적색거성: 두 판 사이의 차이
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적색거성가지를 따라 이동하는 것으로 간주되는 별의 진화경로는 별의 질량에 근거하여 최종적으로 중심핵의 완전한 붕괴와 함께 끝을 맺는다. 태양과 약 2M<sub>{{Unicode|☉}}</sub>보다 작은 별의 경우에서<ref name="bibcode|1994A&AS..105...29F">{{bibcode|1994A&AS..105...29F}}</ref> 핵은 전자의 [[축퇴물질|축퇴압]]이 더 이상의 붕괴를 허용하지 않을 정도로 충분히 밀도가 높게 된다. 일단 중심핵이 축퇴되면 핵은, [[삼중알파과정]]을 통해 헬륨을 탄소로 융합하는데 충분한 온도인 약 10<sup>8</sup> K까지 이를 정도로 가열을 계속한다. 축퇴된 중심핵이 이 온도에 이르면 중심핵 전체에서 일제히 헬륨이 융합되기 시작하는데, 이는 소위 [[헬륨섬광]]이라 불린다. 더 무거운 별에서는 붕괴하는 핵이 축퇴상태가 되기에 충분할 정도로 밀집하기 전에 10<sup>8</sup> K에 이르게 된다. 그래서 헬륨 융합은 더욱 조용하게 시작되고, 헬륨섬광을 일으키지 않는다. 별이 중심핵의 헬륨을 융합하면, 별은 수축하여 더 이상 적색거성으로 간주되지 않는다.<ref name=zeilik /> 별의 일생에서 중심핵의 헬륨 융합 단계는 [[금속 함량]]이 부족한 별에서 수평가지라고 불린다. 그러한 별들이 많은 성단의 HR 도표 상에서 거의 수평으로 선을 그리는 위치해 있기 때문에 붙은 이름이다. 금속이 풍부한 헬륨 융합 별은 H-R 도표에서 수평가지 대신에 소위 [[레드클럼프|적색군]]이라 불리는 곳에 위치해 있다.<ref>[http://cfa-www.harvard.edu/~kstanek/RedClump/ Harvard University search for orange-yellow clumps]</ref>
헬륨 융합을 점화하기에 충분히 무거운 별에서 중심의 헬륨이 고갈되어 별이 다시 붕괴할 때, 바깥 껍질의 융합을 야기하는 위와 유사한 과정이 일어난다. 동시에 연소 중인 헬륨 껍질의 바로 바깥에 있는 껍질에서 수소도 융합이 이루어진다. 이는 별을 두번째 적색거성 단계인 [[점근거성가지]]로 이끈다.<ref name=sackmann>{{
| last1 = Sackmann | first1 = I. -J.
| last2 = Boothroyd | first2 = A. I.
| last3 = Kraemer | first3 = K. E.
| title = Our Sun. III. Present and Future
| doi = 10.1086/173407
| journal = The Astrophysical Journal
| volume = 418
| pages = 457
| year = 1993
| pmid =
| pmc =
|bibcode = 1993ApJ...418..457S }}</ref> 헬륨 융합의 결과로 탄소-산소 핵이 만들어진다. 약 8M<sub>{{Unicode|☉}}</sub> 이하의 별은<ref name="bibcode|1994A&AS..105...29F"/> 축퇴된 탄소-산소 핵에서의 융합을 시작할 수 없다. 대신에, 점근거성가지 단계의 끝에서 별은 자신의 외곽 껍질을 방출하여 [[행성상성운]]을 형성하고, 최종적으로 [[백색왜성]]이 되는 중심핵을 노출시킬 것이다. 외곽 물질의 방출과 행성상성운의 형성은 별의 진화에서 적색거성 단계의 최종 단계이다.<ref name=zeilik /> 적색거성 단계는 태양질량의 별에서 일반적으로 총 약 10억 년 동안만 지속되고, 그 기간의 거의 대부분은 적색거성가지에서 보낸다. 수평가지와 점근거성가지 단계는 열 배 빠르게 진행된다.
약 0.2에서 0.5 M<sub>{{Unicode|☉}}</sub>의 별은,<ref name="bibcode|1994A&AS..105...29F"/> 적색거성이 되기에 충분히 무겁지만 헬륨 융합을 착수할 만큼 충분한 질량을 가지지 못한다.<ref name=endms>The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, ''The Astrophysical Journal'', '''482''' (June 10, 1997), pp. 420–432. {{bibcode|1997ApJ...482..420L}}. {{doi|10.1086/304125}}</ref> 이러한 "중간형" 별들은 어느정도 차가워지고 밝아지긴 하지만 [[적색거성가지의 첨단부]]에 이르거나 헬륨핵 섬광을 일으킬 수 없다. 적색거성가지의 상승이 끝날 때 이들은 후-점근거성가지의 별처럼 외포층을 방출하고 백색왜성이 된다.
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