거성

Giant star

거성은 표면 [1]온도가 같은 주계열성(또는 왜성)보다 반지름과 광도가 상당히 큰 별입니다.이들은 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 주계열(예르케스 스펙트럼 분류에서는 광도 등급 V) 위에 있으며 광도 등급 II와 [2]III에 해당한다.거성과 왜성은 [3]1905년경 에즈나르 헤르츠스프룽에 의해 비슷한 온도나 스펙트럼 유형에도 불구하고 상당히 다른 광도를 가진 별들을 위해 만들어졌다.

거대한 별들은 태양의 수백 배 반지름과 10배에서 수천 배 사이의 광도를 가지고 있습니다.거성보다 더 밝은 별은 초거성과 극대거성으로 불린다.

뜨겁고 밝은 주계열성은 거성으로도 불릴 수 있지만,[4] 주계열성은 아무리 크고 밝아도 왜성으로 불릴 수 있습니다.

형성

태양과 비슷한 별과 적색 거성의 내부 구조입니다.ESO 이미지

별은 중심핵에서 핵융합에 사용할 수 있는 수소가 모두 소진된 후 거성이 되고 그 결과 [2]주계열을 떠난다.후주계열성의 행동은 질량에 크게 좌우된다.

중간 질량의 별

질량이 약 0.25 태양질량()M☉ 이상인 별의 경우, 중심핵에 수소가 고갈되면 수축하고 가열되어 중심핵 주변의 껍질에서 수소가 융합하기 시작합니다.껍데기 바깥에 있는 별의 부분은 팽창하고 차가워지지만, 광도가 조금만 증가하면 별은 준거성이 됩니다.불활성 헬륨 핵은 껍질에서 헬륨이 축적되면서 계속 성장하고 온도가 상승하지만, 별에서는 약 10-12개까지 상승합니다.M☉ 헬륨 연소를 시작할 만큼 뜨거워지지 않는다(질량별은 초거성이며 다르게 진화한다).대신, 불과 몇 백만 년 후에 핵은 쇤베르크-찬드라세카르 한계에 도달하고, 빠르게 붕괴하며, 퇴화할 수 있습니다.이것은 외부 층을 더욱 확장하게 하고 첫 번째 준설이라고 불리는 과정에서 무거운 원소를 표면으로 가져오는 강한 대류 영역을 생성한다.이 강한 대류는 또한 표면으로의 에너지 수송을 증가시키고, 광도는 급격히 증가하며, 별은 적색 거성 지점으로 이동하며, 그곳에서 수소를 평생 동안 안정적으로 태웁니다(태양과 비슷한 별의 경우 약 10%).중심핵은 질량을 계속 증가시키고 수축하며 온도가 상승하는 반면, 외부 [5], § 5.9.층에서는 질량 손실이 발생합니다.

주계열일 때 별의 질량이 약 0.4 미만이었다면M헬륨을 융합하는 데 필요한 중심 온도에 도달하지 못할 것입니다☉.[6], p. 169.따라서 이 행성은 수소가 고갈될 때까지 수소를 융합하는 적색거성으로 남아있을 것이며, 수소가 고갈되면 [5], § 4.1, 6.1.헬륨 백색왜성이 될 것이다.별의 진화 이론에 따르면, 이렇게 질량이 작은 별은 우주의 나이 안에 그 단계로 진화했을 수 없습니다.

약 0.4 이상의 별에서M☉ 핵의 온도는 결국 10 K에 도달하고8 헬륨은 삼중 알파 [5],§ 5.9, chapter 6.과정에 의해 핵의 탄소와 산소로 융합되기 시작할 것이다.핵이 축퇴하면 헬륨 핵융합이 폭발적으로 시작되지만 대부분의 에너지는 축퇴를 들어올리는 데 들어가고 핵은 대류 상태가 된다.헬륨 핵융합에 의해 생성된 에너지는 주변의 수소 연소 셸의 압력을 감소시켜 에너지 생성 속도를 감소시킨다.별의 전반적인 밝기는 감소하고, 바깥쪽 외피층은 다시 수축하며, 별은 적색 거성 가지에서 수평 [5][7], chapter 6.가지로 이동합니다.

중심핵의 헬륨이 소진될 때, 약 8개의 항성이M☉ 탄소-산화합물 핵이 퇴화되어 껍데기에서 헬륨이 연소하기 시작합니다.이전의 헬륨 핵 붕괴와 마찬가지로, 이것은 외부 층에서 대류를 시작하고, 두 번째 준설을 유발하며, 크기와 밝기를 극적으로 증가시킵니다.이것은 적색 거성 가지와 비슷하지만 더 밝은 점근 거성 가지(AGB)이며, 수소를 태우는 껍질이 대부분의 에너지를 기여합니다.별은 약 100만 년 동안만 AGB에 남아 있다가 연료가 소진되고 행성상 성운 단계를 거쳐 탄소-산소 백색왜성이 [5], § 7.1–7.4.될 때까지 점점 불안정해집니다.

질량이 큰 별

질량이 약 12 이상인 주계열성M☉ 이미 매우 밝기 때문에 주계열을 벗어날 때 HR 도표를 가로질러 수평으로 이동하며, 청색 초거성으로 더 확장되기 전에 잠시 청색 거성이 됩니다.이들은 핵이 퇴화되기 전에 핵-헬륨 연소를 시작하여 강한 광도 증가 없이 붉은색 초거성으로 부드럽게 발전한다.이 단계에서 이들은 질량이 훨씬 높지만 밝은 AGB 별과 비슷한 광도를 가지지만 무거운 원소를 태워 결국 초신성이 되기 때문에 더 밝아질 것입니다.

8-12의 스타들M☉ 그 범위는 어느 정도 중간 성질을 가지고 있으며 슈퍼-AGB [8]별이라고 불려왔다.이들은 주로 RGB, HB, AGB 단계를 거치면서 밝은 별들의 궤적을 따라가지만, 중심 탄소 연소와 심지어 일부 네온 연소를 시작할 수 있을 만큼 충분히 질량이 큽니다.이들은 산소-마그네슘-네온 핵을 형성하며, 전자 포획 초신성으로 붕괴되거나 산소-네온 백색 왜성을 남길 수 있습니다.

O급 주계열성은 이미 매우 밝습니다.이러한 별들의 거성 단계는 초거성 분광 광도 등급을 개발하기 전에 크기와 광도가 약간 증가하는 짧은 단계입니다.O형 거성은 태양보다 10만 배 이상 밝을 수 있으며, 많은 초거성보다 밝습니다.분류는 복잡하고 복잡하며 광도 등급과 중간 형태의 연속 범위 사이에 작은 차이가 있다.가장 질량이 큰 별들은 표면에 무거운 원소들이 섞이고 강력한 항성풍을 일으켜 별의 대기를 팽창시키는 높은 광도로 인해 중심핵에서 수소를 태우면서도 거대 또는 초거성 스펙트럼 특성을 발달시킵니다.

질량이 작은 별

초기 질량이 약 0.25 미만인 별M☉ 절대 거성이 되지 않을 거예요.이러한 별의 수명 대부분은 대류에 의해 내부가 완전히 뒤섞여 있기 때문에 현재 우주의 나이보다 훨씬 긴 10년 이상12 수소를 계속 융합할 수 있습니다.그것들은 이 시간 동안 꾸준히 더 뜨겁고 더 밝아집니다.결국 그들은 복사핵을 형성하고, 그 후 핵의 수소를 배출하고 핵을 둘러싼 껍질에서 수소를 연소시킨다.(질량이 0.16을 초과하는 별들).M ☉ 이 시점에서는 확장될 수 있지만, 그다지 커지지는 않을 것입니다.)그 후 얼마 지나지 않아 별의 수소 공급이 완전히 소진되어 헬륨 백색 [9]왜성이 될 것이다.다시 말하지만, 우주는 그러한 별들이 관측되기엔 너무 어리다.

서브클래스

다양한 거성급 별들이 있으며 작은 별들의 그룹을 식별하기 위해 몇 개의 세분류가 일반적으로 사용됩니다.

서브거전

주요 기사:준거성

준거성은 거성과는 완전히 별개의 분광형 광도 등급(IV)이지만, 거성과 많은 특징을 공유합니다.일부 준거성은 화학적 변화나 나이 때문에 단순히 지나치게 밝은 주계열성일 뿐이지만, 다른 것들은 진정한 거성을 향한 뚜렷한 진화 궤적입니다.

예:

  • 감마 쌍둥이자리(γ Gem), A형 준거성,
  • G형 준거성 Eta Bootis( boo Boo).

밝은 거인

밝은 거성은 여키스 분광 분류에서 광도 등급 II의 별이다.이 [10]별들은 스펙트럼의 외관에 따라 일반 거성과 초거성의 경계를 가로지르는 별들이다.밝은 거성 광도 등급은 [11]1943년에 처음 정의되었다.

밝은 거성으로 분류되는 잘 알려진 별은 다음과 같습니다.

적색 거성

주요 기사:적색 거성

어떤 거성급에서도 분광형 K, M, S, C의 차가운 별(때로는[12] G형 별도 있음)을 적색 거성이라고 합니다.적색 거성은 생명체의 여러 뚜렷한 진화 단계에 있는 별들을 포함합니다: 주 적색 거성 가지(RGB), 적색 수평 가지 또는 적색 덩어리, 점근 거성 가지(AGB)는 종종 초거성으로 분류될 만큼 크고 밝지만, 때로는 직후 AGB와 같은 다른 차가운 별들.RGB별은 적당한 질량과 비교적 긴 안정적인 수명, 그리고 밝기 때문에 가장 흔한 유형의 거성이다.대부분의 HR 도표에서 주계열성 다음에 나타나는 가장 명확한 별 집단이지만 백색왜성은 더 많지만 훨씬 덜 밝습니다.

예:

황색 거인

중간 온도(분광 등급 G, F 및 적어도 일부 A)의 거성을 황색 거성이라고 합니다.이들은 적색 거성보다 훨씬 적은 숫자인데, 일부는 질량이 다소 높은 별에서만 생성되고, 일부는 삶의 그 단계에서 보내는 시간이 적기 때문입니다.하지만, 그것들은 많은 중요한 종류의 변광성들을 포함하고 있습니다.고휘도 노란색 별은 일반적으로 불안정하기 때문에 대부분의 별이 맥동 변광성이 있는 HR 다이어그램에 불안정 띠가 나타납니다.불안정 띠는 주계열에서 초거성 광도까지 이르지만 거성의 광도에는 다음과 같은 여러 종류의 맥동 변광성이 있습니다.

  • RR Lyrae 변수, 1일 미만의 주기로 진폭이 작은 수평 가지 등급 A(때로는 F)별.
  • W Virginis 변수, 더 밝은 맥동 변수, 타입 II 세페이드라고도 하며, 기간은 10-20일이다.
  • I형 세페이드 변광성은 더 밝으며 대부분 초거성으로 주기가 더 길다.
  • 델타 방패자리 변광성으로 준거성과 주계열성을 포함합니다.

황색 거성은 적색 거성 가지에 처음으로 진화하는 중간 질량의 별일 수도 있고 수평 가지에 있는 더 진화된 별일 수도 있습니다.적색 거성 가지에 대한 진화는 처음으로 매우 빠른 반면, 별은 수평 가지에서 훨씬 더 오랜 시간을 보낼 수 있습니다.더 무거운 원소와 더 낮은 질량을 가진 수평가지 별들은 더 불안정합니다.

예:

  • 시그마 옥탄티스(δ 옥탄티스), F형 거성과 델타 방패자리 변수
  • 카펠라를 구성하는 별 중 하나인 G형 거성 Aa(α Aurigae Aa).

청색(때로는 백색) 거인

주요 기사:청색거성

스펙트럼 등급 O, B, 그리고 때로는 초기 A의 가장 뜨거운 거성은 청색 거성으로 불립니다.때때로 A형 및 B형 후반의 별을 백색 [why?]거성으로 지칭할 수 있습니다.

청색 거성은 매우 이질적인 그룹으로, 주계열에서 막 나온 고광도 별에서부터 낮은 질량의 수평가지 별까지 다양합니다.질량이 큰 별들은 적색 초거성으로 확장되기 전에 주계열을 떠나 청색 거성으로, 그 다음에 밝은 청색 거성으로, 그리고 청색 초거성으로 변합니다. 그러나 매우 높은 질량의 별들에서는 거성 단계가 매우 짧고 좁아서 청색 초거성과 구별하기 어렵습니다.

질량이 작은 중심핵을 태우는 별은 수평 가지를 따라 적색 거성에서 다시 점근 거성으로 진화하며 질량과 금속성에 따라 청색 거성이 될 수 있습니다.늦은 열 펄스를 경험하는 일부 AGB 이후의 별들은 특이한[clarification needed] 청색 거성이 될 수 있다고 생각됩니다.

예:

레퍼런스

  1. ^ 거성, 천문학 백과사전에 실렸지패트릭 무어, 뉴욕: 옥스포드 대학 출판부, 2002. ISBN0-19-521833-7.
  2. ^ a b 거인, The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed.John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 제5호, 2006.ISBN 0-8160-5998-5.
  3. ^ Russell, Henry Norris (1914). "Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars". Popular Astronomy. 22: 275–294. Bibcode:1914PA.....22..275R.
  4. ^ 거성, 케임브리지 천문학 사전, 재클린 미튼, 케임브리지:케임브리지 대학 출판부, 2001.ISBN 0-521-80045-5.
  5. ^ a b c d e Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chicher, 영국: John Wiley & Sons, 2005.ISBN 0-470-09219-X.
  6. ^ 백색왜성의 구조와 진화, S. O. 케플러와 P. A. 브래들리, 발트 천문학 4, 페이지 166–220.
  7. ^ Giants and Post-Giants 2011-07-20 Wayback Machine, 클래스 노트, Robin Ciardullo, Atlistic 534, Penn State University에 아카이브된 Wayback Machine.
  8. ^ Eldridge, J. J.; Tout, C. A. (2004). "Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae". Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. arXiv:astro-ph/0409583. Bibcode:2004MmSAI..75..694E.
  9. ^ '주연의 종말', 그레고리 러플린, 피터 보덴하이머, 프레드 C.애덤스, 천체물리학 저널, 482(1997년 6월 10일), 페이지 420–432).비브코드:1997ApJ...482..420L.doi:10.1086/304125.
  10. ^ Abt, Helmut A. (1957). "Line Broadening in High-Luminosity Stars. I. Bright Giants". Astrophysical Journal. 126: 503. Bibcode:1957ApJ...126..503A. doi:10.1086/146423.
  11. ^ Steven J. Dick (2019). Classifying the Cosmos: How We Can Make Sense of the Celestial Landscape. Springer. p. 176. ISBN 9783030103804.
  12. ^ a b Mazumdar, A.; et al. (August 2009), "Asteroseismology and interferometry of the red giant star ɛ Ophiuchi", Astronomy and Astrophysics, 503 (2): 521–531, arXiv:0906.3386, Bibcode:2009A&A...503..521M, doi:10.1051/0004-6361/200912351, S2CID 15699426

외부 링크