초거성

Hypergiant
권총별, 카시오페이아 로, 베텔게우스, 큰개자리 VY 비교(왼쪽에서 오른쪽으로).왼쪽 가장자리 근처에 있는 파란색 반고리는 태양계의 가장 바깥쪽 행성인 해왕성의 궤도를 나타냅니다.

초거성(광도 등급 0 또는+ Ia)은 극도의 항성풍 때문에 극도로 높은 광도, 질량, 크기 및 질량 손실을 보이는 매우 드문 유형의 별입니다.초거성이라는 용어는 MKK 시스템에서 0등급으로 정의됩니다.그러나 이는 노란색 극대거성, RSG(적색초거성), 방출 스펙트럼을 가진 청색 B(e) 초거성과 같은 명확한 그룹을 제외하고 문헌이나 발표된 스펙트럼 분류에서 거의 나타나지 않는다.일반적으로 극대거성은 Ia-0 또는+ Ia로 분류되지만 적색초거성은 이러한 스펙트럼 분류에 거의 할당되지 않는다.천문학자들은 이 별들이 별의 진화, 특히 별의 형성, 안정성, 초신성으로서 예상되는 종말을 이해하는 것과 관련이 있기 때문에 이 별들에 관심이 있습니다.

원점 및 정의

1956년, 천문학자 축제와 사케라이는 M = -7보다V 절대적인 밝기를 가진 별들을 위해 초거성(나중에 초거성으로 변경됨)이라는 용어를 사용했다(예를Bol 들어 매우 차갑고 매우 뜨거운 별들의 경우 M이 최소 B0 초거성의 경우 -9.7보다 클 것이다).1971년 키넌은 이 용어가 적어도 Hα에 하나 이상의 광범위한 방출 성분을 보이는 초거성에 대해서만 사용될 것이라고 제안했는데, 이는 항성 대기가 확장되거나 상대적으로 큰 질량 손실률을 나타낸다.키난 기준은 오늘날 [1]과학자들에 의해 가장 일반적으로 사용되는 기준이다.

초거성으로 분류되려면 별은 매우 밝아야 하며 대기 불안정성과 높은 질량 손실을 나타내는 스펙트럼 신호를 가져야 한다.따라서 초거성이 아닌 초거성은 같은 분광형의 초거성과 같거나 더 높은 광도를 가질 수 있습니다.극대거성은 P 백조류 프로파일로 알려진 독특한 스펙트럼 형태를 만들어내면서 스펙트럼 라인의 특징적인 확대와 적색 편이를 가질 것으로 예상된다.수소 방출선을 사용하는 것은 가장 차가운 초거성을 정의하는 데 도움이 되지 않으며, 질량 손실이 거의 불가피하기 때문에 이러한 초거성은 광도에 따라 크게 분류됩니다.

형성

초기 질량이 약 25 이상인 별M☉ 주계열에서 빠르게 멀어지고 밝기가 다소 증가하여 청색초거성이 된다.그들은 거의 일정한 광도로 식히고 팽창하여 적색 초거성이 된 다음 외부 층이 날아가면서 수축하고 온도가 상승합니다.이들은 초신성으로 폭발하거나 완전히 떨어져 울프-레이에별이 될 때까지 여전히 상당히 일정한 광도로 하나 이상의 "파란 고리"를 앞뒤로 "돌파"할 수 있다.초기 질량이 약 40 이상인 별M☉ 안정적이고 확장된 대기를 형성하기에는 너무 밝기 때문에 적색 초거성이 될 정도로 충분히 식지 않는다.가장 무거운 별들, 특히 대류와 혼합이 강화된 빠르게 회전하는 별들은 이러한 단계를 건너뛰고 울프-레이에 단계로 바로 이동할 수 있습니다.

이것은 초거성이 발견된 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 맨 위에 있는 별들이 주계열에서 새롭게 진화하여 여전히 질량이 높거나 초기 질량의 상당한 부분을 잃은 훨씬 더 진화된 붉은색 이후의 초거성들을 가지고 있을 수 있다는 것을 의미하며, 이러한 물체는 단순히 그들의 광도만으로 구별할 수 없다.온도와 온도입니다.남아 있는 수소의 비율이 높은 고질량 별은 안정성이 높은 반면, 질량이 낮고 무거운 원소 비율이 높은 나이 든 별은 복사압의 증가와 중력 감소로 인해 대기의 안정성이 떨어진다.이들은 에딩턴 한계 부근에 있고 질량이 급격히 감소하는 초대거성으로 생각됩니다.

황색초거성은 일반적으로 대부분의 대기와 수소를 이미 잃은 적색 이후의 초거성으로 생각됩니다.거의 같은 광도를 가진 보다 안정적인 고질량 황색 초거성 몇 개가 알려져 있으며 적색 초거성 단계를 향해 진화하고 있는 것으로 생각되지만, 이러한 초거성은 빠른 전이가 예상되기 때문에 드물다.황색초거성은 적색초거성 이후 별이기 때문에, 약 500,000에서 750,000의 광도에 꽤 엄격한 상한이 있지만, 청색초거성은 훨씬 더 밝을 수 있으며, 때로는 수백만 개에 달할 수 있다.L를 클릭합니다☉.

거의 모든 극대거성은 내부 불안정성으로 인해 시간이 지남에 따라 밝기의 변화를 보이지만, 이들은 발광 청색 변광성(LBV)과 황색 극대거성이 발견되는 두 개의 뚜렷한 불안정 영역을 제외하고는 작습니다.그들의 높은 질량 때문에, 초거성의 수명은 천문학적인 시간 척도로 매우 짧다: 태양과 같은 별들의 약 100억 년과 비교하면 불과 몇 백만 년밖에 되지 않는다.극대거성은 항성 형성의 가장 크고 밀도가 높은 영역에서만 생성되며, 짧은 수명 때문에 이웃 은하에서도 식별될 수 있는 극도의 광도에도 불구하고 극소수만 알려져 있습니다.LBV 등 일부 단계에서 소요되는 시간은 수천 년 [2][3]정도로 짧을 수 있습니다.

안정성.

용골자리 에타를 둘러싼 용골자리 거대 성운

별의 밝기가 질량과 함께 크게 증가하기 때문에, 극대거성의 밝기는 종종 에딩턴 한계에 매우 근접합니다. 이 한계는 별이 바깥쪽으로 팽창하는 복사 압력이 별의 중력이 안으로 무너지는 힘과 맞먹는 것입니다.이것은 초거성의 광구를 통과하는 복사 플럭스가 광구를 방출할 정도로 거의 강할 수 있다는 것을 의미합니다.에딩턴 한계 이상에서는 이 별이 너무 많은 방사선을 방출하여 외부 층의 일부가 거대한 폭발로 떨어져 나갈 것이며, 이는 별이 더 높은 광도로 장기간 빛나지 못하도록 효과적으로 제한할 것이다.

연속체로 움직이는 바람을 일으킬 수 있는 좋은 후보는 지금까지 관측된 별 중 가장 질량이 큰 별 중 하나인 용골자리 에타입니다.약 130 태양 질량의 추정 질량과 태양의 4백만 배 밝기로, 천체 물리학자들은 용골자리 에타가 때때로 에딩턴 [4]한계를 초과할 것이라고 추측한다.지난 번에는 1840-1860년에 관측된 일련의 폭발이 있었을 가능성이 있으며,[5] 이는 항성풍이 무엇을 허용할지에 대한 현재의 이해보다 훨씬 높은 질량 손실률에 도달한 것입니다.

선으로 움직이는 항성풍(즉, 좁은 스펙트럼 선으로 별에서 나오는 빛을 흡수하여 움직이는 바람)과는 달리, 연속체 운전은 광구에 그러한 선이 거의 없는 수소와 헬륨 이외의 원자인 "금속" 원자의 존재를 필요로 하지 않는다.대부분의 질량이 큰 별들은 또한 매우 금속이 부족하기 때문에, 이것은 효과가 금속성과는 독립적으로 작용해야 한다는 것을 의미하기 때문에 중요합니다.같은 논리로, 연속체 구동은 또한 빅뱅 직후에 금속을 전혀 포함하지 않은 1세대 별의 질량 한계에도 기여할 수 있다.

예를 들어 용골자리 에타의 거대한 폭발을 설명하는 또 다른 이론은 깊이 위치한 유체역학적 폭발이 별의 외부 층의 일부를 날려버리는 아이디어입니다.이 생각은 이 별이 에딩턴 한계 이하의 광도일지라도 내부 층에서 충분한 열 대류를 일으키지 못할 것이며, 이로 인해 밀도 반전이 잠재적으로 대규모 폭발로 이어질 수 있다는 것입니다.그러나 그 이론은 그다지 탐구되지 않았고 이것이 실제로 [6]일어날 수 있을지는 불확실하다.

초거성과 관련된 또 다른 이론은 별의 실제 표면이라기 보다는 항성풍에 의해 실제로 형성된 광학적으로 밀도가 높은 구형 표면인 의사 광구권 형성 가능성입니다.이러한 유사 광구권은 바깥쪽으로 움직이는 짙은 바람 아래의 깊은 표면보다 훨씬 더 차가울 것이다.이는 중간 광도 LBV가 "누락된" 것과 거의 같은 광도와 더 낮은 온도에서 노란색 초거성의 존재를 설명하기 위해 가설화되었습니다.황색 초거성은 실제로 의사 광구를 형성한 LBV로 온도가 [7]낮은 것으로 보입니다.

Ofpe, WNL, LBV 및 기타 초거성과의 관계

큰개자리 VY 주변 초대형 망원경 이미지

극대거성은 HR 다이어그램의 동일하거나 유사한 영역에서 다른 분류의 별들로 진화된 고휘도 고질량 별입니다.서로 다른 분류가 서로 다른 초기 조건을 가진 별인지, 진화 궤도의 서로 다른 단계에 있는 별인지, 아니면 단지 우리 관측의 인공물인지 항상 명확하지는 않습니다.현상을[8][9] 설명하는 천체물리학적 모형은 많은 일치된 부분을 보여준다.하지만 다른 종류의 별들 사이의 관계를 확립하는데 반드시 도움이 되지 않는 차이점들이 있다.

대부분의 초거성은 비슷한 온도의 극대거성보다 덜 밝지만, 몇몇은 같은 밝기 범위에 [10]속합니다.극대거성에 비해 일반적인 초거성은 종종 확장된 스펙트럼 라인이 상당한 질량 손실을 나타내는 강한 수소 방출이 부족하다.진화한 저질량 초거성은 적색 초거성 단계에서 돌아오지 않으며 초신성으로 폭발하거나 백색 왜성을 남깁니다.

밝은 청색 변광성은 특징적인 스펙트럼 변화를 보이는 매우 밝은 뜨거운 별의 한 종류입니다.그들은 종종 뜨거운 별들이 일반적으로 더 밝기 때문에 "질량한" 영역에 놓여있지만, 주기적으로 큰 표면 분출을 겪으며 모든 광도의 별들이 거의 같은 온도인 약 8,000K의 [11]좁은 영역으로 이동한다.이 "활성" 구역은 노란색 초거성이 발견되는 불안정한 "보이드"의 뜨거운 가장자리 근처에 있으며, 일부는 겹칩니다.황색초거성이 불안정한 공허를 지나 LBV가 되거나 [12][13]초신성으로 폭발할 수 있는지는 명확하지 않다.

파란색 초거성은 HR 다이어그램의 LBV와 동일한 부분에 있지만 반드시 LBV의 변화를 나타내는 것은 아닙니다.모든 LBV가 아닌 일부 LBV는 최소한 일부 시간 [14][15]동안 초거성 스펙트럼의 특성을 보여주지만, 많은 저자들은 모든 LBV를 초거성 등급에서 제외하여 별도로 [16]취급할 것이다.LBV 특성을 나타내지 않는 청색 극대거성은 LBV의 조상일 수도 있고 그 반대일 수도 있습니다.[17]저질량 LBV는 차가운 초대거성과의 과도기이거나 다른 유형의 [17][18]물체일 수 있다.

울프-레이에별은 외부 층의 대부분 또는 전부를 잃은 극도로 뜨거운 별입니다.WNL은 질소가 지배하는 스펙트럼을 가진 후기(즉, 차가운) 울프-레이에별에 사용되는 용어이다.이들은 일반적으로 충분한 질량을 손실한 후에 초거성이 도달하는 단계라고 생각되지만, 수소가 풍부한 WNL 별들의 작은 그룹은 사실 청색초거성 또는 LBV의 조상일 가능성이 있습니다.이들은 Ofpe(O형 스펙트럼 + H, He, N 방출선 및 기타 특성)와 WN9(가장 차가운 질소 울프-레이에별)로, 고질량 주계열성과 초거성 또는 LBV 사이의 짧은 중간 단계일 수 있다.대기 LBV는 WNL 스펙트럼으로 관측되었으며, Ofpe/WNL 별은 청색 초거성 스펙트럼으로 변화했다.높은 자전 속도는 무거운 별들이 대기를 빠르게 벗어나 주계열에서 초거성으로의 이동을 방해하기 때문에 울프-레이에별이 직접 됩니다.울프 레이에 별, 슬래시 별, 쿨 슬래시 별(일명 WN10/11), Ofpe, Of+ 및* Of 별은 초거성으로 간주되지 않습니다.광도가 높고 강한 방출선을 가지고 있지만,[19] 그들만의 특징적인 스펙트럼을 가지고 있다.

알려진 초대거성

초거성은 희귀하기 때문에 연구하기가 어렵다.많은 극대거성은 매우 가변적인 스펙트럼을 가지고 있지만, 여기서는 넓은 스펙트럼 등급으로 분류된다.

발광 청색 변수

일부 밝은 청색 변광성은 변동 주기의 적어도 일부 동안 극대거성으로 분류된다.

청색초거성

태양계의 크기에 비해 초거성과 그 원시 행성 원반

보통 B클래스, 경우에 따라서는 늦은 O 또는 이른 A:

은하 중심 영역:[27]

  • 스타 13, 타입 O, LBV 후보
  • 스타 18, 타입 O, LBV 후보

Westerlund [28]1의 경우:

  • W5(Wolf-Rayet 가능)
  • W7
  • W13 (바이너리)
  • W33
  • W42a

황색초거성

황색 초거성 HR 5171을 둘러싼 필드

늦은 A - K 스펙트럼을 가진 황색 극대거성:

Westerlund [28]1의 경우:

  • W4
  • W8a
  • W12a
  • W16a
  • W32
  • W265

삼각형자리 은하:

Sextans 은하에서:

게다가 최근 발견된 방패자리 적색 초거성단에서 적어도 두 개의 가능한 냉각 초거성: RSGC1의 F15와 F13, RSGC2의 Star 49.

적색초거성

태양의 지름과 가장 큰 별 중 하나인 초거성 큰개자리 VY의 크기 비교

알려진 가장 큰 별인 M형 스펙트럼:

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 일부 저자들은 백조자리 OB2-12가 특징적인 변동성을 보여주지는 않았지만 극도로 밝기 때문에 백조자리 OB2-12를 LBV로 간주한다.
  2. ^ OB 성협 전갈자리 OB1의 가장 밝은 별이자 LBV [22]후보입니다.
  3. ^ 아마 AGB 이후 [32]스타에 가까울지도 모르지

레퍼런스

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