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초거성의 특징?
슈퍼기전 트는 태양광(M)의 질량이 8~12배 이상, 광도는 태양광 도(L)의 약 1만~1백만 배 이상, 반경은 보통 태양광(R)의 30~500배, 심지어는 1천 배 정도 크기 때문에 태양광 도는 태양광 도(R)의 1배 이상입니다. 그들은 중앙 핵이 퇴화하기 전에 작은 질량을 가진 별이 경험한 헬륨 플래시 또는 강한 준설 없이 부드러운 중앙 헬륨이 타기 시작할 만큼 아주 무겁고 일반적으로 철이 남아 무거운 요소를 태우기 전에 계속됩니다. 또한, 그들의 큰 질량 때문에의 초신성으로 폭발하는 운명입니다.
Stefan-Boltzmann 법칙에 따르면, 적색 초 거성 표면의 상대적으로 차가운 표면은 파란색 초 거성 단위 면적 당 방사선 에너지보다 훨씬 낮은 에너지를 방출합니다. 따라서 주어진 광도는 적색 초거성 체는 파란색 초거성보다 반경이 더 큽니다. 복사 압력 한계는 최대 및 내색 초거성에서 약 1,500 R이며 가장 무겁고 뜨거운 초거성 체는 약 100만 L (Ma 약 -9등급)입니다. 이러한 한계 근처 또는 때로는 그 너머의 별들은 불안정하고 맥박이 심하며 고속의 질량 손실을 경험합니다.
슈퍼기전 트는 별의 스펙트럼을 기반으로 분류됩니다. 젊고 푸른 O형 슈퍼기전트에서 다 진화된 M형 슈퍼기전트에 이르기까지 모든 봉 왕 현에 슈퍼기전트가 존재하며, 슈퍼기전트가 같은 분광 주계열과 거대한 별과 비교할 때 거대한 이히리지오(9추트)가 존재합니다.
그것은 헤더의 무거운 요소가 많은 진화된 별이며, 순전히 관찰된 스펙트럼을 통해 별을 휘도 유형으로 분류하는 MK 휘도 시스템을 기반으로 합니다. 낮은 표면 중력과 융합 때문인 라인 스펙트럼의 변화뿐만 아니라 매우 밝은 별은 큰 질량 손실률 때문에 방출되며, 그 결과 흡수선, 백조 P 선 윤곽 (P. Cygni 프로필)과 함께 방출되거나 금지된 선을 형성하는 별의 주변 물질로 구성된 구름을 가지고 있습니다. MK 광도 시스템은 별을 광도 유형으로 분류하는 반면, IB는 초 거성, Ia는 밝은 초 거성, 0 (영) 또는 Ia+는 최대 거성에 반대합니다.이러한 분류의 경우, IAA와 같은 분류는 실제로 잘 나누어 진 밴드가 아닌 매우 연속적인 밴드만 있으며, 중간 정도까지 밝은 슈퍼기전들을 가리키는 데 사용됩니다. 초기 전투의 스펙트럼은 스펙트럼 특이성을 보여주기 위해 잘 언급됩니다 : B2 ale 또는 F 8l APEC.