적색거성: 두 판 사이의 차이
내용 삭제됨 내용 추가됨
잔글 봇: 틀 이름 및 스타일 정리 |
|||
3번째 줄:
[[헤르츠스프룽-러셀 도표]]에 따른 [[항성분류|항성 분류]]에서 '''적색거성'''(赤色巨星)은 작거나 중간 정도의 질량을 가진 밝고 거대한 별이다. 항성진화의 후기 단계에 있다. 바깥 대기는 밀도가 낮다. 반지름은 매우 크지만 표면 온도는 5,000 K 보다 낮다. 적색거성의 색깔은 누르스름한 오렌지색에서 적색까지로, 분광형으로는 K형과 M형이지만 [[S형 별]]과 대부분의 [[탄소별]]도 포함된다.
가장 흔한 적색거성은 적색거성가지(red giant branch, RGB)의 끝부분 가까이에 있는 별로, 축퇴된 헬륨핵 근처의 껍질에서 수소를 헬륨으로 융합한다. 다른 적색거성으로는 [[수평가지]]의 온도의 절반으로 중심핵에서 [[삼중알파과정]]을 통해 헬륨을 탄소로 융합하는 [[레드클럼프|적색군]]이 있고, 축퇴된 탄소-산소핵 외곽의 헬륨 연소 껍질을 가지면서 때때로 수소 연소 껍질을 가지는 [[점근거성가지]](AGB) 별이 있다.<ref name=zeilik>{{
가장 가까운 적색거성으로 태양계로부터 88 [[광년]] 떨어진 [[남십자자리 감마]]가 있지만, 태양계에서 36광년 떨어진 오렌지색 거성인 [[아르크투루스]]도 적색거성으로 언급된다.
== 물리적 특징 ==
[[
적색거성은 중심핵에서 수소가 소진되어 핵을 둘러싼 껍질에서 수소의 열핵융합이 일어나는 별로, 태양의 수십에서 수백 배 정도의 반지름을 가지고 있다. 그러나, 이들의 외곽 껍질의 온도는 그보다 더 낮기 때문에 불그스름한 오렌지색을 띤다. 껍질의 에너지 밀도는 낮지만, 적색거성은 매우 크기 때문에 태양보다 훨씬 밝다. 적색거성 가지의 별의 광도는 태양 광도(L<sub>{{Unicode|☉}}</sub>)의 수백 배에 해당하며, 분광형은 K형 또는 M형이고, 표면온도는 3,000~4,000 K, 직경은 태양 직경(R<sub>{{Unicode|☉}}</sub>)의 20~100 배이다. 수평가지에 있는 별은 그보다 뜨겁고, 점근거성가지에 있는 별은 태양의 약 천 배 이상 밝지만, 두 유형 모두 적색거성가지에 있는 별보다 드물다.
점근거성가지의 별에 속하며 탄소와 다른 원소를 형성하는 C-N형과 말기 C-R형의 탄소별은 내부에서 표면까지 대류를 하는데, 이를 준설이라 부른다.<ref>{{
| last1 = Boothroyd | first1 = A. I.
| last2 = Sackmann | first2 = I. ‐J.
| doi = 10.1086/306546
| title = The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up
| journal = The Astrophysical Journal
| volume = 510
| pages = 232
| year = 1999
| pmid =
| pmc =
28번째 줄:
적색거성의 또다른 주목할 만한 특징은 광구에서 많은 수의 작은 대류 세포([[쌀알무늬]])를 가지는 태양과 같은 별과 달리, 적색거성의 광구는 적색초거성과 마찬가지로 몇 개의 거대한 세포만 가지고 있다는 것으로, 대류 세포는 앞의 두 유형의 별에서 흔히 볼 수 있는 [[변광성|밝기 변동]]을 야기한다.<ref name=Schwarzschild>
{{저널 인용
| volume = 195
| pages = 137–144
42번째 줄:
== 진화 ==
{{본문|항성 진화#중간 정도 질량의 별}}
[[
적색거성은 0.3M<sub>{{Unicode|☉}}</sub>~8M<sub>{{Unicode|☉}}</sub>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 도)에 이르고 [[유체 정역학 평형|유체 정역학적 평형]] 상태를 이룰 때에 별은 주계열에 이른다. 주계열 기간에 별은 핵융합을 통해 중심핵의 수소를 서서히 헬륨으로 전환하고, 중심핵의 수소가 거의 다 융합되었을 때는 주계열 기간이 끝난다. [[태양]]의 경우에 주계열 수명은 약 100억 년이다. 더 무거운 별들은 더욱 빠르게 핵융합이 일어나기 때문에 가벼운 별보다 주계열 수명이 짧다.<ref name=zeilik />
49번째 줄:
적색거성가지를 따라 이동하는 별의 진화경로는 별의 질량에 따라 중심핵의 완전한 붕괴로 끝을 맺는다. 태양 질량의 1~2배 (1~2M<sub>{{Unicode|☉}})</sub>인 작은 별의 경우<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 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 성단은 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 시작하기에 충분한 무게를 가진 별에서 중심의 헬륨이 고갈되어 별이 다시 붕괴할 때, 바깥 껍질의 융합을 야기하는 위와 유사한 과정이 일어난다. 동시에 핵융합중인 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 =
67번째 줄:
=== 적색거성이 되지 않는 별 ===
매우 작은 질량의 별은 내부 전체가 [[대류층|대류]]하고 있고<ref name=aaa496_3_787>Reiners, A. & Basri, G. [http://arxiv.org/pdf/0901.1659v1.pdf On the magnetic topology of partially and fully convective stars] ''Astronomy and Astrophysics'' vol 496 no.3 pp787–790, March year=2009</ref><ref>{{
| last=Brainerd | first=Jerome James
|authorlink=| title=Main-Sequence Stars | work=Stars
| publisher=The Astrophysics Spectator | date=2005-02-16
| url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
| accessdate=2006-12-29 }}</ref> 수조 년 동안<ref>{{
| last=Richmond | first=Michael
| title=Late stages of evolution for low-mass stars
| url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
| accessdate=2006-12-29 }}</ref> 별 전체에 있는 수소를 작은 부분까지 남김 없이 소진할 때까지 수소에서 헬륨으로의 융합을 지속한다. 그 시간 동안 광도와 온도는 더 무거운 주계열성에서와 같이 점점 증가하는데, 온도는 약 50% 정도까지, 광도는 약 10배까지 증가하게 된다. 결국 별이 대류층과 핵에 남은 수소를 단 수십억 년만에 소모하여 멈추는 점까지 헬륨의 양은 증가한다. 온도와 광도는 질량에 따라서 수소 껍질 연소 기간에 계속해서 증가하는데, 이 때의 별은 태양만큼 밝지는 않더라도, 막 형성되었을 때보다 수십 배 더 밝아지며 태양보다 뜨거워진다. 수십억 년이 더 지나면 수소 껍질 연소가 계속 진행 중이라 해도 이들은 어두워지고 차가워져 차가운 헬륨 [[백색왜성]]이 된다.<ref>{{
| last1 = Laughlin | first1 = G.
| last2 = Bodenheimer | first2 = P.
| last3 = Adams | first3 = F. C.
| title = The End of the Main Sequence
| doi = 10.1086/304125
| journal = The Astrophysical Journal
| volume = 482
| pages = 420
| year = 1997
| pmid =
| pmc =
|bibcode = 1997ApJ...482..420L }}</ref>
매우 큰 질량의 별은 HR 도표에서 수평 방향으로 왔다갔다 하는 진화경로를 따라 [[초거성]]으로 진화한다. 이들은 흔히 [[II형 초신성]]으로 일생을 마감한다. 매우 무거운 별들은 거성이나 초거성이 되지 않고 [[울프-레이에 별]]이 된다.<ref name="Crowther 2007">{{
== 행성 ==
98번째 줄:
=== 생명체 거주가능 영역에 관한 가능성 ===
예전부터 행성계의 주인별이 적색거성으로 진화하면 생명체를 품기에 부적합할 것으로 여겨졌다. 그러나 일부 연구에 따르면 태양과 비슷한 질량(1M<sub>{{Unicode|☉}}</sub>)의 항성이 적색거성가지 단계를 거치면서 [[생명체 거주가능 영역]]이 2 [[천문단위|AU]] 밖에서 10<sup>9</sup> 년, 9 AU 밖에서 10<sup>8</sup> 년 동안 유지되어 생명체가 살기 적당한 세계가 발달하기에 충분한 시간을 줄 것이라고 한다. 적색거성 단계를 거친 후에 이런 별들의 생명체 거주가능 영역은 10<sup>9</sup>년 동안 7~22 AU 사이에서 형성될 것이다.<ref name="Lopez2005">{{
| author=Lopez, Bruno; Schneider, Jean; Danchi, William C.
| title=Can Life Develop in the Expanded Habitable Zones around Red Giant Stars?
122번째 줄:
== 적색거성이 된 태양 ==
{{참고|태양#태양의 일생}}
[[
태양은 지금으로부터 약 50억 년 내로 적색거성이 될 것으로 예측되며, 그 부피는 현재 [[태양계]] 내행성들을 빨아들일 정도로 확장될 것이다. 이 상태에서 태양의 반지름은 지금의 150배에 이르게 된다. 그러나 적색거성이 된 태양은 외포층 대기가 우주 공간으로 탈출하면서 종국적으로 현 질량의 38퍼센트를 잃게 된다. 태양이 [[질량]]을 잃어감에 따라 [[중력]]은 약해져서, [[화성]] 및 나머지 외행성들의 [[궤도]]는 지금보다 [[태양]]에서 보다 먼 곳으로 물러나게 될 것이다. [[수성]]과 [[금성]]은 부풀어 오른 태양의 외곽 대기층과 마찰을 일으키다가 빨려들어가 최후를 맞을 것이다.
다만 지구의 운명은 확실하지 않다. 태양이 질량을 잃어버림에 따라 지구의 궤도는 1.3 ~ 1.7 천문단위까지 뒤로 물러나 태양에 포획되는 것은 피할 가능성이 있다. 그러나 최근 연구에 따르면 태양과 지구 사이의 조석 작용 때문에 지구는 태양에 가까이 끌려가며 결국 먹히고 말 것이라는 관측도 있다.
| |||