최근 수정 시각 : 2024-09-05 06:23:38
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항성 단계
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늙은 주계열성
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초기
태양 질량에 따른 구분*
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0.07~0.25
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0.25~0.4
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0.4~8
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8~20
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20~45
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45~120
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120~130
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130~250
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250~1000
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1000~
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청색왜성N
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준거성
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볼프-레이에별WL
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↓
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↓
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↓
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↓
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거성色*
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(LBV)
초거성·
극대거성色*
(OH/IR 초거성·극대거성)
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↓
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헬륨 섬광*
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↓
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↓
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↓
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↓
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(O·B형 준왜성)
수평가지별
(적색덩어리거성)
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점근거성가지별
초기 ↓
열맥동 ↓
후기
(OH/IR 별)
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LBVWL
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볼프-레이에별WL
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↓
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행성상성운·
PG 1159 별
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초신성·
극초신성
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쌍불안정성 초신성
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극초신성
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쿼시 별N
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밀집성 단계와 그 후
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헬륨 백색왜성N*
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백색왜성
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중성자별
(킬로노바·마그네타)
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블랙홀
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잔해 없음
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블랙홀
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흑색왜성N·
Ia형 초신성·
헬륨 별N*
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↓
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철 별N*
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블랙홀
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초대질량 블랙홀로 흡수
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호킹 복사로 소멸
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{{{#!folding [ 각주 ]
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<tablewidth=100%> * N: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
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WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
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色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
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*: 참고
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1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
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2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는
여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
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3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
-
4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
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5. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
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6. 철 별은
양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은
양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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틀:주계열성의 종류 ·
천문학 관련 정보
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틀:갈색왜성의 종류 ·
틀:갈색왜성의 이후 진화
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극대거성 /
極
大
巨
星 / Hypergiant
초거성보다 크고 밝은 항성들의 분류로,
여키스 분류법에서는 0 혹은 Ia+로 표기한다. 보통 색깔에 따라 청색, 백색, 황색, 적색으로 구분한다. 청색극대거성이 불안정한 밝기 특징을 가진 경우
밝은 청색 변광성으로 분류하기도 한다.
안타레스보다 지름이 크면 이곳에 분류하게 된다.1956년 피스트와 태커리가 만든 초초거성(super-supergiant)이라는 항성 분류가 이름의 유래인데, 이후에는 Ha 영역에서 하나의 넓은 방출 스펙트럼을 보이는 초거성을 극대 거성이라 정의한다. 대개 극대 거성들은 매우 큰 질량 손실률을 보이는데, 이 때문에 태양 질량의 40배 이상인 질량의 별들은 청색 주계열성에서 많은 질량을 항성풍의 형태로 방출함에 따라
볼프–레이에별로 진화할 수 있다. 청색 극대거성과 황색 극대거성은 이름은 극대거성이지만 대부분 적색 초거성보다 작은데, 이는 밀도 차이 때문이다. 실제로 적색 극대 거성의 밀도는 지구의 대기보다도 낮을 정도인데, 엄청난 압력의 핵은 별 전체에서 차지하는 부피가 매우 작은 반면 외피층과 핵 사이는 거의 진공으로 이루어진 빈 공간이기 때문이다.분광형 O~B까지의 극대거성. 하지만, 안타레스보다는 반지름이 작다.분광형 A~F까지의 극대거성. 아직까지는 뚜렷한 특징은 없다.