최근 수정 시각 : 2024-12-17 21:32:55
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{{{#!wiki style="margin: -5px -1px -11px; letter-spacing: -0.5px; font-size:0.88em" | <colbgcolor=#EDEDED,#000> | 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
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| 주계열성 | 초대질량 항성
(쿼시 별) |
| | 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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{{{#!folding [ 각주 ]
{{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px" | * 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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極大巨星 / Hypergiant
초거성보다 크고 밝은 항성들의 분류로, 여키스 분류법에서는 0 혹은 Ia+로 표기한다. 보통 색깔에 따라 청색, 백색, 황색, 적색으로 구분한다. 청색극대거성이 불안정한 밝기 특징을 가진 경우 밝은 청색 변광성으로 분류하기도 한다. 안타레스보다 지름이 크면 이곳에 분류하게 된다.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 온도에 따른 광도 차이 때문이다. 항성의 표면광도는 표면 온도의 4제곱에 비례하므로 온도가 높은 항성일수록 광도는 기하급수적으로 늘어나게 된다. 극대거성을 분류하는 주요 기준은 광도이므로 반지름이 매우 거대한 적색 극대거성만이 청색 극대거성과 유사한 광도를 가질 수 있다. 실제로 적색 극대거성의 밀도는 지구의 대기보다도 낮을 정도인데, 압력과 밀도가 높은 중심핵은 별 전체에서 차지하는 부피가 매우 작은 반면 외피층과 핵 사이는 진공이나 다름없을 정도로 밀도가 낮기 때문이다.분광형 O~B까지의 극대거성. 가장 질량이 크고 밝은 항성들이 이 분류에 속한다.분광형 A~F까지의 극대거성.분광형 G-K까지의 극대거성.분광형 K-M까지의 극대거성. 가장 반지름이 큰 항성은 여기에 있다.