超巨大 - 定義 - サイエンス・ハブ

導入

太陽と、観測された最大の星として知られる超巨星、おおいぬ座VYの大きさの比較。

超巨星(光度クラス0 ) は、質量と光度が非常に高く、質量損失指数が高い星です。超巨星はその大きさと質量のため、科学者にとって特に興味深い天体です。これにより、サイズと明るさの両方の観点から星形成の限界を研究することができます。

褐色矮星

白色矮星

赤色矮星

亜小人

(「ドワーフ」)

亜巨星

巨大娘

輝く巨星たち

超巨星

超巨人

マグニチュード

( _MV )

「超巨星」という用語は、より正確な定義が存在するものの、既知の最も重い星を指すのに一般的に使用されます。 1956 年、天文学者のフィースト氏とサッカレー氏は超超巨星という用語を使用しましたが、後に放棄され、絶対等級が M _V = -7 より大きい恒星を「超巨星」という名前に置き換えました。

1971 年にキーナンは、この用語を Hα で少なくとも広範囲の発光を示し、したがって拡張された恒星大気または比較的大きな質量損失の指標を示す超巨星に対してのみ使用することを提案しました。キーナン基準は、これまで科学者によって最も使用されている基準の 1 つです。

これは、超巨星が同等の超巨星よりも必ずしも質量が大きい必要はないことを意味します。ただし、最も重い星は超巨星とみなされ、最大 100 ～ 150 太陽質量の質量を持つことがあります。

超巨星は、最大数百万の太陽光度を持つ非常に明るい星であり、温度はおよそ 3,500 K から 35,000 K の間です。ほとんどすべての超巨星は、内部の不安定性により時間の経過とともに光度が変化します。

質量が大きいため、超巨人の寿命は天文学的な時間スケールで非常に短く、太陽のような恒星の約100億年と比較して、わずか数百万年です。その結果、超巨人は非常にまれであり、現在知られているのはほんの一握りだけです。

超巨星を高輝度の青色変光星と混同しないでください。超巨星はそのサイズと質量損失指数によりそのように分類されますが、高光度の青色変光星は質量のかなりの部分を失う段階を経ている巨大な青色超巨星であると想定されています。

超巨人はその希少性から研究が困難です。それらは、「最も冷たい」超巨星（黄色または赤色のもの）の光度限界であるようです。どの星も、太陽の光度の約 50 万倍に相当する、ボロメータ等級 -9.5 を超えません。この現象の理由はわかりません。

ほとんどの青色発光変光星 ( LBV ) は超巨星として分類されており、もちろん知られている中で最も明るい星です。

P はくちょう座、北方の星座のはくちょう座にあります。
S Doradus 、隣接する大マゼラン雲銀河、南の星座の Dorado にあります。この銀河は超新星SN 1987Aの場所でした。
りゅうこつ座イータ座、りゅうこつ座南の「鍵穴星雲」（NGC 3372）内。りゅうこつ座イータ星は非常に質量が大きく、おそらく太陽の 120 ～ 150 倍の質量があり、明るさは太陽の 400 ～ 500 万倍です。
射手座の天の川の中心近くにあるピストルスター。この星はおそらく太陽よりも最大 150 倍重く、明るさは約 170万倍です。
銀河の反対側にある1806 ～ 20 年の星団からのいくつかの星。これらの星の 1 つである LBV 1806-20 は、既知の最も明るい星であり、太陽の 200 万倍から 4,000 万倍も明るく、最も重い星の 1 つでもあります。

黄色超巨星は非常にまれな星のクラスを形成しており、そのうちの 7 つの例だけが銀河系で知られています。