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特超巨星（Hypergiant）在約克光譜分類中的光度屬於O，位置在赫羅圖的最上方，是一種具有極高質量與光度的恆星，顯示它們具有非常高的質量流失率。

基本介紹

中文名：特超巨星
外文名：Hypergiant
約克光譜分類：大部分光譜屬於B到K...
位置：赫羅圖的最上方
類別：恆星
特點：具有極高質量與光度
例如：天鵝座 P，大犬座vy

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特點

特性

赫羅圖光譜型態、棕矮星、白矮星、紅矮星、次矮星、矮星(主序星)次巨星、巨星、亮巨星、超巨星、特超巨星絕對-星等(MV)即使有更精確的定義，特超巨星通常是指一種結構最為鬆散的大質量恆星。在1956年，天文學家Feast和Thackeray使用超超巨星（super-supergiant）這個名詞（之後才改為特超巨星）來描述絕對星等高於MV =-7的恆星。在1971年，肯那建議這個名詞只應使用在有著明顯的H-α發射譜線的超巨星，表示這是有著擴張的恆星大氣層或相對而言有高速率質量流失的恆星。肯那的這個準則在今天仍是科學家最常用的，這意味著特超巨星的質量無須比相似的超巨星更大。大部分的大質量恆星都被認為是特超巨星，質量的範圍在25-150太陽質量。

特超巨星是非常明亮的恆星，可以達到太陽光度的數百萬倍，並且溫度範圍非常廣泛，從3,000K至35,000K。由於內部的不穩定性，幾乎所有的特超巨星的光度都會隨著時間改變。

以天文學的尺度來說，因為特超巨星的質量都很大，因此它們的生命期都很短，只有幾百萬年，相較之下太陽有100億年的壽命。也因為如此，特超巨星就顯得很罕見，我們知道的大約只有100顆。

特超巨星不可以和高光度藍變星混淆，特超巨星是因為它的大小和高質量流失率而分類的，而高光度藍變星只是大質量的藍超巨星在演化的過程中流失大量的質量。

穩定性

當恆星的光度隨質量而增加，特超巨星的光度經常非常接近愛丁頓極限，簡單的說，就是向內的重力壓力等於向外的輻射壓力的亮度。這意味著特超巨星通過光球層的輻射性通量可能足以堅固的支撐起光球層。在愛丁頓極限之上，恆星會產生過量的輻射，使其外層的部分會被拋出；這將有效的阻止恆星長期的以如此高的光度閃耀。

承載著此種驅動風的一個很好的候選者是海山二（船底座η），是曾被觀測過的質量最大和最亮的恆星之一。估計它的質量是130倍的太陽質量，光度是太陽的450萬倍，天文物理學推測海山二可能會不定時的超越愛丁頓極限。最後一次一系列的爆發可能發生在1840-1860年代，造成的質量損失高於當前對恆星風的認識所允許的。

相對於線性驅動的恆星風（就是那些驅動恆星吸收光線造成大量窄譜線），連續的驅動不需要金屬的元素存在－除了氫和氦之外的其他元素，在光球層上有這樣的譜線。這很重要，因為大部分的大質量恆星都是金屬非常貧乏的，這意味著這些工作不會受到金屬量的影響。有相同譜線的原因是，連續的驅動可能也提供了在大霹靂之後誕生的第一代恆星質量上限，它們是完全沒有金屬的。

另一種解是大質量噴發的理論，例如，海山二是一種理想的位於深層流體動力學的爆炸，將封閉在外層的一部分爆破掉。在這種觀念下，即使光度低於愛丁頓極限之下，內層沒有足夠的熱對流，結果是密度反轉的位能導致大質量的爆發。對這種理論的探討不多，也不確定是否真的會發生爆炸。

已知特超巨星

特超巨星的稀有造成研究上的困難。它們似乎是溫度最低的特超巨星的光度上限（它們的顏色是黃色和紅色）：它們每一顆的絕對星等都超過-9.5等，這相當於太陽光度的50萬倍，而還不知道原因。

高光度藍變星

許多高光度藍變星都被歸類為特超巨星，並且在事實上也是夜空中已知的最亮天體：

天鵝座 P：在北天的天鵝座。

劍魚座 S：在鄰近的，稱為大麥哲倫星雲的星系內，在南天劍魚座的方向上。出現在這個星系的超新星 SN 1987A，之前也是一顆特超巨星。,

海山二：在鑰匙孔星雲NGC 3372內，位置在南天的船底座。海山二非常巨大，質量大約是太陽的120-150倍，光度是太陽的400-500萬倍。

手槍星：接近銀河系的中心，位於人馬座內。手槍星的質量可能是太陽的150倍，光度是太陽的170萬倍。在星團Cl* 1806-20內的幾顆恆星：在銀河系的另一側，其中的一顆，LBV 1806-20，是已知最亮的一顆，光度是太陽的200-4000萬倍，也是最重的恆星之一。

藍特超巨星

天蠍座ζ：在天蠍座的OBv星協OB-1內最亮的恆星，和高光度藍變星的候選者。
MWC 314：在天鷹座內，是另一顆高光度藍變星的候選者。
HD 169454：在盾牌座。
BD -14° 5037：靠近前者的一顆星。
天鵝座OB2-12：有些作者認為它是一顆高光度藍變星。
R136a1：報告中質量最大的恆星，估計質量是太陽的265倍。
HDE 269128（大麥哲倫雲中的R81）：高光度藍變星候選者，食聯星系統。
HD 268835（大麥哲倫雲中的R66）
南十字座BP
射手座HT
天鵝座V2140
人馬座V4030
天鵝座V1768
HD 37974（大麥哲倫雲中的R126）
HD 32034（大麥哲倫雲中的R62）

白特超巨星

仙后座 6

黃特超巨星

黃特超巨星是非常罕見的一種恆星，在我們的銀河系中只發現了7顆：

仙后座ρ：在北天的仙后座，亮度大約是太陽的50萬倍

仙后座V509

HR 8752

IRC+10420

也可以參考Westerlund 1內的恆星。

紅特超巨星

天文學家利用美國航太總署的哈柏太空望遠鏡以及坐落於夏威夷的凱克望遠鏡(the W.M. Keck Observatory)，發現一顆大質量恆星所噴射出來的外流過程，遠比過去想像的還要複雜。

天文學家觀察了這顆名為大犬座VY(VY Canis Majoris)的紅超巨星(若以亮度劃分則稱為特超巨星(hypergiant) )，在爆發時物質以各種不同的速度、方向產生環圈(loop)、弧(arcs)、以及類似繩結(knot)的形狀。並指出在過去的一千年當中，這顆瀕臨死亡的恆星已經發生多次的爆發。

由美國明尼蘇達州大學的蘿勃塔‧韓福瑞(Roberta Humphreys)所領導的天文學研究小組，使用哈柏望遠鏡以及凱克望遠鏡，去測量其噴射物質的運動，並且利用塵埃方位與其反射光偏極化的特定關係，去描繪出塵埃的分布。天文學家結合哈柏望遠鏡以及凱克望遠鏡的資訊，繪製了一個大犬座VY的噴射物質的3D立體影像。

“過去我們認為紅超巨星質量減少的過程是一個簡單、球狀且均勻的噴發。然而在觀察這顆恆星後，發現這是十分複雜的。”韓福瑞說“大犬座VY正在以驚人的速率噴射出大量的氣體，因此已經被認為是用來研究大質量恆星在壽命末期時，爆發並且造成高質量耗損的過程中最重要的一顆恆星。在此爆發過程中，質量散失的速率大約是正常時的十倍。”

“這些觀測，我們得知有關於外流的運動方向以及分布的完整圖像。這些結果證實了它們原先是由恆星上各個不同的地域在不同的時間點噴發出來。”

韓福瑞和他的研究夥伴已經於今天(一月八號)，在西雅圖所舉行的美國天文協會會議上，發表他們的研究成果。

天文學家們已經研究大犬座VY超過一世紀之久。這顆恆星與地球的距離為五千光年，它的亮度高於太陽45萬倍，並且其質量也比太陽多30到40倍。如果大犬座VY被放置在太陽的位置，那它的表面將會觸及土星的運行軌道。

哈柏的廣視野第二行星相機(Hubble's Wide Field and Planetary Camera 2)首次揭露了這顆恆星噴出物的複雜性。這些影像首度提供了，那些明亮的弧以及類似繩結狀的物質是在爆發時所產生的證據。這些物質不規則的運動方向也暗示了它們是從這顆恆星表面的不同活躍區域內爆發出來的。

利用凱克望遠鏡的光譜儀，韓福瑞以及她的研究小組獲得更多有關恆星噴發物的形狀、運動以及來源的資訊。由光譜計算得的視線速率顯示，這些弧狀以及類繩結的結構正相對於恆星一直在膨脹。藉由哈柏望遠鏡所獲得的影像，韓福瑞小組測量到噴出物橫跨視線方向的運動狀態。

他們發現了有無數個弧狀、環圈狀以及類繩結狀的物質正以不同的速度以及方向移動，證實了這些噴射物質是分別在不同的時間且在恆星上不同的地點產生。

天文學家同時也使用觀測儀器去推測噴射物質產生的時間，結果顯示最外圍的噴射物質約是在一千年多前噴出，然而在離恆星較近之處的一個類繩結狀物質，是在50年前才噴發出來的。

這些外流氣體-弧狀以及類繩結狀的物質-很有可能是從大犬星VY表面的大型恆星黑子或是熱對流胞放射出來。這些現象與太陽黑子以及日珥受太陽的磁場影響的情形類似，不過這是在一個極度巨大的規模中發生的。且經過測量後得知，大犬座VY的噴射物質內的磁場強度跟太陽的磁場表面相當。這個現象顯示這些超巨星的磁場能夠提供噴射物質所須的能量。天文學家依據測量結果，描繪出相對於藏在裡面的恆星，外面噴射物的速率以及方向。這再與塵埃分布的影像結合後，便可以決定大犬座VY的弧狀以及類繩結狀物質的位置，於是勾勒出整個恆星和其噴射物的3D景象。

“透過這些觀測，我們可能已經獲知了一個巨大恆星在其生命樂譜中的一小節，”韓福爾說，“亮度極高的紅超巨星都很有可能會在最後歷經高質量的損失，就如同大犬座VY在其演化末期時所發生的情況一樣。”

一個典型的紅超巨星通常持續50萬年左右的光景。紅超巨星是當一個質量大的恆星在演化末期，燒燼在核心中的氫氣，因此造成核心在重力塌縮時，外層反而會膨脹轉變而成。最後這顆恆星將膨脹達100倍大，並且開始以極高的速率流失本身的物質。由此推斷大犬座VY已經流失太陽90倍的質量了，且在最後將會爆炸而成為超超新星。

特超巨星