超巨星

超巨星原圖鏈接來自 搜狐 的圖片

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。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氦融合的燃燒，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，直到鐵的產生。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，已經失去完全失去氫大氣層的沃夫–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；仙王座造父一是造父變星的原型，是黃超巨星；參宿四、心宿二和盾牌座UV是紅超巨星。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。

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