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超巨星是質量、體積最大,且光度最亮的恆星,絕對星等在-3~-8等之間,溫度範圍從3,450K至20,000K不等,盤據在赫羅圖頂端位置的區域。

目錄

定義

超巨星這個頭銜,適用於恆星,但是沒有一個具體的定義。最初,埃納·赫茨普龍只提出巨星這個類型,但很明顯的,它們在赫羅圖中落在兩個不同的區域[1]。一個區域包含更大、更亮,光譜類型從A到M的恆星﹐稱為巨星。其次,雖然它們都沒有可測量的視差,但很明顯的,這些恆星中的一些體積確實比較大和比較明亮,很快的就產生超巨星這個名詞。

性質

超巨星的質量介於8至12倍太陽質量以上,和光度大約從1,000到超過100萬倍太陽的光度。它們的半徑有很大的差異,通常是太陽半徑(R☉)的30至500倍。它們的質量也足夠在核心簡併之前進行融合的燃燒,沒有氦閃,也沒有低質量恆星所經歷的強大上翻。他們繼續點燃更重元素的燃燒,直到的產生。也因為它們的大質量,它們註定爆炸成為超新星

斯特凡-波茲曼定律支配了紅超巨星相對於藍超巨星有相對涼爽的表面,即單位面積輻射的能量要少得多;因此,對於一個給定的光度,紅超巨星要比對應的藍超巨星大。輻射壓力限制最大的低溫超巨星半徑大約落在1,500–2,600 R☉,和質量最大的熱超巨星光度大約是100萬L☉(Mbol around −10)。在這附近和偶爾超過極限的恆星會變得不穩定、跳動,並經歷快速的質量流失。

超新星前身

大部分II型超新星的前身被認為是紅超巨星,而罕見的Ib/c超新星是由更熱的,已經失去完全失去大氣層的沃夫–瑞葉星演化形成。顧名思義,超巨星註定要以暴烈的方式結束它們的生命。質量夠大的恆星開始融合比氦重的元素,並且似乎沒有任何辦法失去足夠多的質量,以避免災難性的核心塌陷,儘管有星恆星可能塌陷,進入自己中心的黑洞,然而幾乎沒有痕跡。

簡單的「洋蔥」模型顯示,紅超巨星不可避免地發展出鐵芯,然後爆炸,已被證明過於簡單。不尋常的II型超新星1987 A的前身是藍超巨星,然而人們認為它已經度過了生命中的紅超巨星階段,絕對不是一種特殊的情況。現在的很多研究都聚焦在藍超巨星如何作為超新星爆炸,以及紅超巨星如何存活下來,再進而演化成為更熱的超巨星。

著名的例子

超巨星是罕見的短命恆星,但是它們的高亮度意味着有許多肉眼可見的例子,也包括天空中一些最亮的恆星。獵戶座中最亮的參宿七是一顆典型的藍超巨星;天鵝座中最亮的天津四是一顆白超巨星[2]仙王座造父一是造父變星的原型,是黃超巨星參宿四心宿二盾牌座UV紅超巨星仙王座μ是肉眼可見最紅的星,也是銀河系中最大的恆星之一。仙后座ρ是一顆黃超巨星的變星,也是肉眼可見最明亮的恆星之一。

視頻

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參考文獻