적색거성: 두 판 사이의 차이

적색거성은 0.3M_{{{Unicode|&#9737;}}}~8M_{{{Unicode|&#9737;}}}의 범위의 질량을 가진 [[주계열성]]에서 진화한다.<ref name=endms>[http://iopscience.iop.org/0004-637X/482/1/420/fulltext/ The End of the Main Sequence], Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, ''The Astrophysical Journal'', '''482''' (June 10, 1997), pp. 420–432.</ref> 처음에 [[성간물질]]의 [[분자운]]이 뭉쳐져 별이 생길 때, 별은 주로 수소와 헬륨, 그리고 적은 양의 "[[금속 함량|금속]]"(이는 별의 구조에서 간단하게 수소와 헬륨이 아닌, [[원자번호]] 2보다 큰 원소로 표현)을 포함한다. 이러한 원소들은 별의 도처에 균일하게 혼합된다. 중심핵이 수소 융합을 하기에 충분할 정도로 높은 온도(수백만 [[켈빈]]도)에 이르고 [[유체 정역학 평형|유체 정역학적 평형]] 상태를 이룰 때에 별은 주계열에 이른다. 주계열일주계열 동안에기간에 별은 핵융합을 통해 중심핵의 수소를 서서히 헬륨으로 전환하고, 중심핵의 수소가 거의 다 융합되었을 때는 주계열에서의주계열 기간이 끝난다. [[태양]]의 경우에 주계열 수명은 거의약 100억 년이다. 더 무거운 별들은 더욱 빠르게 연소하기핵융합이 일어나기 때문에 가벼운 별보다 주계열 수명이 짧다.<ref name=zeilik />

별이 중심핵의 수소 연료가수소가 소진되면 핵반응은 더 이상 지속되지 않으므로 중심핵은 자체의 중력에 의해 수축하기 시작한다.시작하고, 이 과정을 통해 온도, 압력, 밀도가 상승한다. 중심핵의 밀도가 상승하면서 외부에 남아있던 수소가 핵융합을 일으키기에 충분한 고온 고압의 중심핵 근처 껍질로 모여 핵융합이 다시 일어난한다. 높은 온도는 반응속도의 증가를 유발하여, 별의 광도를 1,000~10,000배 만큼 증가시키기에 충분하다증가시킨다. 그러면 별의 외포층은 크게 팽창하고 별은 일생에서 적색거성 단계에 진입한다. 별이 팽창함으로써, 핵융합으로부터핵융합으로 방출되는 에너지는 이전보다 훨씬 커진 표면으로 분산된다. 그 결과로결과 표면온도는 낮아지고 별에서 방출되는 가시광선은 붉은색 쪽으로 치우치게 되는데, 이 때문에 오렌지색으로 보이는 별들도 '적색' 거성으로 불린다. 이때, 별은 [[헤르츠스프룽-러셀 도표|헤르츠스프룽-러셀 (H-R) 도표]]의 적색거성가지를 오르고 있다고 언급된다.<ref name=zeilik /> 외포층은 융합으로 생산된 에너지를 [[대류]]의 방법을 통해 표면으로 전달한다. 대류는 별의 일생에서 내부(중심핵은 아님)에서의 핵융합으로 드러난 물질을 별의 표면으로 최초로 운반하도록 만든다. 이러한 사건은 첫번째 [[끌어올림|준설]]이라고 불린다.

적색거성가지를 따라 이동하는 것으로 간주되는 별의 진화경로는 별의 질량에 근거하여 최종적으로따라 중심핵의 완전한 붕괴와 함께붕괴로 끝을 맺는다. 태양과태양 약질량의 1~2배 (1~2M_{{{Unicode|&#9737;}})}보다인 작은 별의 경우에서경우<ref name="bibcode|1994A&AS..105...29F">{{저널 인용|bibcode=1994A&AS..105...29F|제목=Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008|성=Fagotto|이름=F.|공저자=Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C.|저널=Astronomy and Astrophysics Supplement|권=105|쪽=29-38 |날짜=1994}}</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 10⁸ 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 10⁸ 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 성단의성단은 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 점화하기에시작하기에 충분히충분한 무거운무게를 가진 별에서 중심의 헬륨이 고갈되어 별이 다시 붕괴할 때, 바깥 껍질의 융합을 야기하는 위와 유사한 과정이 일어난다. 동시에 연소 중인핵융합중인 헬륨 껍질의 바로 바깥에 있는 껍질에서 수소도 융합이 이루어진다. 이는 별을 두번째 적색거성 단계인 [[점근거성가지]]로 이끈다.<ref name=sackmann>{{Cite journal