극대거성

주계열성 이후 항성의 진화

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항성 단계

늙은 주계열성

초기 태양 질량에 따른 구분^*

0.25

0.25~0.4

0.4~8

8~20

20~45

45~120

120~130

130~250

250~

청색왜성^N

준거성

볼프-레이에별^WL

↓

거성^色*

(LBV)
초거성· 극대거성^色*
(OH/IR 초거성·극대거성)

↓

헬륨 섬광

↓

(O·B형 준왜성)
수평가지별
(적색덩어리거성)

LBV^WL

↓

밀집성 단계와 그 후

잔해 없음

↓

철 별^N*

블랙홀

초대질량 블랙홀로 흡수

호킹 복사로 소멸

* N: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체

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.
色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
*: 참고

1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
3. 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.

틀:주계열성의 종류 · 천문학 관련 정보

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1. 개요2. 특징3. 목록

1. 개요

極大巨星 / Hypergiant

초거성보다 거대한 항성들을 분류하는 신규 분류법으로, 정확한 정의는 내려지지 않았다. 그리고 일반인들에게 정확하게 잘 알려지지 않았다.
보통 청색, 백색, 황색, 적색으로 구분한다.

2. 특징

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.

3. 목록

스티븐슨 2-18
카시오페이아자리 로
카시오페이아자리 V509 : 위의 로와 함께 황색 극대거성이면서 준규칙 변광성이다.
황새치자리 S
피스톨별