초거성

초거성(supergiant star)은 헤르츠스프룽-러셀도표(Hertzsprung-Russell Diagram) 혹은 색등급도(color-magnitude diagram)에서 밝은거성(bright giant star)보다 위쪽에 위치하고 있어 여키스분광분류법에서 광도계급이 I에 해당하는 별이다(그림1과 2 참조). 절대등급이 -3에서 -8 등급인 별이다. 초거성은 같은 분광형인 주계열성(main sequence star)이나 거성(giant star)보다 매우 크기 때문에 표면중력이 매우 낮다.

1897년 모리(Antonia C. Maury)가 분광선의 폭을 기준으로 별들을 분류하였는데 'c' 부류인 별들이 현재 우리가 알고 있는 초거성에 해당한다. 그후 1943년 여키스분광분류법에서는 초거성을 광도계급 Ia과 Ib로 나타낸다. 초거성의 스펙트럼에서 분광선의 폭이 좁을 뿐 아니라 강한 항성풍(stellar wind) 때문에 방출선(emission line)이나 금지선(forbidden line)이 나타나기도 한다. 주계열에서 별의 위치가 질량에 의해 결정되듯이 초거성의 위치와 이동경로도 주로 별의 질량에 따라 결정된다.

그림 1. 개략적인 헤르츠스프룽-러셀도표. 청색초거성(blue supergiants)이 표시되어 있다. 우리가 잘 알고 있는 별들이 원으로 표시되어 있으며, 원의 크기는 이들 별들의 실제 크기를 나타낸다.(출처: 한국천문학회)

그림 2. 현재까지 알려준 별 중 가장 큰 별 중 하나인 적색초거성 방패자리 UY(UY Scuti)의 영상.()

목차

질량이 무거운 O형 주계열성은 짧으면 수십만년에서 길면 3000만년 정도를 주계열에 머물다가 초거성으로 진화한다. 타원은하나 구상성단에서는 발견되지 않고 젊은 산개성단과 나선은하의 나선팔, 불규칙은하에서만 주로 발견된다. 질량이 큰 경우에는 중심핵에서 수소가 소진되면 곧바로 헬륨을 핵융합하기 시작하기도 한다.

질량이 태양의 40배가 넘는 별들은 헤르츠스프룽-러셀도표를 수평으로 가로질러 적색초거성(red supergiant star)이 되지 않고 강력한 항성풍을 포함하는 뜨거운 청색초거성(blue supergiant star)이 된다. 무거운 원소를 합성할만큼 질량이 큰 이런 별들은 중심핵 붕괴로 초신성 폭발 이후 블랙홀이나 중성자별로 생을 마감한다. 질량이 조금 작은 청색초거성은 계속 팽창하여 적색초거성이 되기도 한다. 이렇게 적색초거성이 된 별은 제II형초신성(supernova type II)으로 생을 마감하기 전 몇차례 청색초거성 단계를 반복하기도 한다.

질량이 태양의 40배 이하인 별은 거대한 적색초거성으로 진화하는데 외피층을 날려 보내 청색초거성으로 다시 진화해 울프-레이에별(Wolf–Rayet star)이 되기도 하고 질량을 충분히 많이 잃게 되면 백색왜성으로 생을 마감하게 된다. 핵붕괴형 초신성의 일종인 제II형초신성이 적색초거성에서 기원한 것으로 여겨지는 반면 또 다른 핵붕괴형 초신성인 제Ibc형초신성(supernova type Ibc)은 거대한 청색 별인 울프-레이에별일 것으로 여겨진다.

이 별들의 대부분은 전형적인 초신성 광도계급에 속하는데 헤르츠스프룽-러셀도표에서 불안정대(instability strip)에 위치하는 경우라고 할 수 있다. 중심핵에서 헬륨 연소가 일어나는 별이며 결국 점근거성가지(asymptotic giant branch, AGB)로 진화해 간다.

매우 무겁고 밝은 별로서 헤르츠스프룽-러셀도표에서 매우 뜨거운 청색초거성 및 주계열성과 동일한 영역에서 나타난다(그림 3 참조). 그러나 강한 항성풍에 의해 외피층의 수소를 거의 잃어버린 별이다. 스펙트럼에서 헬륨과 탄소, 질소, 산소 등의 중원소 선들이 보이고 수소선은 약하거나 보이지 않는다.

그림 3. 주계열성의 질량에 따른 진화 경로. 질량이 태양 질량의 10-15배 정도되는 별은 팽창하여 적색초거성으로 진화하는데 이보다 초기 질량이 약간 큰 별은 적색초거성에서 다시 청색초거성으로 진화하기도 한다. 질량이 더 커서 태양의 30배 이상 되는 별은 밝은청색변광성 상태로 지내다가 내부가 드러난 울프-레이에별 단계를 거치기도 한다.()

밝은청색변광성(luminous blue variables, LBV)은 헤르츠스프룽-러셀도표에서 청색초거성과 동일한 영역에서 나타나는 별이다. 그러나 일반적인 청색초거성과 달리 기본적인 분광형의 특성으로는 설명할 수 없는 특이한 분광학적 변동성을 나타낸다. 백조자리P별이 밝은청색변광성에 속한다. 이 별은 특정한 시기에만 밝은청색변광성으로 관측되고 나머지 시기 동안은 밝기가 변하기 않는다. 따라서, 변광성으로 보이지 않는 안정적인 시기에는 뜨거운 청색초거성 혹은 밝은청색변광성 후보로 여기기도 한다.

Be형별(Be star)은 방출선이나 금지선을 나타내는 B형 별인데, 이 중 일부가 청색초거성에 해당한다. 질량이 크고 진화한 Be형별은 청색초거성의 일종으로 볼 수 있다.