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靑色超巨星

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靑色超巨星 (靑色超巨星, 英語 : Blue supergiant )은 科學的으로 OB型 超巨星 으로 表現되는 뜨겁고 밝은 별이다. 이들의 광도 分類 는 I 兄이고 分光型 은 B9 以下다. [1]

靑色超巨星은 헤르츠스프룽-러셀 圖表 의 左側 꼭대기쪽에서 찾을 수 있다. 이들은 太陽 보다 크지만 赤色超巨星 보다는 작고, 表面溫度가 10,000~50,000 K , 광도 는 太陽의 約 10,000倍에서 100萬 倍나 된다.

形成 [ 編輯 ]

超巨星 은 큰 質量의 별이 進化한 것으로, 主系列星 보다 훨씬 크고 밝다. 初期 質量이 約 10~100 M ? 人 O型과 B型 初盤의 별들은 단 數百萬 年 만에 水素 를 消盡하고 表面 가까이에 重元素가 보이기 始作함으로써 主系列을 떠나 鎭火 한다. 이러한 별들은 一部가 곧장 울프-레이에 別 으로 進化할 可能性이 있긴 해도 普通은 靑色超巨星이 된다. [2] 超巨星 段階로의 膨脹은 별의 中心核의 水素가 大幅 減少하고 水素껍질燃燒가 始作될 때 일어나지만, 對流에 依해 重元素가 表面까지 浚渫 되고 輻射壓의 增加로 인해 質量이 損失됨으로써도 일어날 수 있다. [3]

큰개자리 에 있는 B5型 超巨星 , 큰개자리 에타 . 매우 어린 별이지만, 主系列 에서의 짧은 壽命으로 인해 이미 一生의 終點 가까이에 到達해 있다.

靑色超巨星은 높은 光度에, 매우 높은 質量損失率을 가진 主系列星이 最近에 進化한 것이다. 이들 大部分은 엄청난 量의 質量을 잃고 있는 밝은 靑色 變光星 이 된다. 작은 質量의 超巨星은 赤色超巨星이 될 때까지 膨脹한다. 그 過程에서 超巨星은 얼마間은 分明히 黃色超巨星 또는 黃色極大巨星 으로 보내야 한다. 그러나 膨脹은 單 數千 年 만에 일어나기 때문에 이러한 별들은 稀貴하다. 큰 質量의 赤色超巨星은 畏怖層을 날려보내어 靑色超巨星으로, 그리고 아마 울프-레이에 별으로 다시 進化하게 된다. [4] [5] 赤色超巨星의 精密한 質量과 造成에 基盤하여, II型 超新星 으로서 爆發하거나 最終的으로 外包層을 날려보내기에 充分하여 다시 靑色超巨星이 되기 前에, 처음보다 더 不安定하지만 더 어두운 靑色으로의 反復이 많이 이루어질 수 있다. [6] 그러한 별들이 黃色鎭火空白( 헤르츠스프룽 빈틈 과 비슷한)을 通過하게 된다면, 낮은 광도의 LBV의 하나가 될 것으로 推定된다. [7]

매우 무거운 靑色超巨星은 매우 밝기 때문에 巨大한 大氣를 維持할 수 없으며 赤色超巨星으로 膨脹하지 않는다. 매우 차갑고 巨大한 赤色超巨星으로 進化하는 별의 初期 質量은 15~25 M ? 이나, 境界線은 大略 40 M M ? 이다. 더 무거운 靑色超巨星이 質量을 充分히 잃음으로써 울프-레이에 별이 되어 最終的으로 白色矮星 으로서 老年期를 보낼 수 있도록 아무런 問題없이 進化할 수 있는 지, 울프-레이에 別 段階에 이르러서 超新星으로 爆發할지, 아니면 靑色超巨星일 때 超新星으로 爆發할 지는 明確하지 않다. [2]

超新星 의 圓形으로 가장 흔한 것이 赤色超巨星으로 한때는 赤色超巨星만 超新星으로서 暴發할 것이라고 豫測되곤 했다. 그러나 SN 1987A 의 原形은 B3型 靑色超巨星이었던 샌덜릭 -69度 202a 라고 再考되었다. [8] 現在는 理論으로 이를 어떻게 仔細히 說明할지 難堪한 狀態지만, 靑色超巨星과 黃色超巨星을 包含하여 어떠한 類型으로 進化한 큰 質量의 별이라도 大部分이 超新星으로 暴發할 것임이 觀測으로부터 밝혀졌다. [9] 大部分의 超新星이 相對的으로 同一한 II-P型으로 赤色超巨星에 依해 發生하는데 비해, 靑色超巨星은 때로는 SN 1987A처럼 매우 밝게, 때로는 많은 IIn型 超新星과 같이 매우 밝게, 이렇게 폭넓은 範圍의 광도와 期間, 그리고 分光型을 가지는 超新星 爆發을 일으키는 것으로 觀測되었다. [10] [11] [12]

物理的 特徵 [ 編輯 ]

벨라트릭스 (左側)와 알골 B (오른쪽), 太陽 (中間)의 크기 比較.

極端的인 質量으로 인해 이들은 相對的으로 짧은 壽命을 가지며 散開星團 , 螺旋銀河 의 螺旋팔 , 不規則 銀河 와 같이 어린 宇宙 構造에서 觀測된다. 이들은 오래된 別로 構成된 것으로 여겨지는 螺旋銀河의 核이나 楕圓銀河 , 또는 球狀星團 에서 稀貴하게 觀測된다. 最近에는 우리銀河 의 核에서 몇몇 무거운 星團과 省協議 어리고 뜨거운 별들이 發見되긴 했다. [13]

리겔과 太陽의 크기 比較

代表的인 靑色超巨星으로 오리온자리 에서 가장 밝은 별인 리겔 을 들 수 있다. 리겔의 質量은 太陽의 20 배고, 光度는 117,000 倍 程度 크다. 稀貴性과 짧은 壽命에 비해서 이들은 肉眼으로 보이는 별 中 많은 比率을 차지한다. 그 理由는 매우 밝기 때문에 멀리 있어도 쉽게 觀測되기 때문이다.

靑色超巨星은 빠른 항성風 을 가지고 있고 一般的으로 스펙트럼 에서 放出線을 보여준다. 매우 밝은 것들은 스펙트럼이, 質量 損失로 供給되는 强한 連續 스펙트럼을 나타내는 放出線에 依해 主導되며 이들은 極大巨星 으로 불린다. 靑色超巨星은 스펙트럼에서 年齡과 中心核에서의 核合成物이 表面으로 循環할 때까지의 效率性에 基盤하여 다양한 羊의 重元素를 보여준다. 빠르게 回轉하는 超巨星은 內部를 잘 混合할 수 있는데, 높은 比率의 헬륨과 甚至於 中心核에서 아직 水素가 燃燒되고 있어도 重元素를 보여준다. 또 이러한 별들은 울프-레이에 별과 매우 類似한 스펙트럼을 보여준다.

赤色超巨星의 항성風이 밀하고 느린데 비해, 靑色超巨星의 항성風은 稀薄하지만 빠르다. 赤色超巨星이 靑色超巨星으로 될 때, 빠른 항성風은 이미 放出된 느린 항성風과 衝突하여 放出된 物質을 凝縮하여 얇은 껍질로 만들게 한다. 一部 境遇에 몇몇 同心圓의 稀微한 껍질이 赤色超巨星 段階에서 以前의 靑色으로의 反復이나 LBV의 一時的인 爆發과 같은 放出로 因한 連이은 質量 損失 現象으로 보일 수 있다. [14]

靑色超巨星의 예 [ 編輯 ]

같이 보기 [ 編輯 ]

各州 [ 編輯 ]

  1. ↑ Massey, P.; Puls, J.; Pauldrach, A. W. A.; Bresolin, F.; Kudritzki, R. P.; Simon, T. (2005). “The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O?Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample”. 《The Astrophysical Journal》 627 : 477. arXiv : astro-ph/0503464 . Bibcode : 2005ApJ...627..477M . doi : 10.1086/430417 .  
  2. ↑ 가 나 Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; Phil Massey; Norbert Przybilla; Fernanda Nieva (2011). “Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective”. 《Societe Royale des Sciences de Liege, Bulletin, (Proceedings of the 39th Liege Astrophysical Colloquium, held in Liege 12-16 July 2010, edited by G. Rauw, M. De Becker, Y. Naze, J.-M. Vreux, P. Williams)》 80 (39): 266?278. arXiv : 1101.5873v1 . Bibcode : 2011BSRSL..80..266M .  
  3. ↑ Eggenberger, P.; Meynet, G.; Maeder, A. (2009). “Modelling massive stars with mass loss”. 《Communications in Asteroseismology》 158 : 87. Bibcode : 2009CoAst.158...87E .  
  4. ↑ Origlia, L.; Goldader, J. D.; Leitherer, C.; Schaerer, D.; Oliva, E. (1999). “Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near?Infrared”. 《The Astrophysical Journal》 514 : 96. arXiv : astro-ph/9810017 . Bibcode : 1999ApJ...514...96O . doi : 10.1086/306937 .  
  5. ↑ http://arxiv.org/abs/1202.4225v1
  6. ↑ Maeder, A.; Meynet, G. (2001). “Stellar evolution with rotation. VII”. 《Astronomy and Astrophysics》 373 (2): 555. arXiv : astro-ph/0105051 . Bibcode : 2001A&A...373..555M . doi : 10.1051/0004-6361:20010596 .  
  7. ↑ Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). “Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post?Red Supergiant Stars”. 《The Astrophysical Journal》 560 (2): 934. Bibcode : 2001ApJ...560..934S . doi : 10.1086/322438 .  
  8. ↑ Smith, N.; Immler, S.; Weiler, K. (2007). “AIP Conference Proceedings” 937 : 163. arXiv : 0705.3066 . doi : 10.1063/1.2803557 .   |腸= 이 無視됨 ( 도움말 )
  9. ↑ Gal-Yam, A.; Leonard, D. C. (2009). “A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl” (PDF) . 《Nature》 458 (7240): 865?867. doi : 10.1038/nature07934 . PMID   19305392 . 2016年 3月 3日에 原本 文書 (pdf) 에서 保存된 文書 . 2014年 10月 11日에 確認함 .  
  10. ↑ http://arxiv.org/abs/1209.6320v2
  11. ↑ Kleiser, I.; Poznanski, D.; Kasen, D.; 外. (2011). “The Peculiar Type II Supernova 2000cb”. 《Bulletin of the American Astronomical Society》 43 : 33726. Bibcode : 2011AAS...21733726K .  
  12. ↑ Georgy, C. (2012). “Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?”. 《Astronomy & Astrophysics》 538 : L8?L2. arXiv : 1111.7003 . Bibcode : 2012A&A...538L...8G . doi : 10.1051/0004-6361/201118372 .  
  13. ↑ Figer, D. F.; Kim, S. S.; Morris, M.; Serabyn, E.; Rich, R. M.; McLean, I. S. (1999). “Hubble Space Telescope/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters near the Galactic Center”. 《The Astrophysical Journal》 525 (2): 750. arXiv : astro-ph/9906299 . Bibcode : 1999ApJ...525..750F . doi : 10.1086/307937 .  
  14. ↑ Chi??, S. M.; Langer, N.; Van Marle, A. J.; Garcia-Segura, G.; Heger, A. (2008). “Multiple ring nebulae around blue supergiants”. 《Astronomy and Astrophysics》 488 (2): L37. arXiv : 0807.3049 . Bibcode : 2008A&A...488L..37C . doi : 10.1051/0004-6361:200810087 .  
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