초거성

3. 진화

O형 주계열성과 대부분의 무거운 B형 청백색별은 초거성으로 진화한다. 이들은 매우 무거운 질량 때문에 에서 수십만 년의 짧은 수명을 가진다.^[39] 주로 산개성단, 나선은하의 나선팔, 불규칙은하와 같은 어린 은하구조에서 관측된다. 이들은 나선은하의 팽대부에서는 덜 풍부하며, 늙은 별로 구성된 타원은하나 구상성단에서도 주로 희귀하게 관측된다.

초거성은 무거운 주계열성이 중심핵의 수소를 소진할 때 진화한다. 이후 작은 질량의 별들처럼 팽창하기 시작하지만, 작은 질량의 별과는 달리 중심핵에서 수소가 소진되면 즉각적으로 헬륨을 융합하기 시작한다. 이는 별의 광도가 작은 질량의 별처럼 극단적으로 상승하지 않고 헤르츠스프룽-러셀 도표상에서 수평에 가깝게 이동하여 적색초거성이 되는 과정을 의미한다. 또한 작은 질량의 별과는 달리, 적색초거성은 헬륨보다 무거운 원소를 융합하기에 충분히 무겁다. 그래서 이들은 헬륨이 고갈되었을 때 행성상성운처럼 자신의 대기층을 방출하지 않는다. 그뿐 아니라, 이들은 질량을 충분히 잃어 백색왜성을 형성할 수 없다. 그래서 보통 중심핵 붕괴로 인한 초신성 폭발 이후에 중성자별이나 블랙홀을 잔해로 남기게 된다.

약 보다 더 무거운 별들은 적색초거성이 되지 않는다. 이들은 매우 빠르게 연소하며 외포층을 날려보내어 다시 뜨거운 별이 되면서 청색초거성이나 황색극대거성 단계에 이르게 된다. 약 을 넘는 매우 무거운 별들은 O형 주계열성의 위치에서 거의 움직이지 않는다. 이러한 별들은 매우 효율적으로 대류하여 표면에서 중심핵까지 수소를 혼합한다. 이들은 별 전체에 있는 거의 대부분의 수소가 고갈될 때까지 수소융합을 계속한다. 그러면 뜨겁고 밝은 별과 매우 유사한 진화 단계들을 거쳐 빠르게 진화한다. 초거성이라면, 사선별, WNh 별, WN 별, 그리고 아마 WC 또는 WO 별까지 거친다. 이들은 초신성으로서 폭발할 것으로 예측되지만, 폭발이 일어나기 전에 이들이 얼만큼 진화할 것인가는 명확하지 않다. 중심핵에서 수소가 아직도 연소되고 있는 초거성의 존재는 무거운 별에서 융합 산물이 쌓여감으로써 별의 크기와 광도가 증가하지만 일부 수소가 아직도 남아있다는 좀 더 복합적인 초거성의 정의가 필요할지도 모름을 시사한다.^[40]

우주 최초의 별은 현재 우주에 있는 별보다도 매우 밝고 훨씬 무거울 것으로 여겨져 왔다. 이런 별들은 가설화된 항성종족 III의 일부이다. 이들의 존재는 퀘이사에 있는 수소와 헬륨 외에 다른 원소들의 관측을 설명하는데 필요하다. 오늘날 알려진 어떤 초거성보다도 크고 훨씬 밝을 것이지만, 이들의 구조는 작은 대류와 적은 질량손실과 같이 상당히 다를 것이다. 이들의 매우 짧은 삶은 격변적인 광붕괴 또는 쌍불안정성 초신성으로 끝을 맞이할 것이다.

4. 초신성 원형

대부분의 II형 초신성 원형은 적색초거성으로 여겨지지만, Ib/c형 초신성은 수소를 거의 잃은 울프-레이에 별에서 발생한다.^[41] 정의에 따르면 대부분 초거성은 격변적으로 일생을 끝마칠 운명이다. 헬륨보다 무거운 원소를 융합하기에 충분히 큰 별은 파멸적인 중심핵 붕괴를 막기 위해 질량을 충분히 잃을 방법이 없다. 일부는 자신의 중심 블랙홀로 거의 흔적도 없이 붕괴할 수도 있다.

그러나, 적색초거성이 철핵을 발달시킨 후 폭발한다는 단순한 "양파" 모형은 너무 단순화된 것으로 나타났다. 특이한 II형 초신성 1987A의 원형은 청색초거성이었는데, 이미 일생에서 적색초거성 단계를 지난 것으로 여겨진다.^[42] 이는 현재 아주 예외적인 상황이 아닌 것으로 밝혀졌다. 현재 다양한 연구는 청색초거성이 어떻게 초신성으로 폭발하고 적색초거성이 뜨거운 초거성으로 살아남을 수 있는지에 초점을 맞추고 있다.^[43]

5. 한국과 관련된 초거성

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6. 잘 알려진 초거성 목록

초거성은 매우 밝고 무거운 별로, 광도와 크기가 매우 다양하다. 질량은 태양의 8~12배 이상이며, 광도는 태양의 10,000배에서 백만 배 이상이다. 반지름은 태양의 30배에서 500배, 심지어 1,000배를 넘기도 한다. 이러한 큰 질량 때문에 초거성은 초신성으로 생을 마감한다.

슈테판-볼츠만 법칙에 따르면, 적색초거성은 청색초거성보다 표면 온도가 낮아 단위 면적당 방출하는 에너지가 적다. 따라서 같은 밝기라면 적색초거성이 청색초거성보다 크기가 더 크다. 가장 큰 적색초거성의 반지름은 태양의 약 1,500배에 달하며, 가장 밝고 뜨거운 청색초거성은 태양 광도의 약 100만 배(절대등급 -9등급)에 이른다.

초거성은 MK 광도 체계에서 광도분류 Ib로 분류되며, 더 밝은 초거성은 Ia, 극대거성은 0(영) 또는 Ia⁺로 분류된다. 이러한 분류는 명확하게 구분되기보다는 연속적인 경향을 보인다.^[7]

오리온자리의 리겔은 전형적인 청백색초거성이다. 백조자리의 데네브는 백색초거성이다. 세페우스자리 델타는 세페이드 변광성의 원형인 황색초거성이다. 베텔게우스와 안타레스는 적색초거성이며, 세페우스자리 뮤는 우리 은하에서 가장 큰 별 중 하나이다.^[7] 카시오페이아자리 로는 매우 밝은 황색극대거성 중 하나이다.

6. 1. 청색 초거성

• 전갈자리 ζ¹별
• 물고기자리 S별
• 백조자리 P별
• 용골자리 η별
• 피스톨별
• LBV 1806-20
• 리겔 (오리온자리 β 별)
• 오리온자리 엡실론(오리온자리 ε 별)
• 오리온자리 제타(오리온자리 ζ 별)
• 토성좌 제타(토성좌 ζ 별)

6. 2. 백색 초거성

6. 3. 황색 초거성

• 폴라리스 (현재의 북극성, 작은곰자리 α별)
• 큰개자리 δ별
• 케페우스자리 δ별
• 카시오페이아자리 V509

6. 4. 적색 초거성

참조

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_[3] 논문 S Doradus, a Super-giant Variable Star
_[4] 논문 The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8
_[5] 논문 The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample 2005-03-22
_[6] 논문 Type IIP Supernova Progenitors. III. Blue to Red Supergiant Ratio in Low-metallicity Models with Convective Overshoot 2020-05-01
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