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청색거성

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목차

1. 개요

청색거성은 엄격하게 정의된 별의 종류는 아니지만, 분광형이 O형, B형, 또는 A형 초반으로 표면 온도가 10,000 K 이상이며, 태양보다 질량과 광도가 큰 별을 통칭한다. 청색거성은 수소 연료를 거의 소진한 후 주계열성을 벗어난 별들로, 별의 진화 단계에 따라 청색준거성, 청색초거성 등의 단계를 거치며, 수평가지 별과 같은 특정 유형의 별도 청색거성으로 분류될 수 있다. 주요 청색거성으로는 센타우루스자리 베타별, 스피카, 엘나트 등이 있다.

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  • 항성의 형태 - 변광성
    변광성은 밝기가 주기적으로 변하는 별을 의미하며, 내재적 변광성과 외재적 변광성으로 분류되고, 광도곡선을 통해 분석하며, 우주 거리 측정에도 활용된다.
청색거성
특징
색깔푸른색
온도뜨거움
크기큼
스펙트럼형초기형
개요
정의스펙트럼형이 초기형인 뜨겁고 거대한 별
스펙트럼 분류O형 또는 B형
광도 분류III (거성) 또는 II (밝은 거성)
질량태양의 약 10 ~ 100배
반지름태양의 약 5 ~ 25배
광도태양의 약 100 ~ 1,000,000배
표면 온도10,000 ~ 50,000 K (켈빈)
진화
진화 단계주계열 단계를 벗어난 별
수명상대적으로 짧음
최종 진화초신성 폭발 또는 백색 왜성으로 진화
형성질량이 큰 별이 주계열에서 벗어나면서 형성
관련 천체
관련 천체헤르츠스프룽-러셀 도표

2. 특징

청색거성 벨라트릭스와 알골 B, 태양, 적색왜성, 일부 행성의 비교.


청색거성은 엄격하게 정의된 용어는 아니며, 서로 다른 다양한 유형의 별에 폭넓게 사용된다. 이 별들이 가진 공통점은 동일한 질량 및 온도의 주계열성과 비교했을 때 크기와 광도가 약간 증가했다는 점과, 청색으로 보일 만큼 뜨겁다는 점이다. 이는 분광형이 O형, B형, 때로는 A형 초반임을 의미한다. 이들의 표면 온도는 약 10,000,000 이상이며, 영년 주계열성(ZAMS)일 때의 질량은 태양(M☉)의 두 배 이상이고, 절대등급은 0등급 또는 그보다 밝다. 이러한 별들의 반지름은 태양(R☉)의 5~10배 정도로, 최대 300 R☉인 적색거성에 비하면 상대적으로 작다.

청색거성으로 불리는 별 중 일부는 수평가지에 위치한다. 이들은 적색거성 단계를 지난 중간 질량의 별이 현재 핵에서 헬륨을 연소하고 있는 단계에 해당한다. 별의 질량과 화학 조성에 따라, 이들은 핵의 헬륨을 소진할 때까지 점차 HR 도표 상에서 청색 방향으로 이동하며, 헬륨이 고갈되면 다시 적색 방향으로 이동하여 점근거성가지(AGB) 단계로 접어든다. 일반적으로 분광형 A형인 거문고자리 RR형 변광성은 수평가지의 중간쯤에 위치하는데, 이보다 더 뜨거운 수평가지 별들은 보통 청색거성으로 간주된다. 때로는 일부 F형 거문고자리 RR형 변광성 자체도 청색거성으로 불리기도 한다.[2][9] 매우 뜨거운 청색수평가지(BHB) 별들은 극수평가지(EHB) 별이라고도 불리며, 같은 광도의 주계열성보다 더 뜨거울 수 있다. 이러한 별들은 주계열성일 때와 비교하여 광도와 온도가 증가했다기보다는 HR 도표에서 주계열성의 왼쪽에 위치하기 때문에, 청색거성보다는 청색준왜성(sdB)으로 불리는 경우가 많다.[3][10]

거성의 분류에는 명확한 상한선이 없어서, 특히 O형 초반의 별들은 주계열성 및 초거성과 명확히 구분하기가 어렵다. 이들은 발달한 주계열성과 거의 동일한 크기와 온도를 가지며 수명이 매우 짧다. 좋은 예시로는 플라스켓의 별이 있는데, 이 별은 각각 태양 질량(M☉)의 50배가 넘고 온도가 30,000,000 이상이며, 태양 광도(L☉)의 10만 배가 넘는 두 개의 O형 거성으로 이루어진 근접쌍성이다. 천문학자들은 스펙트럼선의 미묘한 차이에 근거하여 이 별들 중 적어도 하나를 초거성으로 분류해야 할지에 대해 여전히 의견이 분분하다.[4][11] 청색거성은 연료를 매우 빠르게 소모하기 때문에 수명이 수백만 년에서 수천만 년 정도로 짧으며, 적색 초거성 단계를 거쳐 초신성 폭발을 일으키고 최종적으로 중성자별이나 블랙홀을 남길 것으로 여겨진다.

3. 진화

HR 도표의 청색거성 영역에서 발견되는 별들은 일생의 단계가 각자 다를 수 있지만, 모두 중심핵의 수소 연료를 거의 소진한 후주계열성이다.

가장 간단한 경우, 뜨겁고 밝은 별은 중심핵의 수소가 고갈될 때 팽창하기 시작하여 청색준거성이 되고, 이후 더 팽창하고 온도가 내려가면서 청색거성으로 진화한다. 중간 정도 질량을 가진 별들은 이 단계를 거쳐 적색거성이 될 때까지 계속 팽창하고 냉각된다. 질량이 매우 큰 별들 역시 수소 껍질 연소를 통해 계속 팽창하는데, 이들은 거의 일정한 광도를 유지하며 HR 도표에서 수평 방향으로 이동한다. 이 과정에서 청색거성, 청색휘거성, 청색초거성, 황색초거성 단계를 빠르게 거쳐 최종적으로 적색초거성이 될 수 있다. 이러한 별들의 광도 분류는 별의 표면중력에 민감한 스펙트럼선을 통해 결정되는데, 크게 팽창하여 밝은 별은 '''I'''형(초거성)으로, 그보다 덜 팽창한 밝은 별은 '''II'''형 또는 '''III'''형(거성)으로 분류된다.[5] 많은 청색거성은 수명이 짧은 무거운 별이기 때문에, 어린 별들이 느슨하게 모여 있는 큰 별무리인 O-B 성협에서 흔히 발견된다.

수평가지(Horizontal Branch, HB) 별, 특히 청색 수평가지(Blue Horizontal Branch, BHB) 별들은 더 진화한 상태로, 중심핵에서는 헬륨 연소가 일어나고 있으며 그 주위를 두꺼운 수소 껍질이 둘러싸고 있다. 이들은 대략 0.5–1.0 M☉ 정도의 질량을 가지며, 따라서 질량이 훨씬 큰 청색거성들보다 훨씬 나이가 많다.[6] BHB라는 이름은 주로 오래된 구상성단의 색등급도에서 유래했는데, 같은 연령대의 헬륨 핵 연소 별들이 거의 같은 밝기를 가지면서 다양한 온도로 분포하여 수평적인 선을 그리는 모습에서 붙여졌다. 이 별들은 헬륨 핵 연소 단계를 거치면서 일정한 광도를 유지한 채 온도가 증가하다가, 이후 점근거성가지(Asymptotic Giant Branch, AGB)로 이동하면서 다시 온도가 감소한다. 수평가지의 청색 끝부분에서는 상대적으로 어두운 별들이 "청색 꼬리"(''blue tail'')를 형성하고, 때로는 이보다 훨씬 더 뜨거운 별들이 "청색 갈고리"(''blue hook'') 구조를 만들기도 한다.[7]

일반적으로 청색거성으로 분류되지는 않지만, 매우 뜨겁고 진화가 많이 진행된 다른 유형의 별들도 존재한다. 대표적으로 극단적인 온도와 밝기, 그리고 스펙트럼에 나타나는 뚜렷한 헬륨과 질소 방출선이 특징인 울프-레이에 별이 있다. 또한, 울프-레이에 별과 비슷하지만 질량이 작고 덜 무거우며 행성상성운을 형성하는 단계에 있는 후-AGB 별(post-AGB star)도 있다. 이 외에도, 성단의 주계열에서 발견되는 청색낙오성이 있다. 이들은 같은 밝기의 일반적인 주계열 별이라면 이미 거성이나 초거성으로 진화했어야 할 나이임에도 불구하고 푸르게 빛나는 별이다. 또한, 청색거성 단계를 지나 더욱 진화한 가장 무거운 별들인 진정한 청색초거성은 스펙트럼에서 나타나는 큰 팽창 효과로 구별된다.

순전히 이론적인 단계의 별로는, 현재 우주의 나이보다 훨씬 긴 수조 년의 시간이 흐른 미래에 적색왜성이 중심핵의 수소를 모두 소진했을 때 형성될 것으로 예측되는 별이 있다. 적색왜성은 별 전체가 대류를 통해 물질을 섞기 때문에, 중심핵의 수소가 고갈되면 헬륨 함량이 매우 높아진 상태가 된다. 이후 핵융합을 더 이상 유지할 수 없을 때까지 매우 느리게 온도와 광도가 증가하다가 백색왜성으로 빠르게 붕괴할 것으로 추정된다. 이 별들은 태양보다 뜨거워질 수는 있지만 결코 더 밝아지지는 않기 때문에, 오늘날 우리가 관측하는 청색거성과는 다르다. 이러한 이론적인 별에는 청색왜성이라는 이름이 붙여졌지만, 용어 사용에 혼동의 여지가 있다.[8]

4. 주요 청색거성 및 청색휘거성

청색 거성 또는 청색 초거성으로 여겨지는 1등성과 2등성을 모두 기재한다(주성만).

겉보기 등급별자리바이어 명명법명칭거리 (광년)스펙트럼형영문명・SIMBAD
0.60센타우루스자리β별하달391.83B1III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%403360143 Hadar (Agena)]
1.04처녀자리α별A스피카249.62B1III-IV[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Spica Spica]
1.68황소자리β별엘나트133.83B7III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40794302 El Nath]
1.80궁수자리ε별카우스 오스트랄리스143.23B9.5III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402371233 Kaus Australis]
2.0큰개자리β별미르잠492.45B1II-III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40895236 Murzim]
2.058안드로메다자리α별알페라츠96.97B9II[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401502055 Alpheratz]
2.265센타우루스자리ε별427.26B1III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%403376211]
2.276늑대자리α별464.39B1.5III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%403438793]
2.375전갈자리κ별기르타브482.96B1.5III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%402348159 Girtab]
2.41오리온자리δ별A민타카692.14B0III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40799898 Mintaka]
2.49페가수스자리α별마르카브133.28B9III[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401447433 Markab]


  • 겉보기 등급, 연주시차 데이터는 SIMBAD에서 가져옴
  • 거리는 1 ÷ 연주시차(초)×3.26(유효 숫자 소수점 2자리)으로 계산. 또한, 먼 별은 오차가 크므로 주의.

5. 같이 보기

참조

[1] 웹사이트 What is the life cycle of a blue giant star? https://www.quora.co[...] 2017-12-11
[2] 논문 On the Sandage period shift effect among field RR Lyrae stars
[3] 논문 The subdwarf B star SB 290 – A fast rotator on the extreme horizontal branch
[4] 논문 High-resolution optical spectroscopy of Plaskett's star
[5] 논문 Single star evolution I. Massive stars and early evolution of low and intermediate mass stars
[6] 논문 Ancient Stars Beyond the Local Group: RR Lyrae Variables and Blue Horizontal Branch Stars in Sculptor Group Dwarf Galaxies
[7] 논문 Hot Horizontal Branch Stars in ω Centauri: Clues about their Origin from the Cluster Color Magnitude Diagram
[8] 논문 M dwarfs: Planet formation and long term evolution
[9] 논문 거문고자리 RR 별 영역의 샌디지 주기 변화 효과에 관하여
[10] 논문 준왜성 B형 별 SB290 – 극수평가지에서 빠르게 회전하는 별
[11] 논문 플라스켓의 별의 고해상도 광학 분광
[12] 논문 단일 별의 진화 I. 무거운 별과 작거나 중간 질량 별의 초기 진화
[13] 논문 국부 은하군 너머의 늙은 별: 조각가자리 은하군의 왜소 은하에서의 거문고자리 RR형 변광성과 청색수평가지 별
[14] 논문 오메가 센타우리에서의 뜨거운 수평가지 별: 성단 색등급도부터의 이들의 기원에 관한 단서
[15] 논문 M형 왜성: 행성 형성과 장기간 진화


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