극대거성: 두 판 사이의 차이

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[[파일:Sun and VY Canis Majoris.svg|thumb|300px|right|[[태양]]과 적색 극대거성 [[큰개자리 VY]]의 크기 비교. 큰개자리 VY는 대표적인 극대거성으로, 발견된 항성 중 최대 반지름을 지닌다.]]
[[Image:Rho Cassiopeiae Sol VY Canis Majoris.png|thumb|300px|right|청색극대거성, 황색극대거성, 적색초거성, 적색극대거성의 비교. 적색극대거성은 우리 태양계 바깥에 놓여져 있다. 파란색 고리는 [[해왕성]]의 궤도를 의미한다.]]

[[파일:R 66 and R 126 disc illustration.png|300px|right|thumb|대마젤란 은하 내 백색 극대거성 R 66의 크기와 태양계를 비교한 것. R 66은 화성까지 삼킬 수 있을 정도로 거대하다.]]
'''극대거성'''(極大巨星, {{llang|en|hypergiant}})은 매우 큰 질량손실률을 보이는 아주 밝은 별이다. [[광도분류]]로 '''0''', 또는 '''Ia<sup>+</sup>'''이다.
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{{HR도표}}
'''극대거성'''(極大巨星, hypergiant)은 막대한 [[질량]]과 [[광도]]를 갖는 항성이다. [[광도분류]]에 의하면 '''0'''에 속한다.


== 특징 ==
== 특징 ==
'극대거성'이라는 단어는 지금까지 발견된 가장 큰 별들을 뭉뚱그려 부를 때 쓰이지만, 아직까지 정확한 영역은 설정되어 있지 않다. [[1956년]] 천문학자 피스트와 택커리는 [[절대등급]]이 -7보다 큰 항성들을 초초거성(''super-super giant'')이라고 불렀다.(이 이름은 이후 극대거성으로 바뀐다) [[1971년]] 키넌은 Hα영역에서 적어도 한 개의 방출선 양상을 보이는 [[초거성]](이는 항성의 대기가 매우 넓게 확장되어 있거나, 질량손실 비율이 큼을 의미한다)에 이 이름을 사용해야 한다고 제안했다. 키넌이 말한 이 안건은 현재까지 천문학계에서 극대거성을 정의하는 가장 폭넓은 의미로 정착되었다.


"극대거성"(''hypergiant'')이라는 용어는 흔히 정밀한 정의가 있음에도 불구하고 여태까지 발견된 것 중 가장 밝은 별들을 뭉뚱그려 일컫는 용어로 사용된다. 1956년, 천문학자 피스트 및 택커리는 [[절대등급]]이 ''M''<sub>v</sub> = -7 (''M''<sub>Bol</sub>가 매우 차갑거나 매우 뜨거운 별에 대해 매우 큰 편인, 예를 들면 B0 극대거성에 대해서는 적어도 -9.7 등급)보다 밝은 별들에 대해 초초거성(''super-supergiant'', 후에 극대거성으로 바뀜)이라는 용어를 사용했다. 1971년, 키넌은 거대한 항성 대기나 상대적으로 큰 질량손실률을 의미하는, Hα선에서 적어도 하나의 넓은 방출선이 보이는 [[초거성]]에만 이 용어를 사용했다. 키넌의 기준은 오늘날 과학자들이 가장 많이 이용하는 것이다.<ref>
극대거성의 [[질량]]은 보통 [[태양]]의 100배 이상으로, [[초거성]]보다 더 무겁다. 사실 극대거성과 초거성을 나누는 기준은 [[지름]]이 아니라 질량이다. 이는 반드시 극대거성이 초거성보다 지름이 클 필요는 없다는 의미이기도 하다. 극대거성의 질량은 [[에딩턴 한계]]([[태양 질량]]의 120배 정도)에 근접하며, 자신의 외곽층을 날려 보내면서 막대한 [[복사 에너지]]를 방출한다. 관측된 몇몇 극대거성들의 질량은 태양의 100배 이상으로 보인다.(그러나 에딩턴 한계는 [[R136a1]]의 발견으로 깨지고 말았다. 그 이유는 R136a1은 에딩턴 한계를 약 2배 이상 초과한 265배 정도이기 때문이다.)
{{cite journal
|last1=de Jager |first1=C.
|date=1998
|title=황색극대거성
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}}</ref> 추가적으로 극대거성은 백조자리 P형 윤곽으로 유명한 뚜렷한 형태를 이루는, 스펙트럼선의 선폭증대 및 적색편이 특징을 가지고 있는 것으로 추정된다. 수소 방출선의 이용은 매우 차가운 극대거성을 정의하는데 유용하지가 않다. 그래서 이들은 질량손실의 발생이 유형의 특성상 거의 확실하기 때문에 크게 광도에 따라서 분류된다.

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{{HR도표}}
많은 천문학자들은 [[황색극대거성]]과 같이 명확히 정의된 특정 분류군을 제외하고는 극대거성이라는 용어를 잘 사용하지 않는다. 그래서 위키백과의 글에서 극대거성으로 정의되는 별을 표현하기 위해 사용되는 적색극대거성(RSG) 또는 B(e)형 초거성(방출 스펙트럼을 가진 청색초거성)이라는 용어가 흔히 보인다. 극대거성에 대한 MKK 광도분류로는 ''0''이 있지만, 분광분류에서 드물게 보이는 편이다. 보통은 ''Ia-0'', ''Ia<sup>+</sup>'', 심지어 관측된 스펙트럼에만 근거한 ''Iae''로 분류된다. 앞에서 언급한 바와 같이 적색극대거성은 추가적인 분광분류로 드물게 취급받는다. 매우 밝은 별에 대한 초기의 관측으로는 극대거성으로 정의하기에는 불충분하여, 대기의 불안정성 및 큰 질량손실을 나타내는 분광특징의 관측을 필요로 한다. 그래서 비극대거성인 초거성인데 동일한 분광형의 극대거성과 같거나 더 밝을 가능성이 상당하다.

== 형성 ==


초기질량이 25 {{태양질량}} 이상인 별은 [[헤르츠스프룽-러셀 도표]]에서 청색초거성이 됨에 따라 광도가 약간 증가하면서 주계열에서 빠르게 멀어진다. 그러다 적색초거성이 되면서 거의 일정한 광도로 팽창하여 차가워지고, 외피층을 날려보냄으로써 수축하여 온도가 증가한다. 이들은 도표에서 좌우로 한 번 또는 여러차례 왕복한다. 여러차례 왕복하는 영역을 "청색갈고리"(''blue loops'')라고 하는데, 이 영역은 별이 [[초신성폭발]]로 끝을 맞이하거나 외피층이 완전히 벗겨져 나가 [[울프-레이에별]]이 되기 전까지 꽤나 안정적이고 꾸준하게 광도가 증가한다. 초기질량이 약 40 {{태양질량}} 이상인 별은 간단하게 광도가 너무 크기 때문에 안정적이고 거대한 대기가 발달할 수 없게 되면서 적색극대거성이 되기에 충분한 온도로 차가워질 수 없다. 매우 무거운 별, 그 중에서도 특히 빠르게 회전하고 강한 대류를 일으키는 별은 앞의 단계를 생략하고 바로 울프-레이에 단계로 들어설 수 있다.
극대거성들은 관측된 [[우리 은하]]내의 항성들 중 가장 밝은 부류이며, 태양의 수십만~수천만배의 [[광도]]를 지닌다. 그러나 극대거성들의 [[표면 온도]]는 3500[[켈빈|K]]~35000K까지 다양하다.


이는 극대거성이 위치한 HR 도표의 꼭대기의 별들이 주계열에서 큰 질량을 유지한 채로 새로이 진화했거나, 훨씬 더 진화하여 초기질량의 상당 부분을 잃은 후기의 적색극대거성임을 의미하고, 이런 천체들은 광도와 온도에 근거하여 간단하게 구별해낼 수 없다. 상당 부분의 수소가 남은 큰 질량의 별은 안정적인데 비해, 상당 부분이 중원소인 작은 질량의 늙은 별은 중력이 감소하고 복사압이 커지면서 안정적이지 못한 대기를 가지고 있다. 이들은 [[에딩턴한계]] 근처에 있으면서 빠르게 질량을 잃고 있는 극대거성일 것으로 여겨진다.
매우 큰 질량 덕분에 극대거성의 수명은 매우 짧으며, 태양이 100억 년 이상 사는 것에 비교할 때 찰나에 불과한 수백만 년밖에 살지 못한다. 이 때문에 극대거성은 매우 희귀하며 현재 알려진 것은 손에 꼽을 정도이다.


황색극대거성은 일반적으로 이미 대기와 수소를 대부분 손실한 후기-적색초거성일 것으로 여겨진다. 이와 거의 같은 광도에 좀 더 안정적인 큰 질량의 황색초거성도 있는데, 적색초거성 단계로 진화하고 있는 것으로 여겨진다. 그러나 이는 도표에서 빠르게 이동할 것으로 예측되기 때문에 드물다. 황색극대거성은 후기 적색초거성이기 때문에, 광도에 대해 약 500,000 ~ 750,000 {{태양광도}} 정도로 꽤나 엄격한 최대 한계가 있으나 청색극대거성은 때때로 수백만 {{태양광도}}로 이르기 때문에 훨씬 더 밝다.
극대거성의 경우 표면 온도에 따라 파란색~붉은색 극대거성으로 분류할 수 있다. 이 중 가장 표면온도가 뜨거운 [[밝은 청색변광성]](Luminous blue variables)은 극대거성들 중에서도 질량이 가장 큰 부류이다. 또한 밝은 청색변광성은 극대거성의 [[항성 진화|진화 단계]] 중 가장 처음의 상태로 보인다. 이들의 광도는 적게는 태양의 수백만 배에서 많게는 수천만배에 이른다. 일례로 [[LBV 1806-20]]의 밝기는 태양의 최소 200만 ~ 최대 4천만 배에 이르는데, 극대모형의 경우 작은 은하의 밝기와 맞먹을 정도이다.<ref>《WiseGEEK》. [http://www.wisegeek.com/what-is-a-hypergiant-star.htm What is a Hypergiant Star?]. 2008년 11월 29일 확인.</ref>


거의 모든 극대거성은 내부 구조의 불안정성 때문에 시간에 따른 광도의 변화를 보인다. 그러나 이 변화는 밝은청색변광성(LBV)과 황색극대거성이 발견되는 두 개의 불안정대 영역을 제외하고는 작은 편이다. 질량이 크기 때문에 극대거성의 수명은 천문학적 시간규모에서는 짧은데, 수명이 100억 년인 태양과 같은 별들에 비해서 고작 수백만 년이다. 극대거성은 별형성영역 중 가장 크고 밀집한 영역에서만 만들어지며, 짧은 수명 때문에 이웃 은하에서도 발견될 만큼 극단적으로 밝음에도 불구하고 소수만이 알려져 있다.<ref name=wrgrid>{{cite arXiv|eprint=1203.5243v2|author1=Cyril Georgy|author2=Sylvia Ekström|author3=Georges Meynet|author4=Philip Massey|author5=Levesque|author6=Raphael Hirschi|author7=Patrick Eggenberger|author8=André Maeder|title=회전을 포함한 기준 항성모형 II. Z = 0.014에 있는 WR 개체 및 초신성/GRB 원형|class=astro-ph.SR|date=2012}}</ref><ref>{{Cite journal
표면온도가 낮은 적색, 황색 극대거성들의 경우, [[절대등급]]이 -9.5를 넘지 못한다. 이는 태양 광도의 약 50만배에 해당하는 값으로, 왜 이 이상으로 밝아지지 못하는지의 원인은 아직 밝혀져 있지 않다.
| last1 = Brott | first1 = I.
| last2 = Evans | first2 = C. J.
| last3 = Hunter | first3 = I.
| last4 = De Koter | first4 = A.
| last5 = Langer | first5 = N.
| last6 = Dufton | first6 = P. L.
| last7 = Cantiello | first7 = M.
| last8 = Trundle | first8 = C.
| last9 = Lennon | first9 = D. J.
| last10 = De Mink | first10 = S. E.
| last11 = Yoon | first11 = S. -C.
| last12 = Anders | first12 = P.
| title = 회전하는 무거운 주계열성
| doi = 10.1051/0004-6361/201016114
| journal = 천문학 및 천체물리학
| volume = 530
| pages = A116
| year = 2011
| pmid =
| pmc =
|arxiv = 1102.0766 |bibcode = 2011A&A...530A.116B }}</ref>


== 관측된 극대거성들 ==
== 알려진 극대거성 ==
극대거성들은 매우 희귀하기 때문에 연구에 어려움이 있다.


=== 밝은 청색변광성 ===
=== 밝은 청색변광성 ===

2015년 4월 2일 (목) 16:29 판

청색극대거성, 황색극대거성, 적색초거성, 적색극대거성의 비교. 적색극대거성은 우리 태양계 바깥에 놓여져 있다. 파란색 고리는 해왕성의 궤도를 의미한다.

극대거성(極大巨星, 영어: hypergiant)은 매우 큰 질량손실률을 보이는 아주 밝은 별이다. 광도분류로 0, 또는 Ia+이다.

특징

"극대거성"(hypergiant)이라는 용어는 흔히 정밀한 정의가 있음에도 불구하고 여태까지 발견된 것 중 가장 밝은 별들을 뭉뚱그려 일컫는 용어로 사용된다. 1956년, 천문학자 피스트 및 택커리는 절대등급이 Mv = -7 (MBol가 매우 차갑거나 매우 뜨거운 별에 대해 매우 큰 편인, 예를 들면 B0 극대거성에 대해서는 적어도 -9.7 등급)보다 밝은 별들에 대해 초초거성(super-supergiant, 후에 극대거성으로 바뀜)이라는 용어를 사용했다. 1971년, 키넌은 거대한 항성 대기나 상대적으로 큰 질량손실률을 의미하는, Hα선에서 적어도 하나의 넓은 방출선이 보이는 초거성에만 이 용어를 사용했다. 키넌의 기준은 오늘날 과학자들이 가장 많이 이용하는 것이다.[1] 추가적으로 극대거성은 백조자리 P형 윤곽으로 유명한 뚜렷한 형태를 이루는, 스펙트럼선의 선폭증대 및 적색편이 특징을 가지고 있는 것으로 추정된다. 수소 방출선의 이용은 매우 차가운 극대거성을 정의하는데 유용하지가 않다. 그래서 이들은 질량손실의 발생이 유형의 특성상 거의 확실하기 때문에 크게 광도에 따라서 분류된다.

많은 천문학자들은 황색극대거성과 같이 명확히 정의된 특정 분류군을 제외하고는 극대거성이라는 용어를 잘 사용하지 않는다. 그래서 위키백과의 글에서 극대거성으로 정의되는 별을 표현하기 위해 사용되는 적색극대거성(RSG) 또는 B(e)형 초거성(방출 스펙트럼을 가진 청색초거성)이라는 용어가 흔히 보인다. 극대거성에 대한 MKK 광도분류로는 0이 있지만, 분광분류에서 드물게 보이는 편이다. 보통은 Ia-0, Ia+, 심지어 관측된 스펙트럼에만 근거한 Iae로 분류된다. 앞에서 언급한 바와 같이 적색극대거성은 추가적인 분광분류로 드물게 취급받는다. 매우 밝은 별에 대한 초기의 관측으로는 극대거성으로 정의하기에는 불충분하여, 대기의 불안정성 및 큰 질량손실을 나타내는 분광특징의 관측을 필요로 한다. 그래서 비극대거성인 초거성인데 동일한 분광형의 극대거성과 같거나 더 밝을 가능성이 상당하다.

형성

초기질량이 25 M☉ 이상인 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 청색초거성이 됨에 따라 광도가 약간 증가하면서 주계열에서 빠르게 멀어진다. 그러다 적색초거성이 되면서 거의 일정한 광도로 팽창하여 차가워지고, 외피층을 날려보냄으로써 수축하여 온도가 증가한다. 이들은 도표에서 좌우로 한 번 또는 여러차례 왕복한다. 여러차례 왕복하는 영역을 "청색갈고리"(blue loops)라고 하는데, 이 영역은 별이 초신성폭발로 끝을 맞이하거나 외피층이 완전히 벗겨져 나가 울프-레이에별이 되기 전까지 꽤나 안정적이고 꾸준하게 광도가 증가한다. 초기질량이 약 40 M☉ 이상인 별은 간단하게 광도가 너무 크기 때문에 안정적이고 거대한 대기가 발달할 수 없게 되면서 적색극대거성이 되기에 충분한 온도로 차가워질 수 없다. 매우 무거운 별, 그 중에서도 특히 빠르게 회전하고 강한 대류를 일으키는 별은 앞의 단계를 생략하고 바로 울프-레이에 단계로 들어설 수 있다.

이는 극대거성이 위치한 HR 도표의 꼭대기의 별들이 주계열에서 큰 질량을 유지한 채로 새로이 진화했거나, 훨씬 더 진화하여 초기질량의 상당 부분을 잃은 후기의 적색극대거성임을 의미하고, 이런 천체들은 광도와 온도에 근거하여 간단하게 구별해낼 수 없다. 상당 부분의 수소가 남은 큰 질량의 별은 안정적인데 비해, 상당 부분이 중원소인 작은 질량의 늙은 별은 중력이 감소하고 복사압이 커지면서 안정적이지 못한 대기를 가지고 있다. 이들은 에딩턴한계 근처에 있으면서 빠르게 질량을 잃고 있는 극대거성일 것으로 여겨진다.

황색극대거성은 일반적으로 이미 대기와 수소를 대부분 손실한 후기-적색초거성일 것으로 여겨진다. 이와 거의 같은 광도에 좀 더 안정적인 큰 질량의 황색초거성도 있는데, 적색초거성 단계로 진화하고 있는 것으로 여겨진다. 그러나 이는 도표에서 빠르게 이동할 것으로 예측되기 때문에 드물다. 황색극대거성은 후기 적색초거성이기 때문에, 광도에 대해 약 500,000 ~ 750,000 L☉ 정도로 꽤나 엄격한 최대 한계가 있으나 청색극대거성은 때때로 수백만 L☉로 이르기 때문에 훨씬 더 밝다.

거의 모든 극대거성은 내부 구조의 불안정성 때문에 시간에 따른 광도의 변화를 보인다. 그러나 이 변화는 밝은청색변광성(LBV)과 황색극대거성이 발견되는 두 개의 불안정대 영역을 제외하고는 작은 편이다. 질량이 크기 때문에 극대거성의 수명은 천문학적 시간규모에서는 짧은데, 수명이 100억 년인 태양과 같은 별들에 비해서 고작 수백만 년이다. 극대거성은 별형성영역 중 가장 크고 밀집한 영역에서만 만들어지며, 짧은 수명 때문에 이웃 은하에서도 발견될 만큼 극단적으로 밝음에도 불구하고 소수만이 알려져 있다.[2][3]

알려진 극대거성

밝은 청색변광성

<nowiki /> 이 부분의 본문은 밝은 청색변광성입니다.

대부분의 밝은 청색변광성들(Luminous Blue Variables)은 극대거성으로 분류되며, 지금까지 연구된 항성들 중 가장 밝은 집단이다. 관측된 목록의 예는 다음과 같다.

청색극대거성

<nowiki /> 이 부분의 본문은 청색극대거성입니다.

황색극대거성

<nowiki /> 이 부분의 본문은 황색극대거성입니다.

황색극대거성은 우리 은하 내에서 단 7개만이 관측되고 있다.

적색극대거성

<nowiki /> 이 부분의 본문은 적색극대거성입니다.

각주

  1. ↑ de Jager, C. (1998). “황색극대거성”. 《천문학 및 천체물리학 리뷰》 8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. 
  2. ↑ Cyril Georgy; Sylvia Ekström; Georges Meynet; Philip Massey; Levesque; Raphael Hirschi; Patrick Eggenberger; André Maeder (2012). “회전을 포함한 기준 항성모형 II. Z = 0.014에 있는 WR 개체 및 초신성/GRB 원형”. arXiv:1203.5243v2 [astro-ph.SR]. 
  3. ↑ Brott, I.; Evans, C. J.; Hunter, I.; De Koter, A.; Langer, N.; Dufton, P. L.; Cantiello, M.; Trundle, C.; Lennon, D. J.; De Mink, S. E.; Yoon, S. -C.; Anders, P. (2011). “회전하는 무거운 주계열성”. 《천문학 및 천체물리학》 530: A116. arXiv:1102.0766. Bibcode:2011A&A...530A.116B. doi:10.1051/0004-6361/201016114. 

바깥 고리

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