적색 거성

Red giant
다른 용도는 적색 거성(동음이의)을 참조하십시오.

적색거성은 항성진화 후기에 질량이 낮거나 중간(대략 0.3~8 태양질량)M☉인 발광거성이다.외부 대기는 팽창되고 연약하여 반지름이 크고 표면 온도가 약 5,000K(4,700°C; 8,500°F) 이하가 됩니다.적색 거성의 외형은 K와 M(때로는 G), S급 별과 대부분의 탄소별 등 황백색에서 적황색에 이르기까지 다양하다.

적색 거성은 에너지를 생성하는 방식이 다양합니다.

  • 가장 일반적인 적색 거성은 여전히 불활성 헬륨 핵을 둘러싼 껍질에서 수소를 헬륨으로 융합하고 있는 적색 거성 가지(RGB)의 별이다.
  • 삼중 알파 과정을 통해 헬륨을 중심핵의 탄소로 융합하는 수평가지의 차가운 절반에 있는 붉은 덩어리 별
  • 점근거성가지(AGB) 별들은 축퇴된 탄소-산소핵 바깥쪽에 헬륨 연소 껍질이 있고 그 바로 뒤에 수소 연소 껍질이 있다.

잘 알려진 밝은 별들 중 다수는 적색 거성이다. 왜냐하면 그것들은 밝기 때문에 적당히 흔하기 때문이다.K0 RGB 별 아크투루스는 36광년 떨어져 있으며, 십자형 감마(Gamma)는 M형 거성으로 88광년 떨어져 있다.

특성.

미라, 변광성 점근 거성 가지 적색 거성

적색거성은 중심핵의 수소 공급이 고갈되고 중심핵을 둘러싼 껍질에서 수소의 열핵융합이 시작된 별이다.그것들은 태양의 반지름보다 수십 배에서 수백 배 더 크다.하지만, 그들의 바깥쪽 외피는 온도가 낮아서 붉은 오렌지 색을 띤다.외피의 낮은 에너지 밀도에도 불구하고, 적색 거성은 큰 크기 때문에 태양보다 몇 배 더 밝습니다.적색거성가지별의 광도는 태양의 L☉거의 3,000배이며, 분광형은 K 또는 M이며 표면온도는 3,000 ~ 4,000 K이며 반지름은 R☉태양의 약 200배이다.수평 가지에 있는 별들은 더 뜨겁고 광도 범위는 75 정도로 작습니다.L점근거성가지별은 적색거성가지의 밝은 별과 비슷한 광도에서 열펄스 단계 말기에 몇 배까지 밝습니다☉.

점근거성 가지 별 중에는 C-N형과 C-R형의 탄소별이 있는데, 탄소나 다른 원소들이 [1]준설이라고 불리는 표면으로 대류할 때 생성된다.첫 번째 준설은 적색거성 가지에서 수소 껍질이 연소되는 동안 발생하지만, 표면에서 많은 탄소를 생성하지는 않습니다.두 번째, 때로는 세 번째 준설은 헬륨 껍질이 점근거성 가지에서 연소되는 동안 일어나 충분히 질량이 큰 별에서 탄소를 표면으로 대류시킵니다.

적색 거성의 항성 사지는 많은 그림에서 묘사된 것과 달리 명확하게 정의되지 않습니다.오히려, 외피의 매우 낮은 질량 밀도 때문에, 그러한 별들은 명확하게 정의된 광구가 부족하며, 별의 본체는 점차 '코로나'[2]로 변한다.가장 차가운 적색 거성은 분자선, 방출 특성, 그리고 때로는 매저(특히 열 펄스의 AGB 별)[3]를 가진 복잡한 스펙트럼을 가지고 있다.관측 결과 적색 [4][5][6]거성의 광구 위에 고온 채층이 있다는 증거도 제시되었다. 여기서 채층이 형성되기 위한 가열 메커니즘을 조사하려면 적색 [7]거성의 3D 시뮬레이션이 필요하다.

적색 거성의 또 다른 주목할 만한 특징은 광구가 다수의 작은 대류 셀(태양 과립)을 가지고 있는 태양과 비슷한 별들과 달리 적색 거성은 단지 몇 개의 큰 셀을 가지고 있는데, 이러한 특징들은 두 [8]별 모두에서 매우 일반적인 밝기 변화를 일으킵니다.

진화

주요 기사:별의 진화 » 중형 별
이 이미지는 태양과 비슷한 별의 왼쪽 탄생부터 수십억 년 후 오른쪽의 적색 거성으로 진화하는 과정을 추적합니다.

적색 거성은 질량이 약 0.3에서 약 8 사이인 주계열성에서 진화한다.M별이 성간 매질에서 붕괴하는 분자 구름에서 처음 형성될 때, 그것은 주로 수소와 헬륨을 포함하고 미량의 "금속"을 포함합니다☉([9]별 구조에서 이것은 단순히 수소나 헬륨이 아닌 원소, 즉 원자 번호가 2보다 큰 것을 의미합니다).이 원소들은 모두 항성을 통해 균일하게 혼합되어 있습니다.이 별은 중심핵이 수소 융합을 시작할 수 있을 정도로 높은 온도에 도달하면 주계열성에 도달하고 정수적 평형을 형성한다.주계열 수명 동안, 별은 중심핵의 수소를 천천히 헬륨으로 변환합니다; 중심핵의 거의 모든 수소가 융합되었을 때 주계열 수명은 끝납니다.태양의 경우 주계열 수명은 약 100억 년입니다.질량이 큰 별들은 질량이 작은 [10]별들보다 불균형적으로 빠르게 타오르기 때문에 수명이 짧습니다.

별이 중심핵의 수소 연료를 소진하면, 핵반응은 더 이상 계속될 수 없고, 따라서 중심핵은 중력 때문에 수축하기 시작한다.이것은 온도와 압력이 핵 주변의 껍질에서 핵융합을 재개하기에 충분한 영역으로 추가 수소를 끌어들인다.수소를 태우는 껍질은 거울의 원리로 묘사된 상황을 낳는다; 껍데기 내부의 핵이 수축할 때, 껍데기 바깥의 별의 층이 확장되어야 한다.이 문제의 원인이 되는 상세한 물리 프로세스는 복잡합니다.그럼에도 불구하고, 이러한 행동은 껍데기 구조를 가진 별에서 중력과 열에너지의 동시 보존을 만족시키기 위해 필요하다.핵은 핵융합이 부족하기 때문에 수축하고 뜨거워지며, 따라서 별의 바깥 층은 크게 팽창하여 껍데기 핵융합으로 인한 여분의 에너지의 대부분을 흡수합니다.이 냉각과 팽창 과정이 준거성입니다.별의 외피가 충분히 식으면 대류가 되고, 별은 팽창을 멈추고, 밝기가 증가하기 시작하고, 별은 헤르츠스프룽-러셀([10][11]H–R) 다이어그램의 적색 거성 가지에 올라갑니다.

미라A는 이미 우주공간으로 외부층을 날려버린 오래된 별이다.

별이 적색 거성 가지를 따라 이동할 때 진화하는 경로는 별의 질량에 따라 달라집니다.태양 및 약 2개 미만의 별의 경우M☉[12] 핵은 전자 퇴행성 압력이 핵이 더 이상 무너지는 것을 막을 수 있을 만큼 충분히 밀도가 높아진다.일단 핵이 퇴화되면, 핵은 삼중 알파 과정을 통해 헬륨과 탄소의 융합을 시작할 수 있을 정도로 뜨거운 약 108 K의 온도에 도달할 때까지 계속 가열될 것입니다.퇴화된 핵이 이 온도에 도달하면, 전체 핵은 소위 헬륨 섬광으로 거의 동시에 헬륨 융합을 시작할 것입니다.질량이 더 큰 별에서는 붕괴하는 중심핵이 퇴화되기 전에8 10K에 도달하기 때문에 헬륨 핵융합이 훨씬 더 원활하게 시작되고 헬륨 [10]섬광이 생성되지 않습니다.중심 헬륨 융합 단계는 금속이 부족한 별에서는 수평 가지라고 불리는데, 이 별들이 많은 별 성단의 H-R 다이어그램에서 거의 수평선에 놓여 있기 때문에 붙여진 이름입니다.대신, 금속이 풍부한 헬륨 융합성들은 [13]H–R 다이어그램에서 소위 말하는 붉은 덩어리 위에 있습니다.

중심 헬륨이 고갈되고 별이 다시 붕괴하면서 껍데기 안의 헬륨이 융합하기 시작할 때 이와 유사한 과정이 일어납니다.동시에, 수소는 불타는 헬륨 껍질 바로 바깥의 껍질에서 융합을 시작할지도 모른다.이것은 별을 두 번째 적색 거성 [14]단계인 점근 거성 가지에 놓이게 합니다.헬륨 핵융합은 탄소-산소 핵의 축적을 초래한다.약 8개 이하의 별M☉ 축퇴된 [12]탄소-핵심에서는 절대 핵융합을 시작하지 않을 것이다.대신 점근거성 가지 단계가 끝날 때 별은 외부 층을 분출하여 별의 핵이 노출된 행성상 성운을 형성하고 최종적으로 백색왜성이 됩니다.외부 질량의 방출과 행성상 성운의 생성은 마침내 별의 [10]진화의 적색 거성 단계를 끝냅니다.적색거성 단계는 일반적으로 태양질량별의 총 10억 년 정도밖에 지속되지 않으며, 이 중 대부분은 적색거성 가지에서 보내진다.수평가지와 점근거성가지 단계는 수십 배 더 빠르게 진행됩니다.

별이 0.2~0.5 정도일 경우M적색거성이 될 수 있을 만큼 질량이 [9]크지만 헬륨의 융합을 시작하기에는 질량이 충분하지 않다☉.[12]이 "중간" 별들은 다소 차가워지고 광도를 증가시키지만 적색 거성 가지 끝과 헬륨 중심 섬광을 달성하지는 못합니다.적색거성 가지 상승이 끝나면 이들은 점근거성 가지 이후의 별처럼 바깥쪽 층을 부풀린 뒤 백색왜성이 된다.

적색 거성이 되지 않는 별

초저질량의 별들은 완전히[15][16] 대류하며, 전체 별의 극히 일부만이 수소일 때까지 수소를[17] 헬륨으로 융합시킬 수 있습니다.이 기간 동안 더 큰 질량의 주계열성과 마찬가지로 광도와 온도는 꾸준히 증가하지만, 시간이 걸린다는 것은 결국 온도가 약 50%, 밝기가 약 10배 증가한다는 것을 의미한다.결국 헬륨의 수위는 별이 완전히 대류하는 것을 멈추고 중심핵에 갇혀 있는 수소가 몇 십억 년 후에 소모되는 지점까지 증가한다.질량에 따라, 온도와 밝기가 수소 껍데기를 태우는 동안 계속 증가하며, 별은 태양보다 더 뜨거워질 수 있으며, 아직 태양만큼 밝지는 않지만 형성되었을 때보다 수십 배 더 밝아질 수 있습니다.수 십억 년이 더 지난 후, 수소 껍데기 연소가 계속되더라도, 그것들은 덜 밝아지고 더 차가워지기 시작합니다.이것들은 시원한 헬륨 [9]백색왜성이 됩니다.

매우 질량이 큰 별은 적색 초거성을 구성하는 오른쪽 끝에 있는 H-R 도표에서 수평으로 왔다 갔다 하는 진화 궤도를 따라 초거성으로 발전합니다.이들은 보통 II형 초신성으로 생을 마감합니다.가장 질량이 큰 별은 [18][19]거성이나 초거성이 되지 않고도 울프-레이에별이 될 수 있습니다.

행성

알려진 행성을 가진 적색 거성: M형 HD 208527, HD 220074 그리고 2014년 2월 현재 폴룩스, 감마 세페이, 이오타 드라코니스 등 수십[20] 개의 알려진 K-거성이 있습니다.

거주가능성 전망

전통적으로 적색 거성으로의 별의 진화는 행성계를 거주할 수 없게 만들 것이라고 제안되어 왔지만, 몇몇 연구는 1의 진화 동안 다음과 같이 제안합니다.M☉ 적색거성 가지를 따라 항성은 2천문단위(AU)에서 수십억 년 동안 거주할 수 있고 9천문단위(AU)에서 약 1억 년 동안 거주할 수 있으며, 이는 아마도 적절한 세계에서 생명체가 발달할 수 있는 충분한 시간을 줄 것이다.적색거성 단계 이후, 그러한 별에는 10억 년 [21]더 거주할 수 있는 구역이 7에서 22AU 사이에 있을 것이다.이후의 연구에서는, 이 시나리오를 개량해, 1을 실현하는 방법을 나타내고 있습니다.M☉ 거주 가능 영역은 화성과 비슷한 궤도를 가진 행성의 경우 1억 년에서 2억 1천만 년까지 지속되며, 이는 목성의 거리를 도는 행성의 최대 시간(3억 7천만 년)이다.하지만 0.5 궤도를 도는 행성들은M☉ 목성과 토성과 같은 궤도를 도는 별은 각각 58억 년과 21억 년 동안 거주 가능 영역에 있을 것이다; 태양보다 질량이 더 큰 별의 경우, 시간은 상당히 [22]짧다.

행성의 확대

2014년 6월 현재 50개의 거대 행성이 거대 별 주변에서 발견되었다.하지만 이 거대한 행성들은 태양형 별 주변에서 발견되는 거대한 행성들보다 더 무겁다.이것은 거성이 태양보다 더 무겁기 때문일 수 있고, 더 무거운 별들이 더 무거운 행성을 가질 것으로 예상되기 때문이다.그러나 거성 주변에서 발견된 행성들의 질량은 별들의 질량과 상관관계가 없다. 따라서 행성들은 별들의 적색 거성 단계에서 질량이 증가할 수 있다.행성 질량의 증가는 부분적으로 항성풍에 의한 강착 때문일 수 있지만, 훨씬 더 큰 효과는 거성이 [23]행성의 궤도 거리까지 팽창할 때 별에서 행성으로의 질량 이동을 야기하는 로체 로브 오버플로일 수 있습니다.

잘 알려진 예

잘 알려진 밝은 별들 중 다수는 적색 거성이다. 왜냐하면 그것들은 밝기 때문에 적당히 흔하기 때문이다.적색거성 변광성 감마 크루시스는 88광년으로 [24]가장 가까운 M형 거성이다.K1.5 적색거성 아크투루스는 36광년 [25]떨어져 있다.

적색 거성 가지

레드클램프 자이언트

미래의 적색 거성 단계 동안 추정된 최대 크기와 비교하여 현재 태양의 크기(현재 주계열)

점근거성가지

태양은 붉은 거성으로

주요 기사:태양의 끝

태양은 약 50억 년 후에 주계열에서 나와 적색 [27][28]거성으로 변하기 시작할 것이다.적색 거성으로써, 태양은 너무 커져서 수성, 금성, 그리고 어쩌면 지구를 [29]집어삼킬 수도 있고 심지어 화성과 소행성대의 일부 또는 전부를 집어삼킬 수도 있다.

레퍼런스

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외부 링크

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