극대거성
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극대거성(極大巨星, hypergiant)은 막대한 질량과 광도를 갖는 항성이다.
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[편집] 특징
'극대거성'이라는 단어는 지금까지 발견된 가장 큰 별들을 뭉뚱그려 부를 때 쓰이지만, 아직까지 정확한 영역은 설정되어 있지 않다. 1956년 천문학자 피스트와 택커리는 절대등급이 -7보다 큰 항성들을 초초거성(super-super giant)이라고 불렀다.(이 이름은 이후 극대거성으로 바뀐다) 1971년 키넌은 Hα영역에서 적어도 한 개의 방출선 양상을 보이는 초거성(이는 항성의 대기가 매우 넓게 확장되어 있거나, 질량손실 비율이 큼을 의미한다)에 이 이름을 사용해야 한다고 제안했다. 키넌이 말한 이 안건은 현재까지 천문학계에서 극대거성을 정의하는 가장 폭넓은 의미로 정착되었다.
극대거성의 질량은 보통 태양의 100배 이상으로, 초거성보다 더 무겁다. 사실 극대거성과 초거성을 나누는 기준은 지름이 아니라 질량이다. 이는 반드시 극대거성이 초거성보다 지름이 클 필요는 없다는 의미이기도 하다. 극대거성의 질량은 에딩턴 한계(태양 질량의 120배 정도)에 근접하며, 자신의 외곽층을 날려 보내면서 막대한 복사 에너지를 방출한다. 관측된 몇몇 극대거성들의 질량은 태양의 100배 이상으로 보인다.
극대거성들은 관측된 우리 은하내의 항성들 중 가장 밝은 부류이며, 태양의 수십만~수천만배의 광도를 지닌다. 그러나 극대거성들의 표면 온도는 3500K~35000K까지 다양하다.
매우 큰 질량 덕분에 극대거성의 수명은 매우 짧으며, 태양이 100억 년 이상 사는 것에 비교할 때 찰나에 불과한 수백만 년밖에 살지 못한다. 이 때문에 극대거성은 매우 희귀하며 현재 알려진 것은 손에 꼽을 정도이다.
극대거성의 경우 표면 온도에 따라 파란색~붉은색 극대거성으로 분류할 수 있다. 이 중 가장 표면온도가 뜨거운 밝은 청색변광성(Luminous blue variables)은 극대거성들 중에서도 질량이 가장 큰 부류이다. 또한 거대청색변광성은 극대거성의 진화 단계 중 가장 처음의 상태로 보인다. 이들의 광도는 적게는 태양의 수백만 배에서 많게는 수천만배에 이른다.
밝은 청색변광성은 극대거성과는 다른 개념이다. 극대거성은 크기 및 질량손실 빈도에 따라 분류된 개념이며, 밝은 청색변광성은 질량을 잃어가고 있는 무거운 청색 초거성이다.
표면온도가 낮은 적색, 황색 극대거성들의 경우, 절대등급이 -9.5를 넘지 못한다. 이는 태양 광도의 약 50만배에 해당하는 값으로, 왜 이 이상으로 밝아지지 못하는지의 원인은 아직 밝혀져 있지 않다.
[편집] 관측된 극대거성들
극대거성들은 매우 희귀하기 때문에 연구에 어려움이 있다.
[편집] 밝은 청색변광성
- 이 부분의 본문은 밝은 청색변광성입니다.
대부분의 밝은 청색변광성들(Luminous Blue Variables)은 극대거성으로 분류되며, 지금까지 연구된 항성들 중 가장 밝은 집단이다. 관측된 목록의 예는 다음과 같다.
[편집] 청색극대거성
- 이 부분의 본문은 청색극대거성입니다.
- 전갈자리 제타-1
- MWC 314
- HD 169454
- BD -14°5037
- 백조자리 OB2-12
[편집] 황색극대거성
- 이 부분의 본문은 황색극대거성입니다.
황색극대거성은 우리 은하 내에서 단 7개만이 관측되고 있다.
- 카시오페이아자리 로 : 태양보다 약 50만배 밝다.
- HR 8752
- IRC+10420
- 웨스터룬드 1의 별들
[편집] 적색극대거성
- 이 부분의 본문은 적색극대거성입니다.
- 세페우스자리 RW
- 백조자리 NML
- 궁수자리 VX
- 페르세우스자리 S
- 세페우스자리 VV A
- 큰개자리 VY : 현재 관측된 우리 은하 내 항성 중 가장 큰 반지름(태양의 1800~2100배)을 지닌다.
