황색극대거성

3. 특징

황색 극대거성은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 불안정대 위에 위치하며, 비교적 적은 수의 별들이 발견되는 영역을 차지한다. 이 영역은 별들이 일반적으로 불안정한 곳이다. 황색 극대거성의 스펙트럼과 온도는 각각 A0-K2와 4,000,000~8,000,000 범위에 해당한다. 이 영역은 고온 쪽에서 "황색 진화 공백"으로 경계가 정해지는데, 이 광도의 별들은 극도로 불안정해지고 심각한 질량 손실을 겪는다. "황색 진화 공백"은 황색 극대거성을 광도청색변광성과 분리하지만, 가장 뜨거운 황색 극대거성과 가장 차가운 광도청색변광성은 8,000,000 근처에서 비슷한 온도를 가질 수 있다. 저온 경계에서는 황색 극대거성과 적색 초거성이 명확하게 구분되지 않는다. 예를 들어 RW 세페이(4,000,000, )는 황색 극대거성과 적색 초거성의 특징을 모두 공유한다.^[17][18]

황색 극대거성은 이상(예: V382 용골자리는 ) 및 험프리-데이비드슨 한계(약 ) 미만의 비교적 좁은 광도 범위를 가진다. 시각적 범위의 중간에서 출력이 최고조에 달하는 이 별들은 절대 등급이 -9 또는 -9.5 정도로 알려진 가장 시각적으로 밝은 별들이다.^[5]

황색 극대거성은 크고 다소 불안정하며 표면 중력이 매우 낮다. 황색 초거성의 표면 중력(log g)이 약 2 미만인 반면, 황색 극대거성은 log g가 약 0 정도이다. 또한 불규칙하게 맥동하여 온도와 밝기의 작은 변화를 일으킨다. 이는 매우 높은 질량 손실률을 유발하며, 별 주위에 성운이 흔하게 나타난다.^[13] 가끔 발생하는 더 큰 폭발은 일시적으로 별을 가릴 수 있다.^[14]

황색 극대거성은 주계열성을 벗어나 진화한 거대한 별들로부터 형성된다. 관측된 대부분의 황색 극대거성은 적색 초거성 단계를 거쳐 더 높은 온도로 다시 진화하고 있지만, 일부는 주계열성에서 적색 초거성으로의 짧은 첫 번째 전환에서 관찰된다. 초기 질량이 미만인 초거성은 적색 초거성으로 있는 동안 초신성으로 폭발하는 반면, 약 보다 더 큰 별은 청색 초거성 온도 이상으로 냉각되지 않는다. 정확한 질량 범위는 금속성과 자전에 따라 달라진다.^[15] 처음으로 냉각되는 황색 초거성은 이상일 수 있지만,^[18] 적색 초거성 이후의 별들은 초기 질량의 약 절반을 잃게 된다.^[16]

화학적으로, 대부분의 황색 극대거성은 질소의 강한 표면 증가뿐만 아니라 나트륨 및 일부 다른 중원소의 증가를 보인다. 탄소와 산소는 고갈되는 반면, 헬륨은 주계열성 이후의 별에서 예상되는 바와 같이 증가한다.

4. 진화

황색 극대거성은 주계열성을 벗어나 진화했으며, 핵에서 수소를 고갈시켰다. 대부분의 황색 극대거성은 청색으로 진화하는 적색 초거성 이후의 별로 추정되지만,^[17] 더 안정적이고 덜 밝은 황색 초거성은 처음으로 적색 초거성으로 진화할 가능성이 높다. 가장 밝은 황색 초거성인 HD 33579가 현재 청색 초거성에서 적색 초거성으로 팽창하고 있다는 강력한 화학적 증거와 표면 중력 증거가 있다.^[18]

이 별들은 매우 질량이 크고, 태양보다 15배 이상 질량이 큰 초기 뜨거운 O형 주계열성이라는 점, 그리고 수명이 불안정한 황색 공백 단계에서 단지 수천 년만 보낸다는 점에서 이중으로 희귀하다. 실제로, 비슷한 광도의 적색 초거성에 비해 관측된 황색 극대거성의 수가 적다는 사실조차 간단한 별의 진화 모델로는 설명하기 어렵다. 가장 밝은 적색 초거성은 여러 번의 "청색 루프"를 실행하여 대기의 대부분을 방출할 수 있지만, 실제로 청색 초거성 단계에 도달하지 못하고 각각 최대 수십 년밖에 걸리지 않는다. 반대로, 일부 겉보기 황색 극대거성은 차가운 유사 광구 내에서 가려진 "잃어버린" LBV와 같은 더 뜨거운 별일 수 있다.^[17]

최근 청색 초거성 초신성 전구체의 발견은 별이 황색 극대거성 단계에서 직접 폭발할 수 있는지에 대한 의문을 제기했다.^[19] 소수의 가능한 황색 초거성 초신성 전구체가 발견되었지만, 이들은 모두 극대거성이 아닌 비교적 낮은 질량과 광도를 갖는 것으로 보인다.^[20][21] SN 2013cu는 전구체가 직접적이고 명확하게 관측된 IIb형 초신성이다. 이 별은 약 8,000,000에서 진화한 별로, 헬륨과 질소가 풍부한 물질의 극심한 질량 손실을 보였다. 광도는 알려지지 않았지만, 황색 극대거성 또는 분출하는 밝은 청색 변광성만이 이러한 특성을 가질 것이다.^[22]

현대 모델은 특정 질량과 회전 속도를 가진 별이 다시 청색 초거성이 되지 않고 초신성으로 폭발할 수 있지만, 많은 별들은 결국 황색 공백을 지나 저질량 저광도 밝은 청색 변광성이 되고, 그 이후에는 울프-레이예 별이 될 수 있다고 제안한다.^[23] 구체적으로, 더 질량이 큰 별과 회전 또는 높은 금속성으로 인해 더 높은 질량 손실률을 보이는 별은 핵 붕괴에 도달하기 전에 황색 극대거성 단계를 넘어 더 높은 온도로 진화할 것이다.^[24]

5. 내부 구조

현대 항성내부구조 이론에 따르면 황색극대거성은 중심에 대류층이 있고, 그 주위를 복사층이 둘러싸고 있는 내부 형태를 지니고 있다. 이는 태양 크기의 주계열성과는 반대로, 태양은 중심의 복사층 위를 대류층이 둘러싸고 있는 형태이다.^[25] 황색극대거성의 내부는 극한의 압력이 작용하고 있기 때문에 중심핵 부분은 축퇴된 물질들로 이루어져 있을 것이다.

별의 현재 물리적 모델에 따르면 황색극대거성은 대류 핵을 가지고 있으며, 태양 크기의 별과는 달리 복사 구역으로 둘러싸여 있다.^[26] 극심한 광도와 내부 구조로 인해,^[27] 황색극대거성은 높은 질량 손실률을 겪으며^[28] 일반적으로 방출된 물질의 껍질로 둘러싸여 있다. 그 결과로 생길 수 있는 성운의 예로는 불과 수백 년 만에 여러 태양 질량의 물질을 방출한 IRAS 17163-3907로 알려진 계란 프라이 성운이 있다.

황색극대거성은 가장 밝은 적색 초거성이 청색으로 진화하면서 예상되는 진화 단계이며, 다른 종류의 별을 나타낼 수도 있다. 분출 중인 LBV는 매우 밀도가 높은 바람을 가지고 있어, 기본적으로 청색 초거성은 크게 변하지 않았음에도 불구하고 더 크고 차가운 별처럼 보이는 가짜 광구(pseudo-photosphere)를 형성한다. 이들은 8,000,000 부근의 매우 좁은 온도 범위를 갖는 것으로 관측된다. 21,000,000 부근에서 발생하는 양안정성 점프에서 청색 초거성 바람은 몇 배 더 밀도가 높아지고 훨씬 더 차가운 가짜 광구를 형성할 수 있다. S 도라두스 불안정 띠(세페이드 변광성 불안정 띠와 혼동하지 말 것)를 가로지르는 양안정성 점프의 광도 바로 아래에서는 LBV가 관측되지 않지만, 이론적으로 존재하며 가짜 광구 때문에 황색극대거성으로 나타나는 것으로 여겨진다.^[29]

6. 채층

거대한 체적, 강력한 자기장, 막대한 에너지 발산량 때문에 황색극대거성은 다른 종류의 별들에 비해 자신의 외곽 대기층에 있는 물질을 효과적으로 붙잡아 두지 못한다. 그 결과 외곽 대기는 바깥쪽으로 크게 확장된 형태를 띤다. 이들 주위를 둘러싸고 있는 먼지 및 기체 원반이 발견되기도 하는데, 이는 황색극대거성의 주변에 행성들이 존재할 가능성을 시사한다.

7. 알려진 황색극대거성

우리 은하와 다른 은하에 더 많은 황색극대거성이 존재하지만, 여기서는 위에 제시된 목록만 간략하게 다룬다.

7. 1. 우리 은하

• 로 카시오페이에
• V509 카시오페이에
• 오미크론1 센타우리^[30]
• R 파피스^[31]
• IRC+10420 (V1302 아킬라)
• IRAS 18357-0604
• V766 센타우리 (= HR 5171A)^[32]
• HD 179821
• IRAS 17163-3907
• V382 카리나
• RSGC1-F15^[33]
• V810 센타우리^[34]
• VdBH 222#371^[35]
• GLIMPSE20-1^[36][37]
• 2MASS J17444840-2902163^[38]
• RW 세페이^[39]
• 스테펜슨 2 DFK 49^[40]

7. 2. 다른 은하

참조

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_[2] 논문 An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification
_[3] 서적 The Brightest Stars
_[4] 논문 Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars—Part Two—the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars
_[5] 논문 Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae
_[6] 논문 Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability
_[7] 논문 A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)
_[8] 논문 On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry
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