항성진화: 두 판 사이의 차이

 

[[태양 질량]]의 절반 이하 별들은 중심핵의 수소를 모두 소진한 뒤에도 [[헬륨]]을 태울 수 있는 물리적 환경을 만들어내지 못한다. 이는 중심핵에 헬륨이 연소될 정도로 충분한 압력을 형성할, 항성 외포층이 생겨나지 않음을 의미한다. 이들을 다른 용어로 [[적색 왜성]]이라고 부른다. 대표적인 예로 태양계에서 가장 가까운 단독성인 [[센타우루스자리 프록시마]]를 들 수 있다. 대신 적색 왜성은 매우 오래 사는데, 이들 중 일부는 태양보다 수백 배나 더 오래 사는 것도 있다. 현재 [[천체물리학]] 모델로는 태양질량의 10퍼센트 정도 적색 왜성은 주계열성 상태로 거의 20조 년을 살 수 있으며, 수천억 년에 걸쳐 천천히 [[백색 왜성]]으로 축퇴된다고 한다.<ref name="S&T 22">{{저널 인용| 제목=Why the Smallest Stars Stay Small.| 저널=Sky & Telescope| month=November|발행년도= 1997| issue=22}}</ref> 만약 한 항성의 중심핵에서 [[핵융합]] 작용이 멈추면(특별히 [[태양]]과 비슷한 수준의 별), 중심핵 주변에는 수소의 층들이 형성된다. 그러나 항성 내부 전체가 대류층일 경우(질량이 작은 적색 왜성), 중심핵 주변에 층이 형성되지 않는다. 질량이 좀 큰 경우는 [[적색 거성]]으로 진화는 할지 몰라도 헬륨을 태우는 수준까지는 가지 못한다. 또는 질량이 작은 경우 전자축퇴압이 붕괴를 막기 전까지 수축되면서 [[백색 왜성]]으로 곧장 진화한다.

 

== 참고 문헌 ==