밝은 청색 변광성

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주계열성 이후 항성의 진화

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<colbgcolor=#EDEDED,#000>

주계열
단계

초기 태양 질량에 따른 구분^*

<rowcolor=#000><nopad>

≤
0.25

<nopad>

≤
0.4

<nopad>

≤ 2.25
≤ 7.5

<nopad>

≤
9.25

≤
20

<bgcolor=#97B8FF>

≤
45

≤
130

<nopad>

≤
250

≤
10³

<nopad>

10³
≤

늙은 주계열성

초대질량 항성
(쿼시 별)

밀집성
단계와
그 후

헬륨 백색왜성^*

백색왜성

중성자별
(킬로노바·마그네타)

블랙홀

잔해 없음

블랙홀

흑색왜성^*· Ia형 초신성· 헬륨 별^*

철 별^*

블랙홀

초대질량 블랙홀로 흡수

호킹 복사로 소멸

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* 기울임: 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.
( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
*: 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. 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.
5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
7. 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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※ 다른 틀 둘러보기 :
주계열성의 종류 · 갈색왜성의 종류 · 갈색왜성의 이후 진화

천문학 관련 정보

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1. 개요2. 상세

2.1. 특징

3. 나무위키에 문서가 있는 밝은 청색 변광성

<nopad> [1]

1. 개요

高光度藍變星 / Luminious Blue Variables / S Doradus Variable

밝은 청색 변광성(LBV)은 매우 밝고 청색을 띠는 초거성 및 극대거성의 한 종류이다. 이 유형의 대표적인 별인 황새치자리 S의 이름을 따서 황새치자리 S형 변광성이라고도 불린다. 가장 대표적인 별로는 상술했듯이 황새치자리 S가 있으며, 용골자리 에타 A도 밝은 청색 변광성일 것으로 추정되고 있다.

2. 상세

불규칙적으로 광도와 온도가 변하는 특징을 가지며 경우에 따라서는 강한 폭발을 일으키기도 한다. 강한 항성픙에 의해 일반적인 항성과는 다르게 강한 방출선을 보이며 이들 중 일부에서는 독특한 선윤곽이 나타나기도 한다 [2]. 표면온도는 대략 10,000 K에서 25,000K이며, 광도는 25만 태양광도에서 최대 100만 태양광도[3]이다.

2.1. 특징

LBV는 불규칙적으로 거대한 폭발을 일으켜 급격하게 광도가 증가하기도 하며 이러한 현상은 과거 초신성으로 잘못 기록되기도 했다. 예시로 용골자리 에타의 경우 1827년에 일으킨 대폭발에 의해 안시등급이 1.4등급까지 올라가기도 했다. 이러한 폭발 및 강한 항성풍으로 인해 일반적으로 LBV 주변에서는 LBV에서 방출된 가스들로 이루어져 있는 작은 성운이 발견된다.

LBV들의 질량은 이론상의 항성 질량 상한선인 태양의 150배 근처이다. 만약 질량이 150배 이상이 되면 자체적으로 내보내는 복사압이 항성의 중력보다 강해지게 되어 형체를 유지할 수 없는데, 이 LBV들은 항성풍으로 질량을 내보내면서 겨우 150배에 턱걸이하며 유체정역학적 균형을 겨우 유지하고 있다.

너무나도 거대한 질량으로 인해 수명이 수백만 년 정도로 매우 짧고, 초신성 폭발을 일으키기 전에 볼프-레이에별으로 진화하는 것으로 추정되고 있다.

매우 밝기 때문에 수천만 광년 이상으로 거리가 먼 다른 은하에서도 단일 항성으로 관측될 수 있다.

3. 나무위키에 문서가 있는 밝은 청색 변광성

[1] 밝은 청색 변광성의 상상도이다. [2] 백조자리 P형 윤곽이 대표적이다. [3] 고지라별은 무려 태양광도의 1억3천만 - 2억5천만 배라는 어마어마한 밝기를 가지고 있지만 그 항성이 LBV인지 아닌지는 아직 추정이다. [추정] LBV의 메커니즘이 연구가 잘되지 않아서 현재 기준으로 추정이다. [추정] [추정]

후주계열단계	청색왜성	준거성					볼프-레이에별^WL LBV
		거성^色*		초점근거성가지	(LBV) 초거성· 극대거성^色*
		적색거성	헬륨 섬광^* (O·B형 준왜성)
			수평가지별 (적색덩어리거성)
			점근거성가지 (OH/IR 별)
					(OH/IR 초·극대거성)	볼프-레이에별^WL
		행성상성운· PG 1159 별		초신성· 극초신성				쌍불안정성 초신성	극초신성

밝은 청색 변광성

1. 개요

2. 상세

2.1. 특징

3. 나무위키에 문서가 있는 밝은 청색 변광성

분류