超巨星

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超巨星是质量、体积最大，且光度最亮的恒星，绝对星等在-3～-8等之间，温度范围从3,450K至20,000K不等，盘据在赫罗图顶端位置的区域。

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定义

超巨星这个头衔，适用于恒星，但是没有一个具体的定义。最初，埃纳·赫茨普龙只提出巨星这个类型，但很明显的，它们在赫罗图中落在两个不同的区域。一个区域包含更大、更亮，光谱类型从A到M的恒星﹐称为巨星。其次，虽然它们都没有可测量的视差，但很明显的，这些恒星中的一些体积确实比较大和比较明亮，很快的就产生超巨星这个名词。

性质

超巨星的质量介于8至12倍太阳质量以上，和光度大约从1,000到超过100万倍太阳的光度。它们的半径有很大的差异，通常是太阳半径（R☉）的30至500倍。它们的质量也足够在核心简并之前进行氦融合的燃烧，没有氦闪，也没有低质量恒星所经历的强大上翻。他们继续点燃更重元素的燃烧，直到铁的产生。也因为它们的大质量，它们注定爆炸成为超新星。

斯特凡-波兹曼定律支配了红超巨星相对于蓝超巨星有相对凉爽的表面，即单位面积辐射的能量要少得多；因此，对于一个给定的光度，红超巨星要比对应的蓝超巨星大。辐射压力限制最大的低温超巨星半径大约落在1,500–2,600 R☉，和质量最大的热超巨星光度大约是100万L☉（Mbol around −10）。在这附近和偶尔超过极限的恒星会变得不稳定、跳动，并经历快速的质量流失。

超新星前身

大部分II型超新星的前身被认为是红超巨星，而罕见的Ib/c超新星是由更热的，已经失去完全失去氢大气层的沃夫–瑞叶星演化形成。顾名思义，超巨星注定要以暴烈的方式结束它们的生命。质量够大的恒星开始融合比氦重的元素，并且似乎没有任何办法失去足够多的质量，以避免灾难性的核心塌陷，尽管有星恒星可能塌陷，进入自己中心的黑洞，然而几乎没有痕迹。

简单的“洋葱”模型显示，红超巨星不可避免地发展出铁芯，然后爆炸，已被证明过于简单。不寻常的II型超新星1987 A的前身是蓝超巨星，然而人们认为它已经度过了生命中的红超巨星阶段，绝对不是一种特殊的情况。现在的很多研究都聚焦在蓝超巨星如何作为超新星爆炸，以及红超巨星如何存活下来，再进而演化成为更热的超巨星。

著名的例子

超巨星是罕见的短命恒星，但是它们的高亮度意味着有许多肉眼可见的例子，也包括天空中一些最亮的恒星。猎户座中最亮的参宿七是一颗典型的蓝超巨星；天鹅座中最亮的天津四是一颗白超巨星；仙王座造父一是造父变星的原型，是黄超巨星；参宿四、心宿二和盾牌座UV是红超巨星。仙王座μ是肉眼可见最红的星，也是银河系中最大的恒星之一。仙后座ρ是一颗黄超巨星的变星，也是肉眼可见最明亮的恒星之一。

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