다른 B[e]별은 분명히 초거성이 아니다.일부 연구자들은 B[e] 천체를 초거성과 별개로 구분하는 반면, 연구자들은 거대하게 진화한 B[e] 별들을 초거성의 하위 그룹으로 정의하는 것을 선호합니다.후자는 B[e] 현상이 분명히 초거성의 일생에서 한 단계인 몇몇 별들을 포함하여 여러 가지 뚜렷한 유형의 별에서 따로 발생한다는 이해와 함께 더 흔해졌다.

특성.

베텔게우스(ESO)의 디스크와 분위기

초거성의 질량은 태양의 8~12배이다.M태양 광도는 태양의 약 1,000배에서 100만 배 이상이다☉.L반지름은 보통 30에서 500까지, 심지어 태양반경 1,000을 넘는 등 크게 다르다☉.R질량이 작은 별들이 경험하는 강력한 준설 없이 핵이 퇴화되기 전에 헬륨 핵이 서서히 연소되기 시작할 수 있을 정도로 질량이 크다☉.그것들은 계속해서 무거운 원소를 점화하는 데, 보통 철분까지 이어집니다.또한 질량이 크기 때문에 초신성으로 폭발하게 되어 있습니다.

스테판-볼츠만의 법칙에 따르면 적색초거성의 상대적으로 차가운 표면은 청색초거성의 표면보다 단위 면적당 훨씬 적은 에너지를 방출한다. 따라서, 주어진 밝기에 대해 적색초거성은 청색초거성의 표면보다 크다.방사선 압력은 가장 큰 냉각 초거성을 약 1,500개로 제한합니다.R☉ 가장 질량이 큰 슈퍼거성은 약 100만 개에 달하고L☉ (M은bol -10 [13]전후).이 한계 근처 또는 때때로 이 한계를 넘는 별들은 불안정해지고 맥동하며 빠른 질량 손실을 경험합니다.

표면 중력

초거성 광도 등급은 표면 중력의 측정 기준이 되는 스펙트럼 특성에 따라 지정되지만, 이러한 별들은 미세 진동과 같은 다른 특성에도 영향을 받습니다.초거성의 표면 중력은 보통 log(g) 2.0kg 이하이지만, 밝은 거성(광도 등급 II)은 통계적으로 일반 Ib [14]초거성과 매우 유사하다.차가운 초거성은 표면 중력이 낮으며, 가장 밝은(그리고 불안정한) 별들은 0 주위에 로그(g)가 [13]있습니다.가장 밝은 초거성은 질량이 크고 반지름이 [15]작기 때문에 표면 중력이 1 정도 됩니다.

온도

모든 주 스펙트럼 등급에 초거성이 존재하며 약 3,400 K의 중간 M 등급 별에서 40,000 K 이상의 가장 뜨거운 O 등급 별에 이르는 모든 온도 범위에 걸쳐 있습니다.슈퍼거성은 보통 M급보다 시원하지 않다.이는 이론적으로 그들이 재앙적으로 불안정하기 때문에 예상되지만 궁수자리 [13]VX와 같은 극단적인 별들 사이에서는 예외가 있을 수 있다.

O부터 M까지 모든 등급에 초거성이 존재하지만 대부분은 다른 모든 스펙트럼 등급보다 많은 스펙트럼 유형 B이다.훨씬 더 작은 그룹은 매우 낮은 광도의 G형 초거성, 즉 점근거성 가지에 도달하기 전에 중심핵에서 헬륨을 태우는 중간 질량 별들로 구성되어 있습니다.다른 그룹은 초기 B(B0-2)와 매우 늦은 O(O9.5)의 고휘도 초거성으로 구성되어 있으며, 이러한 스펙트럼 유형의 [16]주계열성보다 더 흔하다.

청색, 황색, 적색 초거성의 상대적인 숫자는 항성 진화의 속도를 나타내는 지표이며, 질량이 [17]큰 별들의 진화 모델에 대한 강력한 테스트로 사용됩니다.

광도

초거성은 HR 다이어그램의 전체 윗부분을 차지하는 수평 대역에 다소 위치하지만 스펙트럼 유형에 따라 약간의 변화가 있다.이러한 변화는 부분적으로 다른 스펙트럼 유형에서 광도 등급을 할당하는 다른 방법과 부분적으로 별의 실제 물리적 차이 때문이다.

별의 복도 광도는 모든 파장에서 전자기 복사의 총 출력을 반영합니다.매우 뜨겁고 매우 차가운 별의 경우, 복도 광도는 시각 광도보다 극적으로 높으며, 때로는 몇 가지 등급 또는 5배 이상의 배율을 갖습니다.이 복량 보정은 B, K, M의 중간 별에 대해 약 1등급이며, O와 M의 중간 별에 대해서는 3등급(15배)으로 증가합니다.

모든 초거성은 같은 온도의 주계열성보다 크고 밝습니다.이것은 뜨거운 초거성이 밝은 주계열성 위의 비교적 좁은 띠 위에 있다는 것을 의미합니다.B0 주계열성의 절대 등급은 약 -5이며, 이는 모든 B0 초거성이 절대 등급 -5보다 상당히 밝다는 것을 의미합니다.가장 희미한 청색 초거성의 복도 광도는 태양의 수만 배입니다.L가장 밝은 사람은 100만 명 이상일 수 있습니다☉.L☉ α 시그니 변수나 밝은 청색 변수와 같이 불안정한 경우가 많다.

초기 O형 스펙트럼을 가진 가장 뜨거운 초거성은 매우 밝은 초기 O형 주계열성과 거성 위에 극도로 좁은 광도 범위에서 발생합니다.이들은 질소와 헬륨 방출에 대해 일반적으로 "f"와 같은 다른 스펙트럼형 수식어가 있지만, 정상(Ib) 초거성과 발광(Ia) 초거성으로 따로 분류되지 않는다(예: HD 93129A의 [18]경우 O2 If).

노란색 초거성은 절대 등급 -5보다 상당히 희미할 수 있으며, 일부 예는 -2(예: 14 페르세우스)이다.0에 가까운 열량 보정을 할 경우, 그것들은 태양 광도의 수백 배 밖에 되지 않을 수 있습니다.그러나 이들은 질량이 큰 별은 아니다; 대신 표면 중력이 특히 낮은 중간 질량의 별들로, 종종 세페이드 맥동과 같은 불안정성으로 인해 발생한다.이 중간질량별들은 상대적으로 긴 진화 단계 동안 초거성으로 분류되는 것이 낮은 광도 노란색 초거성의 수를 설명해 줍니다.가장 밝은 노란색 별인 노란색 극대거성은 시각적으로 가장 밝은 별에 속하며 절대 등급은 -9 정도이지만 아직 100만 개 미만입니다.L를 클릭합니다☉.

적색초거성의 광도 상한선은 약 50만 개입니다.L이것보다 더 밝을 별들은 주계열을 떠난 후에도 뜨거운 초거성으로 남아있을 정도로 빠르게 바깥 층을 벗어납니다☉.적색초거성의 대부분은 10~15개였다.M☉ 주계열성으로 지금은 10만 미만의 광도를 가지고 있다L그리고 밝은 초거성(Ia) M형 별은 [16]매우 적다☉.적색 초거성으로 분류되는 가장 낮은 별들은 황소자리 RV 변광성과 같이 매우 팽창하고 불안정한 저질량 별들 중 가장 밝은 AGB 및 AGB 이후의 별들이다.대부분의 AGB 별들은 거성 또는 밝은 거성 광도 등급으로 분류되지만, 특히 처녀자리 W형 변광성과 같은 불안정한 별들은 초거성 등급으로 분류될 수 있다(예: 처녀자리 W 자체).가장 희미한 적색 초거성은 절대 등급 -3입니다.

가변성

RS Puppis는 초거성이고 고전적인 세페이드 변광성이다.

백조자리 알파 변수, 반규칙 변수, 불규칙 변수와 같은 대부분의 초거성은 어느 정도 광도변화를 나타내지만, 초거성들 사이에 있는 특정 유형의 변수는 잘 정의되어 있습니다.불안정 띠는 초거성 영역을 가로지르며, 특히 많은 노란색 초거성은 고전적인 세페이드 변광성이다.같은 불안정 영역은 매우 드물고 단명한 초거성의 부류인 훨씬 더 밝은 노란색 초거성을 포함하도록 확장됩니다.북극성 R형 변광성은 전부가 아니지만 노란색 초거성이지만, 이러한 변동성은 물리적 불안정성보다는 특이한 화학적 조성 때문이다.

황소자리 RV형 변광성과 망원경 PV형 변광성과 같은 다른 유형의 변광성은 종종 초거성으로 설명된다.타우자리 RV별은 표면 중력이 낮기 때문에 종종 초거성 광도 등급의 스펙트럼 유형이 할당되며, 태양과 유사한 질량을 가지며 AGB 및 후기 AGB 별 중 가장 밝다. 마찬가지로, 더 희귀한 PV Tel 변수는 종종 초거성으로 분류되지만 슈퍼보다 낮은 광도를 가진다.거성과 특이 B[e] 스펙트럼에 수소가 극도로 부족하다.아마도 그것들은 또한 AGB 이후의 천체이거나 "다시 태어난" AGB 별일 것입니다.

LBV는 여러 개의 반규칙적인 주기, 예측 불가능한 폭발 및 거대 폭발로 가변적이다.이들은 보통 초거성 또는 초거성으로, 때로는 울프-레이에 스펙트럼이 있는 극도로 밝고 질량이 크고 진화된 별들이지만, 매우 독특하고 특이해서 초거성 또는 초거성 스펙트럼 유형으로 지칭되지 않고 별도의 범주로 취급되는 경우가 많다.종종 스펙트럼 유형은 특이하고 매우 가변적인 스펙트럼 특성을 가지고 있기 때문에 "LBV"와 동일하게 지정되며, 폭발 시 온도는 약 8,000 K에서 "급상승 시 최대 20,000 K까지 변화한다.

화학 성분

초거성 표면에 있는 다양한 원소들의 풍부함은 덜 밝은 별들과 다릅니다.초거성은 진화된 별이며 표면으로 핵융합 생성물이 대류하는 과정을 거쳤을 수 있습니다.

차가운 초거성은 매우 질량이 큰 별의 주계열 중 표면으로의 핵융합 생성물 대류, 조개 연소 중 준설, 별의 외부층 상실로 인해 표면에서 헬륨과 질소의 증가를 보여줍니다.헬륨은 CNO 사이클 융합 중에 탄소와 산소에 상대적으로 축적되는 수소와 질소의 융합에 의해 핵과 껍질에 형성된다.동시에 탄소 및 산소함유량도 [19]감소한다.적색 초거성은 표면의 특이한 화학 물질, 깊은 세 번째 준설에서 나온 탄소의 증가, 탄소-13, 리튬 및 S-과정 원소 등으로 빛나지만 질량이 적은 AGB 별과 구별될 수 있다.후기 AGB 별들은 산소 농도가 높아져 OH [20]매저를 생성할 수 있습니다.

뜨거운 초거성은 다양한 수준의 질소 농도를 보여줍니다.이는 회전으로 인해 주계열에서의 혼합 수준이 다르거나 일부 청색 초거성이 주계열에서 새롭게 진화한 반면 다른 초거성은 이전에 적색 초거성 단계를 거쳤기 때문일 수 있습니다.적색 초거성은 CNO로 처리된 물질이 표면으로 대류하고 외부 층이 완전히 손실되기 때문에 일반적으로 탄소에 비해 질소 함량이 더 높다.헬륨의 표면 강화는 또한 대기의 [21][22]3분의 1 이상을 차지하는 붉은색 이후의 초거성에서 더 강합니다.

진화

주요 기사:별의 진화

O형 주계열성과 B형 청백색 중 가장 질량이 큰 별은 초거성이 됩니다.그들의 극단적인 질량 때문에, 그들은 3천만 년에서 수십만 [23]년 사이의 짧은 수명을 가지고 있습니다.그것들은 산개 성단, 나선은하의 팔, 불규칙은하와 같은 젊은 은하구조에서 주로 관찰됩니다.이들은 나선은하 팽대부에는 덜 풍부하고 주로 늙은 별들로 구성된 타원은하 또는 구상성단에서는 거의 관찰되지 않습니다.

초거성은 질량이 작은 별들처럼 중심핵의 수소가 고갈될 때 발달하는데, 이 때 중심핵은 팽창하기 시작합니다.그러나 질량이 작은 별들과 달리, 그들은 수소를 소진하고 얼마 지나지 않아 중심핵에서 헬륨을 부드럽게 융합하기 시작합니다.즉, 질량이 작은 별만큼 밝기가 급격하게 증가하지 않고 HR 도표를 거의 수평으로 진행하여 적색 초거성이 됩니다.또한 질량이 작은 별들과 달리 적색 초거성은 헬륨보다 무거운 원소들을 융합할 수 있을 정도로 질량이 크기 때문에 수소와 헬륨 껍질이 연소된 후 행성상 성운으로 대기를 분출하지 않고, 대신 중심핵에서 무거운 원소들이 붕괴될 때까지 계속 연소합니다.이들은 백색왜성을 형성하기에 충분한 질량을 잃을 수 없기 때문에, 중성자별이나 블랙홀 잔해를 남길 것이며, 보통 중심 붕괴 초신성 폭발 후에 남습니다.

약 40개 이상의 질량을 가진 별들M☉ 적색 초거성으로 확장될 수 없습니다.그들은 너무 빨리 타버리고 바깥 층을 너무 빨리 잃기 때문에, 그들은 다시 뜨거운 별이 되기 전에 청색 초거성 단계 또는 아마도 황색 초거성에 도달합니다.가장 질량이 큰 별들은 약 100개가 넘습니다.MO형 주계열성의 위치에서 거의 움직이지 않는다☉.이것들은 매우 효율적으로 대류하기 때문에 표면에서 핵까지 수소를 혼합합니다.이들은 별 전체에서 수소가 거의 완전히 고갈될 때까지 수소를 계속 융합한 다음, 유사한 뜨겁고 밝은 별의 일련의 단계를 통해 빠르게 진화합니다. 초거성, 슬래시 별, WNh-, WN-, 그리고 WC- 또는 WO형 별일 수도 있다.그것들은 초신성으로 폭발할 것으로 예상되지만, 이것이 발생하기 전에 얼마나 멀리까지 진화할지는 확실하지 않다.중심핵에서 여전히 수소를 태우는 이 초거성의 존재는 초거성에 대한 조금 더 복잡한 정의를 필요로 할 수 있습니다: 핵융합 생성물 때문에 크기가 커지고 광도가 증가하는 거대한 별이지만 여전히 [24]수소가 남아 있습니다.

우주의 첫 번째 별들은 현대 우주의 별들보다 상당히 밝고 더 질량이 컸다고 여겨진다.이론화된 별의 집단 III의 일부로서, 그 존재는 퀘이사의 수소와 헬륨 이외의 원소의 관측을 설명하기 위해 필요합니다.아마도 오늘날 알려진 어떤 초거성보다 더 크고 더 밝은 그들의 구조는 대류가 적고 질량 손실이 적은 상당히 달랐다.그들의 매우 짧은 수명은 격렬한 광분열이나 쌍불안정 초신성으로 끝났을 가능성이 있다.

초신성 전구체

주요 기사:초신성

대부분의 II형 초신성 전구체는 적색초거성으로 생각되며, 덜 흔한 Ib/c형 초신성은 수소 [25]대기를 완전히 잃은 뜨거운 울프-레이에별에 의해 생성된다.거의 정의상, 초거성은 그들의 삶을 폭력적으로 끝낼 운명이다.헬륨보다 무거운 원소들을 융합하기 시작할 정도로 큰 별들은 비록 어떤 별들은 거의 흔적도 없이 중심 블랙홀로 붕괴될 수 있지만, 재앙적인 핵 붕괴를 피할 수 있을 만큼 질량을 잃을 수 있는 방법은 없는 것으로 보인다.

그러나 적색초거성이 불가피하게 철심으로 발전하고 폭발하는 단순한 "온" 모형은 너무 단순하게 나타났다.특이한 타입 II 초신성 1987A의 시조는 청색 [26]초거성이었으며, 이미 적색 초거성 단계를 거친 것으로 생각되며, 이것은 현재 예외적인 상황과는 거리가 먼 것으로 알려져 있다.현재 많은 연구가 어떻게 청색 초거성이 초신성으로 폭발할 수 있는지, 그리고 언제 적색 초거성이 생존하여 [27]다시 뜨거운 초거성이 될 수 있는지에 초점을 맞추고 있다.

잘 알려진 예

초거성은 희귀하고 수명이 짧은 별이지만, 그 높은 광도는 하늘에서 가장 밝은 별들을 포함한 많은 육안 예들이 있다는 것을 의미합니다.오리온자리에서 가장 밝은 별인 리겔은 전형적인 청백색 초거성이고, 데네브는 백조자리에서 가장 밝은 별이며, 세페이드자리 델타(Delta Cephei)는 유명한 황색 초거성이고, 베텔게우스, 안타레스, 방패자리 UY는 적색 초거성이다.μ 세페이는 맨눈으로 볼 수 있는 가장 붉은 별 중 하나이며 은하계에서 가장 큰 별 중 하나이다.카시오페이아자리 로는 변광성 황색 초거성으로 맨눈으로 가장 밝은 별 중 하나입니다.

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레퍼런스

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