적색초거성

3. 성질

적색초거성은 표면 온도가 4,100K 이하로 낮지만, 매우 큰 크기로 인해 태양 광도의 수만에서 수십만 배에 달하는 높은 광도를 가진다.^[9] 이론적인 반경 상한선은 태양 반경의 약 1,500배이다.^[9] 질량은 태양 질량의 약 10~40배이며, 강한 항성풍으로 인해 질량 손실이 크다.^[10][11]

대부분의 적색초거성은 불규칙 변광성 또는 반주기 변광성으로 분류되며, 변광 주기는 수백 일에서 수천 일이다.^[12] 일부는 여러 주파수에서 변동하며 강력한 항성풍을 나타내기도 하고, 일부는 광구 과립으로 인해 작은 진폭의 불규칙 변동을 보이기도 한다.^[13] 적색초거성 광구는 태양에 비해 상대적으로 소수의 매우 큰 대류 세포를 포함하여 별의 회전에 따라 밝기 변화를 일으킬 수 있다.

적색초거성의 스펙트럼은 금속 흡수선과 분자 띠가 지배적이며, 메이저 방출이 흔하게 관측된다.^[14][15] 메이저에 대한 VLBI 또는 VLBA 관측을 통해 소스까지의 정확한 시차와 거리를 얻을 수 있다.^[17] 표면은 수소가 지배적이지만, 핵융합 반응으로 인해 헬륨, 탄소, 질소 등의 함량이 변한다.^[19]

다음은 적색 초거성의 분광형에 따른 온도 척도를 나타낸 표이다.^[9]

4. 진화

적색초거성은 태양 질량의 약 8~40배인 주계열성에서 진화한다.^[10] 이러한 주계열성은 빠른 CNO 순환 수소 융합으로 인해 매우 밝으며, 핵에서 수소를 5~2천만 년 안에 고갈시킨다.^[23] 이후 주로 헬륨 핵 주위에서 수소 껍질을 태우기 시작하며, 이로 인해 초거성으로 팽창하고 냉각된다. 이 과정에서 광도는 약 3배 증가한다.^[23]

초거성은 계속 냉각되어 대부분 세페이드 불안정대를 빠르게 통과하지만, 가장 질량이 큰 별은 잠시 동안 황색 과초거성으로 머무른다. 늦은 K 또는 M 등급에 도달하면 적색초거성이 된다. 핵에서 헬륨 융합은 별이 팽창하는 동안 또는 이미 적색초거성이 된 후에 시작되지만, 표면에서 즉각적인 변화를 일으키지는 않는다. 적색초거성은 깊은 대류대를 발달시켜 표면에 질소와 일부 무거운 원소들이 농축된다.^[25]

일부 적색초거성은 청색 루프를 겪으며 일시적으로 온도가 증가하기도 한다. 청색 루프의 정점에서 온도는 10,000K에 도달할 수 있다. 청색 루프의 정확한 원인은 별마다 다르지만, 헬륨 핵이 별의 질량에서 차지하는 비율이 증가하고 외부층에서 더 높은 질량 손실률을 유발하는 것과 관련이 있다.^[26]

모든 적색초거성은 1~2백만 년 안에 핵에서 헬륨을 고갈시키고 탄소를 태우기 시작한다. 이후 철 핵이 형성될 때까지 더 무거운 원소들의 융합이 계속되고, 이는 필연적으로 붕괴되어 II형 초신성을 생성한다. 대부분의 경우, 핵 붕괴는 별이 여전히 적색초거성인 동안 발생하며, 남아있는 수소 풍부한 대기가 방출되어 II-P형 초신성 스펙트럼을 생성한다.^[23][25]

5. 성단

6. 예시

적색 초거성은 드물지만, 멀리서도 보이며 종종 변광성을 띄기 때문에 맨눈으로 볼 수 있는 잘 알려진 예가 많이 있다. 안타레스, 베텔게우스등이 대표적이다.

일부 적색 초거성은 더 크고 밝으며 태양 반지름의 1,000배 이상을 초과하는 반지름을 가지고 있다. 이러한 별들은 극대거성으로 불리기도 한다. 뮤 세페이, VY 큰개자리, UY 방패자리 등이 이에 해당된다.

6. 1. 한국에서 관측 가능한 주요 적색초거성

• 안타레스
• 베텔게우스
• 엡실론 페가시
• 제타 세페이
• 람다 돛자리
• 에타 페르세이
• 31 시그니
• 32 시그니
• 프시¹ 마차자리
• 119 황소자리

6. 2. 주요 적색초거성 목록 (표)

한 연구^[34]에 따르면, 사실상 모든 마젤란은하 적색 초거성을 포착할 것으로 예상되며, 태양보다 약 25만 배 더 밝고 태양 반지름의 약 1,000배 이상인 M형 별을 12개 정도 발견했다.

참조

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