"적색왜성"의 두 판 사이의 차이
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[[파일:RedDwarfPlanet.jpg|right|thumb|299px|적색왜성과 그 주변을 돌고 있는 [[갈색왜성]]의 상상도.]]
'''적색왜성'''(赤色矮星)은 작고 상대적으로 차가우며 태양의 0.075-0.5배 정도의 질량( 갈색왜성의 한계질량보다 크다 )을 지닌 [[주계열성]]을 부르는 말이다. [[헤르츠스프룽-러셀 도표]]에 따르면 적색 왜성의 스펙트럼형은 어두운 [[K V형 항성|K]]형으로부터 [[M V형 항성|M]]형까지이며, 표면온도는 3800[[켈빈]]을 넘지 않는다. 우주에 있는 별들의 약 90퍼센트 정도가 [[적색]]왜성인 것으로 알려져 있다. 이처럼 적색왜성은 은하계의,적어도 태양근처에서, 모든 별들중 가장 흔한별이나, 낮은 광도때문에 개개의 적색왜성은 관측하기 쉽지않다. 실제로 지구에서 육안으로 관찰할 수 있는 적색왜성은 없다. 태양으로 부터 가장 가까운 별인 Proxima centauri도 적색왜성이다 (M5형 항성이며 겉보기 광도는 11.05). 어떤 예측에 따르면 은하수의 3/4는 적색왜성으로 이루어져 있다고 생각되어 진다.
항성모델에
== 특징 ==
[[파일:RedDwarfNASA-hue-shifted.jpg|right|thumb|300px|밝은 적색 왜성의 상상도]]
{{HR도표}}
적색왜성의 질량은 매우 가벼우며 , 태양의 50%를 넘지 않는다. 따라서 항성 중심부의 온도가 낮으며,[[핵융합]] 반응([[양성자-양성자 연쇄]]반응에 의해 이루어진다.)의 속도가 상대적으로 느리며, 매우 약한 빛을 발산한다. 적색왜성 중 어떤 별의 광도는 태양의 1만 분의 1밖에 되지 않는 경우도 있다. 가장 밝은
일반적인 항성모델에 따르면 적색왜성이 태양질량의 0.35배보다 작으면 , 중심부에서 표면으로 에너지의 수송은 대류성을 띠게 된다. 적색왜성 내부의 [[수소]]가 소진되면 [[중심핵]]은 수축한다. 이 수축에서 발생하는 [[중력]]은 [[열]]로 치환되며, 이
적색왜성은 내부의 에너지를 대류작용에 의하여 표면으로 옮긴다. 대류작용은 항성의 내부가 '[[불투명]]한 상태'이기 때문에 일어난다. 이는 항성 내부가 온도에 비하여 상대적으로 밀도가 높다는 뜻이다. 그 결과 항성 표면까지 복사과정으로 [[광자]]가 움직이기 힘들어진다. 따라서 적색왜성의
▲적색왜성 내부의 [[수소]]가 소진되면 [[중심핵]]은 수축한다. 이 수축에서 발생하는 [[중력]]은 [[열]]로 치환되며, 이 열은 [[대류작용]]으로 별 전체에 전달된다.
▲적색왜성은 내부의 에너지를 대류작용에 의하여 표면으로 옮긴다. 대류작용은 항성의 내부가 '[[불투명]]한 상태'이기 때문에 일어난다. 이는 항성 내부가 온도에 비하여 상대적으로 밀도가 높다는 뜻이다. 그 결과 항성 표면까지 복사과정으로 [[광자]]가 움직이기 힘들어진다. 적색왜성의 대류작용은 에너지전달작용보다 활발한데, 그 이유는 적색왜성의 물리적 상태하에서는 대류작용이 보다 효율적인 과정이기 때문이다.
적색왜성은 대류작용에 전적으로 의존하기 때문에 [[헬륨]]이 중심핵 부분에 축적되지 않는다. 따라서 적색왜성은 주계열에서 떠나기 전까지, 자신이 가진 수소를 태양같은 큰 별과 비교할 때 알뜰하게 소진할 수 있다. 이로 말미암아 적색왜성은 매우 오래 산다. 질량이 크면 수백억 년, 질량이 작으면 수조 년까지도 주계열상에서 버틸 수 있다. 이는 현재 알려진 [[우주]]의 나이보다 길다.
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