극대거성

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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. 광도분류0, 또는 Ia+이다.

특징[편집]

"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 절대등급Mv = -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[편집]

초기질량이 25 M_\odot 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_\odot 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_\odot 정도로 꽤나 엄격한 최대 한계가 있으나 청색극대거성은 때때로 수백만 L_\odot로 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[편집]

밝은 청색변광성[편집]

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

청색극대거성[편집]

황색극대거성[편집]

황색극대거성은 우리 은하 내에서 단 7개만이 관측되고 있다.

적색극대거성[편집]

각주[편집]

  1. de Jager, C. (1998). “황색극대거성”. 《천문학 및 천체물리학 리뷰8 (3): 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. doi:10.1007/s001590050009. 
  2. 틀:Cite arXiv
  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[편집]