거성: 두 판 사이의 차이
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주계열성이 밝기와 표면온도가 높을 경우(주로 [[O V형 항성|O]],[[B V형 항성|B]]형)에도 거성으로 부르기도 한다. 하지만 보통 주계열 상태를 떠나서 밝기와 반지름이 크게 증가한 상태를 일컫는다. [[헤르츠스프룽-러셀 도표]] 상에서 II 또는 III형이 여기에 해당된다.
== 형성 ==
항성은 중심부에 있던 수소를 대부분 태우고 나면 주계열 단계를 떠나면서 거성으로 진화한다. 질량이 태양의 0.4배 이하 항성은 거성으로 진화하지 않는다. 그 이유는, 이렇게 질량이 작은 별들의 내부는 대부분 [[대류층]]으로 이루어져 잘 섞여 있기 때문에 중심핵 부분에 [[헬륨]]을 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 오부로 이동하게 되며, 항성의 외곽부는 부풀어 오르면서 표면 온도는 하강한다. [[헤르츠스프룽-러셀 도표]]상에서 [[준거성 가지]]로 부르는 이 단계에서, 항성의 밝기는 안정되게 유지되며 표면 온도는 [[주계열]]이었을 시절보다 낮아진다. 그러나 결국 항성은 [[적색거성 가지]]로 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 왜성]]이 되어 생을 마칠 것이다.
중심핵의 온도가 1억 켈빈 이상 상승하면 별은 [[삼중알파 과정]]을 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 [[수평가지]]로 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 초거성]]이 되거나, 질량을 많이 잃을 경우 [[청색 초거성]]이 된다. 궁극적으로 이들은 산소-네온 백색 왜성으로 진화하며, 질량이 더 클 경우 II형 [[초신성]]이나 [[블랙 홀]]로 진화하게 된다.
== 예 ==
잘 알려진 거성들은 다음과 같다.
* [[알키오네]](황소자리 에타) : 분광형 B의 거성이며 플레이아데스에서 가장 밝다.
* [[투반]](용자리 알파) : 분광형 A의 거성.
* [[팔분의자리 시그마]] : 분광형 F의 거성.
* [[마차부자리 알파]] Aa : 분광형 G의 거성. 카펠라 항성계의 일원이다.
* [[폴룩스]](쌍둥이자리 베타) : 분광형 K의 거성.
* [[미라 (항성)|미라]](고래자리 오미크론) : 분광형 M의 거성.
== 읽어보기 ==
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