| {{{#!wiki style="margin: 0 -10px -5px; min-height: calc(1.5em + 5px)" {{{#!folding [ 펼치기 · 접기 ] {{{#!wiki style="word-break: (keep-all);" {{{#!wiki style="margin: -5px -1px -11px" | 항성 단계 | |||||||||||||||||||||||
| 늙은 주계열성 | ||||||||||||||||||||||||
| 초기 태양 질량에 따른 구분* | ||||||||||||||||||||||||
| 0.07~0.25 | 0.25~0.4 | 0.4~8 | 8~20 | 20~45 | 45~120 | 120~130 | 130~250 | 250~ | ||||||||||||||||
| 청색왜성N | 준거성 | 볼프-레이에별WL | ↓ | ↓ | ||||||||||||||||||||
| ↓ | 거성色* | (LBV) 초거성·극대거성色* (OH/IR 초거성·극대거성) | ||||||||||||||||||||||
| ↓ | 헬륨 섬광* | ↓ | ↓ | ↓ | ↓ | |||||||||||||||||||
| (O·B형 준왜성) 수평가지별 (적색덩어리거성) | ||||||||||||||||||||||||
| 점근거성가지별 (OH/IR 별) | LBVWL | |||||||||||||||||||||||
| 볼프-레이에별WL | ||||||||||||||||||||||||
| ↓ | ||||||||||||||||||||||||
| 행성상성운·PG 1159 별 | 초신성·극초신성 | 쌍불안정성 초신성 | 극초신성 | |||||||||||||||||||||
| 밀집성 단계와 그 후 | ||||||||||||||||||||||||
| 헬륨 백색왜성N* | 백색왜성 | 중성자별 (킬로노바·마그네타) | 블랙홀 | 잔해 없음 | 블랙홀 | |||||||||||||||||||
| 흑색왜성N·Ia형 초신성·헬륨 별N | ↓ | |||||||||||||||||||||||
| 철 별N* | ||||||||||||||||||||||||
| 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||
| 초대질량 블랙홀로 흡수 | ||||||||||||||||||||||||
| 호킹 복사로 소멸 | ||||||||||||||||||||||||
* N: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
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| 틀:주계열성의 종류 · 천문학 관련 정보 | }}}}}}}}}}}} | |||||||||||||||||||||||
1. 개요
초거성 / 超巨星 / Supergiant초거성은 일반적인 거성보다 거대한 항성들을 통칭하는 단어로, 반지름이 크고 밝다는 특징을 공유하는 항성들을 통칭한다.
여키스 분류법에서는 H-R도 상에서 거성과 극대거성 사이에 위치한 항성들이 초거성으로 분류되는데, 일반적으로 광도가 높은 항성들이 초거성으로 분류되기 때문에 항성의 온도에 따라 실제 반지름은 제각각인 경우가 많다. 예시로 온도가 가장 높은 O형 초거성은 일반적인 적색거성보다 반지름이 작을 수 있다.
H-R도상의 위치를 기준으로 하는 분류의 특성상 다양한 진화 단계에 있는 항성들이 초거성에 속할 수 있다. 여기에는 초신성으로 진화하게 될 질량이 큰 항성들과 백색왜성으로 진화하게 될 있는 중간 질량의 점근거성가지 단계 항성들까지 포함된다.
청색초거성이 불안정한 밝기 특징을 가진 경우 밝은 청색 변광성으로 분류하기도 한다.
2. 종류
온도에 따라서 적색초거성, 황색초거성, 백색초거성, 청색초거성으로 분류된다.2.1. 밝은 초거성
밝은 초거성 / Bright Supergiants / Ia밝은 초거성은 여키스 분류법에서 사용되는 초거성의 세부 분류 중 하나이다. 광도가 높은 일부의 초거성을 밝은 초거성으로 분류한다. 일부는 이를 거쳐 극대거성으로 진화할 가능성이 있다.
2.1.1. 목록
2.2. 중간 밝기 초거성
중간 밝기 초거성 / Intermediate Luminosity Supergiants / Iab중간 밝기를 가진 초거성이다.