적색초거성

적색초거성(red supergiant star)은 하버드분광분류법에서 분광형이 K형이나 M형인 매우 크고 차가운 별이다. 여키스분광분류법에서 이 별의 광도계급은 I이다. 상대적으로 수명이 짧고 다소 불안정하기 때문에 K형 초거성은 흔하지 않고, 일반적으로 적색초거성이라고 하면 M형이 대부분이다. 헤르츠스프룽-러셀도표(Hertzsprung-Russell Diagram) 혹은 색등급도(color-magnitude diagram)에서 오른쪽 상단에 위치한다(그림 1 참조). 표면온도는 3000K에서 4500K이고 광도는 태양보다 1만배에서 100만배 밝다. 질량은 태양의 10배에서 40배 정도로 아주 크지는 않지만, 부피는 별들 중 가장 크다. 별의 반지름은 태양 반지름의 수백에서 천 배 정도까지 큰 경우도 있어, 청색초거성보다도 크다. 오리온자리의 베텔지우스(Betelgeuse)와 전갈자리의 안타레스(Antares)가 대표적인 적색초거성이다.

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

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낮은 표면온도에 비해 반지름이 매우 크기 때문에 표면중력이 가장 낮은 별이다. 적색초거성의 항성풍(stellar wind)은 속도가 느리지만 밀도는 높다. 적색초거성의 광구는 밀도가 매우 낮고 항성풍에 의한 질량 방출이 심하기 때문에 별의 경계가 명확하게 정의되지 않는 경우도 있다. 이 경우 별은 구의 형태를 갖기보다는 울퉁불퉁하거나 찌그러진 형태가 되기도 한다. 대부분 적색초거성은 불안정하기 때문에 주기와 진폭이 일정하지 않은 변광성으로 관측되기도 한다. 적색초거성 주변 물질에서 메이저(microwave amplification by stimulated emission of radiation, maser)가 방출되기도 한다. 초장기선간섭관측법(Very Long Baseline Interferometry, VLBI)를 이용하여 별까지의 거리를 측정하기도 한다.

질량이 태양 질량의 10배 정도되는 별이 중심에서 수소와 헬륨 핵융합 단계를 마치면 중심핵은 수축하고 외곽층은 태양 반지름의 약 1500배 까지 팽창하여 적색초거성으로 진화한다. 초기 질량이 태양의 20배 정도되는 별은 외곽층을 잃은 상태에서 중심핵의 헬륨핵융합의 속도가 느려지면 수축하여 적색초거성에서 청색초거성(blue supergiant star)으로 진화한다. 초거성으로 진화할 정도의 질량을 가진 별들은 내부에서 순차적으로 무거운 원소를 생성하여 철까지 만들고, 다양한 무거운 원소가 서로 다른 껍질에 분포하는 양파 구조를 만들게 된다. 질량이 더 커서 태양의 25배 정도 되는 별은 황색초거성 상태로 지내다가 내부가 드러난 울프-레이에별(Wolf–Rayet star) 단계를 거치기도 한다(그림 2 참조).

그림 2. 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.()