청색거성

Blue giant
다른 용도는 파란색 거성(동음이의)을 참조하십시오.

천문학에서 청색 거성은 광도 등급 III(거성) 또는 II(밝은 거성)의 뜨거운 별입니다.표준 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 이 별들은 주계열성의 위 오른쪽에 있습니다.

이 용어는 주계열에서 이동했지만 다른 공통점은 거의 없는 진화된 별인 다양한 발달 단계에 있는 별에 적용됩니다. 따라서 청색 거성은 단순히 특정 유형의 별이 아니라 HR 다이어그램의 특정 영역에 있는 별들을 가리킵니다.이들은 적색 거성보다 훨씬 희귀합니다. 왜냐하면 그들은 더 무겁고 덜 흔한 별에서만 발달하고 청색 거성 단계에서 수명이 짧기 때문입니다.

왜냐하면 거대한 광도 분류에 따라 O-type&B형 별들은 어느 정도 더 같은 온도 정상 main-sequence보다 왜냐하면 이 별 중 많은 상대적으로 지구로 은하계의 은하 규모로 근처에 있어 발광, 밤 하늘에서 밝은 별의 많은 파란 색 g의 예들입니다iants(센타우루스자리 베타 포함)(B1)III); Mimosa (B0.5)III), Bellatrix(B2II), 큰개자리 엡실론(B2)II) 및 알파 루피(B1.5)III) 다른 것 중에서.

청색 거성이라는 이름은 단순히 크고 [1]뜨겁다는 이유만으로 주계열성과 같은 다른 고질량 발광성들에 잘못 사용되기도 합니다.

특성.

알골 B, 태양, 적색왜성, 그리고 일부 행성과 비교되는 청색거성 벨라트릭스.

청색 거성은 엄격하게 정의된 용어가 아니며 매우 다양한 유형의 별에 적용됩니다.이들은 같은 질량이나 온도를 가진 주계열성들에 비해 크기와 밝기가 중간 정도 증가하며, 분광형 O, B, 때로는 초기 A를 의미하는 청색이라고 불릴 만큼 뜨겁습니다.온도는 약 10,000K를 넘고, 태양()M☉의 약 2배 이상의 영년 주계열(ZAMS) 질량과 절대 등급은 약 0 또는 더 밝습니다.이 별들은 태양의 R☉반지름()의 5~10배에 불과한데 비해 적색 거성은 최대 100배이다.

청색 거성으로 불리는 가장 차갑고 덜 밝은 별들은 적색 거성 단계를 거쳐 현재 중심핵에서 헬륨을 태우고 있는 중간 질량의 별인 수평 가지에 있습니다.질량과 화학적 조성에 따라 이 별들은 중심핵의 헬륨을 소진할 때까지 서서히 파란색 구를 움직이다가 다시 점근거성가지(AGB)로 되돌아갑니다.보통 분광형이 A인 RR 거문고 변광성은 수평가지 중앙을 가로지른다.RR Lyrae 간격보다 뜨거운 수평가지 별은 일반적으로 청색거성으로 간주되며, 때때로 RR Lyrae 별 자체가 [2]청색거성으로 불리기도 한다.가장 뜨거운 별인 청색 수평가지(BHB) 별은 극단적 수평가지(EHB) 별이라고 불리며 같은 광도의 주계열성보다 뜨거울 수 있습니다.이러한 경우 이들은 청색 거성이 아니라 청색 준왜성([3]sdB) 별이라고 불리며, HR 다이어그램에서 주계열성의 왼쪽에 위치하기 때문에 주계열성이었을 때보다 밝기와 온도가 높아졌기 때문에 이름이 붙여졌습니다.

거성에 대한 엄격한 상한은 없지만, 초기 O형은 주계열성 및 초거성과 구분하여 분류하기가 점점 더 어려워지고 있으며, 주계열성이 발달하는 주계열성과 크기와 온도가 거의 동일하며 수명이 매우 짧습니다.좋은 예로 Plaskett의 별은 50개 이상의 두 개의 O형 거성으로 이루어진 근접 쌍성이다.M☉, 온도는 30,000 K 이상, 밝기는 태양의 100,000 배 이상입니다.L천문학자들은 스펙트럼 [4]라인의 미묘한 차이에 근거하여 적어도 하나의 별을 초거성으로 분류할지에 대해 여전히 의견이 분분하다☉.

진화

HR 다이어그램의 파란색 거성 영역에서 발견되는 별들은 그들의 삶의 매우 다른 단계에 있을 수 있지만, 모두 핵심 수소 공급량을 대부분 소진시킨 진화된 별들이다.

가장 간단한 경우, 뜨거운 발광 별은 중심 수소가 고갈되면서 팽창하기 시작하고, 처음에는 청색 준거성이 되고, 다음에는 청색 거성이 되고, 더 차갑고 더 밝아집니다.중간 질량의 별은 적색 거성이 될 때까지 계속 팽창하고 차가워질 것입니다.질량이 큰 별들은 수소 껍질 연소가 진행됨에 따라 계속 팽창하지만, 거의 일정한 광도로 팽창하며 HR 도표를 가로질러 수평으로 움직입니다.이런 방식으로 그들은 적색 초거성이 될 때까지 청색 거성, 밝은 청색 거성, 청색 초거성, 황색 초거성 등급을 빠르게 통과할 수 있습니다.이러한 별들의 광도 등급은 별의 표면 중력에 민감한 스펙트럼 선에서 결정되며, 더 팽창하고 밝은 별들은 I(초거성) 분류로 분류되는 반면, 약간 덜 팽창하고 더 밝은 별들은 II 또는 [5]III로 분류된다.그들은 수명이 짧은 거대한 별들이기 때문에, 느슨하게 묶인 젊은 별들의 큰 집합인 O-B 성협에서 많은 청색 거성들이 발견됩니다.

BHB 별은 더 진화했고 헬륨 연소 중심핵을 가지고 있지만 여전히 광범위한 수소 외피를 가지고 있습니다.0.5~1.0 정도의 적당한 질량을 가지고 있습니다.M☉ 그래서 그들은 종종 거대한 청색 [6]거인들보다 훨씬 더 나이가 많다.BHB라는 이름은 나이가 많은 성단의 색상 등급 도표에서 볼 수 있는 눈에 띄는 수평 그룹 별들의 이름에서 따왔다. 이 성단에서는 같은 연령의 핵심 헬륨 연소 별들이 다양한 온도에서 거의 같은 밝기로 발견됩니다.이 별들은 또한 중심부의 헬륨 연소 단계를 일정한 광도로 통과하여 진화하며, 처음에는 온도가 상승하다가 AGB 쪽으로 이동하면서 다시 감소합니다.그러나 수평 가지의 푸른 끝에는 낮은 광도를 가진 별들의 "파란 꼬리"가 형성되며, 때로는 더 뜨거운 [7]별들의 "파란 고리"가 형성되기도 합니다.

일반적으로 청색 거성으로 지칭되지 않는 고도로 진화된 다른 뜨거운 별들이 있습니다.극도의 온도와 두드러진 헬륨 및 질소 방출선으로 구별되는 울프-레이에별, AGB 이후의 별, 울프-레이에별과 비슷하지만 작고 질량이 작은 행성상 성운을 형성한다. 청색 낙오자, 주계열성단에서 주계열에서 관찰되는 흔치 않은 발광 청색별e별의 밝기는 거성 또는 초거성으로 진화했어야 하며, 진정한 청색 초거성은 가장 질량이 큰 별이 청색 거성을 넘어 진화하고 스펙트럼에 대한 확대 효과로 식별됩니다.

적색왜성이 마침내 수조 년 후에 핵심 수소를 소진할 때 순수하게 이론적인 별 그룹이 형성될 수 있다.이 별들은 깊이를 통해 대류하며 점점 더 많은 헬륨이 축적되면서 온도와 밝기를 매우 천천히 증가시켜 결국 핵융합을 지속하지 못하고 백색왜성으로 빠르게 붕괴할 것으로 예상됩니다.이 별들은 태양보다 뜨거워질 수 있지만 결코 더 밝아지지 않을 것입니다. 따라서 오늘날 우리가 보는 것처럼 청색 거성은 거의 없습니다.청색 왜성이라는 이름은 쉽게 [8]헷갈릴 수 있지만 만들어졌어요.

레퍼런스

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  1. ^ "What is the life cycle of a blue giant star?". Retrieved 2017-12-11.
  2. ^ Lee, Y. -W. (1990). "On the Sandage period shift effect among field RR Lyrae stars". The Astrophysical Journal. 363: 159. Bibcode:1990ApJ...363..159L. doi:10.1086/169326.
  3. ^ Geier, S.; Heber, U.; Heuser, C.; Classen, L.; o’Toole, S. J.; Edelmann, H. (2013). "The subdwarf B star SB 290 – A fast rotator on the extreme horizontal branch". Astronomy & Astrophysics. 551: L4. arXiv:1301.4129. Bibcode:2013A&A...551L...4G. doi:10.1051/0004-6361/201220964. S2CID 38686139.
  4. ^ Linder, N.; Rauw, G.; Martins, F.; Sana, H.; De Becker, M.; Gosset, E. (2008). "High-resolution optical spectroscopy of Plaskett's star". Astronomy and Astrophysics. 489 (2): 713. arXiv:0807.4823. Bibcode:2008A&A...489..713L. doi:10.1051/0004-6361:200810003. S2CID 118431215.
  5. ^ Iben, I.; Renzini, A. (1984). "Single star evolution I. Massive stars and early evolution of low and intermediate mass stars". Physics Reports. 105 (6): 329. Bibcode:1984PhR...105..329I. doi:10.1016/0370-1573(84)90142-X.
  6. ^ Da Costa, G. S.; Rejkuba, M.; Jerjen, H.; Grebel, E. K. (2010). "Ancient Stars Beyond the Local Group: RR Lyrae Variables and Blue Horizontal Branch Stars in Sculptor Group Dwarf Galaxies". The Astrophysical Journal. 708 (2): L121. arXiv:0912.1069. Bibcode:2010ApJ...708L.121D. doi:10.1088/2041-8205/708/2/L121. S2CID 204938705.
  7. ^ Cassisi, S.; Salaris, M.; Anderson, J.; Piotto, G.; Pietrinferni, A.; Milone, A.; Bellini, A.; Bedin, L. R. (2009). "Hot Horizontal Branch Stars in ω Centauri: Clues about their Origin from the Cluster Color Magnitude Diagram". The Astrophysical Journal. 702 (2): 1530. arXiv:0907.3550. Bibcode:2009ApJ...702.1530C. doi:10.1088/0004-637X/702/2/1530. S2CID 2015110.
  8. ^ Adams, F. C.; Bodenheimer, P.; Laughlin, G. (2005). "M dwarfs: Planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440.