거성 및 초거성, 그리고 극대거성

거성(巨星, Giant star)은 동일한 표면온도 상태에 있는 주계열성에 비하여 광도와 반경이 확연히 큰 상태의 항성을 일컫는다. 보통 거성의 반지름은 태양의 10배~100배이며, 밝기는 최소 10배에서 최대 1,000배에 이르기도 한다. 거성보다 더 크고 더 밝은 상태의 항성들로는 초거성과 극대거성이 있다.

주계열성이 밝기와 표면온도가 높을 경우(주로 O,B형)에도 거성으로 부르기도 한다. 하지만 보통 주계열 상태를 떠나서 밝기와 반지름이 크게 증가한 상태를 일컫는다. 헤르츠스프룽-러셀 도표 상에서 II 또는 III형이 여기에 해당된다.

항성이 중심부에 있던 수소를 대부분 태우고 그 결과로 주계열 단계를 지나면 거성으로 진화한다. 초기 질량이 태양의 1/4배 이하인 항성은 거성으로 진화하지 않는다. 이렇게 질량이 작은 별들의 내부는 대부분 대류층으로 이루어져 잘 섞여 있기 때문에 중심핵 부분에 헬륨을 누적시키지 않고 대신 항성 내부 모든 영역에 있는 수소를 사용하여 계속 자신을 태운다. 이들은 수명을 마칠 때가 되면 헬륨 덩어리로 이루어진 백색 왜성으로 진화할 것이다. 그러나 이 단계까지 이르는 시간은 현재 알려진 우주의 나이보다 길다.

항성이 태양질량 0.4배보다 클 경우, 중심핵 부분에 있는 수소를 다 쓸 경우 중심핵은 수축되기 시작한다. 수소 핵융합 반응은 중심핵에서 중심핵 바깥쪽으로 이동하게 되며, 항성의 외포부는 부풀어 오르면서 표면 온도는 하강한다. 헤르츠스프룽-러셀 도표상에서 준거성 가지로 부르는 이 단계에서, 항성의 밝기는 안정되게 유지되며 표면 온도는 주계열이었을 시절보다 낮아진다. 그러나 결국 항성은 적색거성 가지로 이동한다. 보통 적색 거성 단계에서 항성의 표면 온도는 거의 비슷하게 유지되지만 부피는 막대하게 증가한다. 중심핵은 더욱 수축되면서 온도 역시 증가한다.

만약 별의 질량이 주계열상에서 태양의 0.5배 이하일 경우 중심핵에서 헬륨을 태울 수준까지는 미치지 못하게 된다. 따라서 0.4~0.5배 질량을 지니는 존재들은 적색 거성 단계에서 수소만 태운 뒤 헬륨으로 이루어진 백색 왜성이 되어 생을 마칠 것이다. 중심핵의 온도가 1억 켈빈 이상 상승하면 별은 삼중알파 과정을 통해 헬륨을 태워 탄소 및 산소를 생산할 수 있게 된다. 헬륨 연소로 인해 항성은 부풀어 오르게 된다. 부피가 증가하면 헬륨 연소층의 압력이 낮아지며 에너지 생산의 강도도 약해진다. 별의 밝기가 약해지면 외부층은 수축하고 항성은 적색거성 가지에서 벗어나게 된다. 이후 진화 과정은 질량에 따라 달라진다. 질량이 그리 크지 않은 경우 헤르츠스프룽-러셀 도표상 수평가지로 이동하거나, 그래프 상에서 고리 모양을 그리게 된다. 이보다 좀 더 무겁지만 태양질량 8배 이하 별의 경우 중심핵에서 헬륨을 모두 태운 뒤 다시 중심핵 주변으로 헬륨 연소 장소를 옮긴다. 이로 인해 항성의 밝기는 다시 증가하며 점근거성가지 단계로 이동한다. 이 단계에서 별은 질량을 대부분 잃어 버린 후, 탄소-산소 백색 왜성으로 생을 마치게 된다.

탄소를 태울 질량을 지니는 주계열성(대략 태양질량의 8배)은 이후 다양한 최후를 맞는다. 이들은 주계열 단계를 떠난 뒤에도 밝기가 크게 증가하지 않으며 단지 표면 색만 붉게 바뀐다. 이들은 적색 초거성이 되거나, 질량을 많이 잃을 경우 청색 초거성이 된다. 궁극적으로 이들은 산소-네온 백색 왜성으로 진화하며, 질량이 더 클 경우 II형 초신성이나 블랙 홀로 진화하게 된다.

초거성(超巨星)은 가장 질량이 큰 별들의 종류 중 하나를 일컫는 단어이다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 가장 위쪽을 차지한다. 여키스 항성분류법에 의하면 초거성의 기호는 Ia 또는Ib로 표시된다. 이들의 절대복사등급은 -5에서 -12에 달한다. 초거성들 중 가장 밝은 부류를 극대거성으로 일컫는다. 극대거성들의 기호는 0이다.

초거성의 질량은 태양의 10배~70배이며, 광도는 태양의 30,000배에서 최대 수십만 배에 이른다. 반지름은 보통 태양의 30배에서 500배 정도이지만, 클 경우 1,000배를 넘어가기도 한다. 슈테판-볼츠만 법칙에 의거하면, 적색 초거성은 청색 초거성에 비하여 단위 면적당 발산하는 에너지의 양이 적다. 따라서 같은 밝기로 보이는 항성들의 경우 적색 초거성은 청색 초거성보다 반경이 훨씬 크다.

초거성은 질량이 매우 크기 때문에 수명 또한 1천만 년에서 3천만 년 수준에 불과하다. 따라서 이들은 젊은 천체집단인 산개성단, 나선은하, 불규칙은하 등에서 주로 관측된다. 이에 반해 늙은 별들로 주로 구성되어 있다고 추측되는 타원은하나 구상성단에서는 거의 발견되지 않는다.

초거성은 젊은 O형 항성들로부터 진화 말기의 M형에 이르기까지 다양하게 분포한다. 오리온자리에서 가장 밝은 리겔은 전형적인 청백색 초거성이며, 베텔게우스와안타레스는 적색 초거성이다.

초거성의 이론적 연구는 항성질량손실 등의 풀리지 않은 문제가 존재한다. 현재 조류는 개개의 초거성을 연구하기보다는 성단의 모형을 구축하여, 이론적 모형으로 나온 값과 실제 은하(예: 마젤란 은하) 내 초거성 분포를 비교하는 방법을 사용하고 있다.

우주에서 가장 먼저 태어난 별들은 현재 우주의 별들보다 질량과 밝기가 더 컸으리라고 짐작된다. 이 별들은 이론상의 종족III 항성이다. 이들의 존재는 퀘이사에서 관측되는 수소와 헬륨 외 여러 화학 원소들의 생성을 설명하는 근거가 된다.

대부분의 II형 초신성의 경우 폭발 전 상태는 적색 초거성이었으리라고 생각된다. 그러나 초신성 1987A의 전 단계는 적색 초거성이 아니라 청색 초거성이었다. 1987A는 원래 적색 초거성이었으나, 항성풍의 형태로 외곽부를 날려 버리고 내부가 겉으로 드러난 상태에서 폭발했을 것으로 추측된다.

극대거성(極大巨星, hypergiant)은 막대한 질량과 광도를 갖는 항성이다. 광도분류에 의하면 0에 속한다.

'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 보이는초거성(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.(그러나 에딩턴 한계는 R136a1의 발견으로 깨지고 말았다. 그 이유는 R136a1은 에딩턴 한계를 약 2배 이상 초과한 265배 정도이기 때문이다.)

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 밝은 청색변광성은 극대거성의 진화 단계 중 가장 처음의 상태로 보인다. 이들의 광도는 적게는 태양의 수백만 배에서 많게는 수천만배에 이른다. 일례로 LBV 1806-20의 밝기는 태양의 최소 200만 ~ 최대 4천만 배에 이르는데, 극대모형의 경우 작은 은하의 밝기와 맞먹을 정도이다.

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.