적색 거성 가지

Red-giant branch
구상 성단 M5의 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램.적색 거성 가지는 얇은 수평 준거성 가지에서 오른쪽 상단까지 뻗어 있으며, 더 밝은 RGB 별들이 빨간색으로 표시되어 있습니다.

적색거성가지(RGB)는 종종 최초의 거성가지라고 불리기도 하는데, 별의 진화 과정에서 헬륨 발화가 일어나기 전의 거성가지 부분이다.이것은 낮은 질량의 별에서 중간 질량의 별에 대한 주계열을 따르는 단계이다.적색거성가지별은 CNO 순환을 통해 수소 융합 껍데기로 둘러싸인 비활성 헬륨 핵을 가지고 있다.같은 온도의 주계열성보다 훨씬 크고 밝은 K형 및 M형 별입니다.

검출

NGC 288과 같은 구상 성단에서 가장 밝은 별은 적색 거성이다.

적색 거성은 20세기 초에 헤르츠스프룽-러셀 도표를 사용하여 크기가 매우 다른 두 가지 유형의 차가운 별, 즉 현재 공식적으로 주계열로 알려진 왜성과 [1][2]거성이 있다는 것이 명백해졌습니다.

처음에는 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 적색 거성 지역을 가리키는 일반적인 용어로 사용되었지만, 적색 거성 가지라는 용어는 1940년대와 1950년대에 사용되었다.1940년에는 백색왜성으로의 열역학적 수축 단계에 이어 열핵 주계열성 수명의 기초가 이해되었지만, 다양한 유형의 거성의 내부 세부 사항은 알려지지 [3]않았다.

1968년에 점근거성가지(AGB)라는 이름은 대부분의 적색거성보다 약간 더 밝은 별과 [4]미라와 같이 불안정하고 종종 큰 진폭의 변광성의 분기에 사용되었다.두 갈래로 갈라진 거대한 가지에 대한 관측은 수년 전에 이루어졌지만, 다른 염기서열들이 어떻게 [5]연관되어 있는지는 불분명했다.1970년까지 적색거성 영역은 준거성, RGB 자체, 수평가지, AGB로 구성되어 있으며, 이 영역에서의 별의 진화 상태는 광범위하게 [6]이해되었다.적색거성은 1967년 두 번째 [7]또는 점근거성가지와 구별하기 위해 최초의 거성가지로 기술되었으며,[8] 이 용어는 오늘날에도 자주 사용되고 있습니다.

현대의 항성물리학은 중간질량 [9]별의 주계열 후 수명의 여러 단계를 끊임없이 복잡하고 [10]정밀하게 만들어 내는 내부 과정을 모델링했습니다.RGB 연구 결과 자체가 다른 [11]분야 연구 기준으로 활용되고 있다.

진화

질량이 다른 별에 대한 진화적 트랙:
  • 0.6 트랙은 RGB를 나타내며 헬륨 플래시에서 멈춥니다.
  • 제1의M☉ 트랙은 짧지만 오래 지속되는 준거성 가지와 헬륨 섬광에 대한 RGB를 보여줍니다.
  • 두 사람M☉ track은 준거성 분기와 RGB를 나타내며, AGB에 거의 감지되지 않는 파란색 루프를 나타냅니다.
  • 5인방M☉ 트랙은 길고 매우 짧은 준거성 가지, 짧은 RGB 및 확장된 파란색 루프를 보여줍니다.

질량이 약 0.4인 별이M☉ (표준질량)~12M☉ (8)M☉ 즉, 중심 수소를 소진하고 수소 껍질 연소 단계에 들어가면서 주계열보다 크고 차가운 적색 거성이 된다.수소 껍질이 연소되는 동안, 별의 내부는 겉모습에 반영되는 몇 가지 뚜렷한 단계를 거칩니다.진화 단계는 주로 별의 질량에 따라 달라지지만 금속성에도 따라 달라집니다.

준거성 위상

주계열성은 중심 수소를 소진하고 나면 헬륨으로 구성된 중심핵 주변의 두꺼운 껍질에서 수소를 융합하기 시작한다.헬륨핵의 질량은 쇤베르크-찬드라세카르 한계보다 낮으며 열평형 상태에 있으며 별은 준거성이다.셸 융접으로 인한 추가 에너지 생성은 외피를 팽창시키는 데 소비되며 별은 냉각되지만 [12]밝기는 증가하지 않습니다.

헬륨핵의 질량이 충분히 증가하여 퇴화할 때까지 대략 태양 질량의 별에서 껍질 수소 융합이 계속됩니다.그 후, 코어는 수축해, 가열해, 강한 온도 구배를 일으킵니다.온도에 민감한 CNO 순환을 통해 융합되는 수소 껍질은 에너지 생성 속도를 크게 증가시키고 별들은 적색 거성 가지의 발치에 있는 것으로 간주됩니다.태양과 같은 질량의 별이라면,[13] 이것은 중심핵에서 수소가 고갈된 시점으로부터 약 20억 년이 걸린다.

약 2개 이상의 잠재력M☉ 코어가 퇴화되기 전에 비교적 빠르게 쇤베르크-찬드라세카르 한계에 도달한다.중심핵은 수소 껍질에서 나오는 에너지의 도움으로 여전히 열역학적으로 자신의 무게를 지탱하지만, 더 이상 열 평형 상태에 있지 않습니다.그것은 수소 껍질이 얇아지고 별의 외피가 부풀어 오르게 하면서 수축하고 가열된다.이 조합은 별이 RGB의 발끝을 향해 차가워짐에 따라 밝기가 감소합니다.중심핵이 퇴화되기 전에 수소 외피층이 불투명해지면서 별의 냉각이 중단되고 껍데기 내 융해 속도가 빨라지며 별은 RGB로 진입했다.이들 별에서 준거성 단계는 수백만 년 이내에 발생하며, B형 주계열성과 프라세페와 같은 젊은 산개성단에서 볼 수 있는 RGB 사이의 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 명백한 차이를 일으킨다.이것은 헤르츠스프룽 간극이며, 센타우루스자리 [14][15]δ와 같은 오래된 성단에서 볼 수 있는 짧은 인구 밀도가 낮은 준거성 가지와는 대조적으로 적색 거성을 향해 빠르게 진화하는 준거성 별들로 실제로 인구가 희박합니다.

적색 거성 가지 상승

태양과 비슷한 별들은 적색 거성 가지에 퇴화된 중심핵을 가지고 있으며, 중심핵이 섬광으로 융합하기 전에 끝부분까지 올라갑니다.
태양보다 질량이 큰 별들은 퇴화핵을 가지고 있지 않으며 중심핵이 섬광 없이 점화할 때 끝부분보다 먼저 적색거성 가지를 떠난다.

적색거성 가지 끝에 있는 별들은 모두 약 5,000 K 정도의 비슷한 온도를 가지고 있으며, 이는 K 초중반 스펙트럼 유형에 해당합니다.그들의 광도는 가장 질량이 작은 적색 거성의 경우 태양의 몇 배에서 8배 정도의 별들의 수천 배까지 다양합니다.M를 클릭합니다☉.[16]

수소 껍질이 더 많은 헬륨을 생성함에 따라 RGB 별의 중심핵은 질량과 온도가 증가합니다.이것은 수소 껍질이 더 빨리 융합되는 원인이 된다.별들은 더 밝아지고, 더 크고, 더 차가워집니다.RGB를 [17]상승시키는 것으로 설명됩니다.

RGB가 상승할 때 관측 가능한 외부 특성을 생성하는 내부 이벤트가 많이 발생합니다.외부 대류 외피층은 별이 성장하고 껍질 에너지 생산량이 증가함에 따라 점점 더 깊어집니다.결국, 그것은 최초의 준설로 알려진 이전의 대류 중심핵에서 표면으로 핵융합 생성물을 가져올 수 있을 만큼 깊은 곳에 도달한다.이것은 헬륨, 탄소, 질소, [18]산소의 표면 풍요도를 변화시킨다.RGB 상의 한 지점에서 눈에 띄는 별의 집단을 검출할 수 있으며 이를 RGB 범프라고 한다.그것은 깊은 대류에 의해 남겨진 수소의 풍부함의 불연속성에 의해 야기된다.셸 에너지 생성은 이 불연속 부분에서 일시적으로 감소하여 RGB의 상승이 지연되고 그 지점에서 [19]과도한 별의 원인이 됩니다.

적색 거성 가지 끝

주요 기사:적색 거성 가지 끝

축퇴된 헬륨 핵을 가진 별의 경우, 핵이 핵융합을 시작하기에 충분한 온도에 도달하는 적색 거성 가지 끝이라고 알려진 크기와 광도 증가에는 한계가 있습니다.이 지점에 도달하는 모든 별의 헬륨 중심 질량은 거의 0.5입니다.M☉, 그리고 매우 비슷한 별의 광도와 온도입니다.이 발광성들은 표준 촛불 거리 표시기로 사용되어 왔다.시각적으로, 적색 거성의 끝은 태양 금속성에서는 절대 등급 -3에서 발생하며 온도는 약 3,000 K, 매우 낮은 [16][20]금속성에서는 4,000 K에 가깝습니다.모델에서는 2000~2500년의 광도를 예측하고 있습니다.L금속성에 [21]따라 다릅니다☉.현대 연구에서는 적외선 등급이 더 일반적으로 사용됩니다.[22]

적색거성의 가지를 떠나는 것

퇴화된 핵은 헬륨 섬광으로 알려진 사건에서 폭발적으로 핵융합이 시작되지만, 외부적으로는 핵융합에 대한 즉각적인 징후가 거의 없다.그 에너지는 노심의 퇴화를 일으키는데 소모된다.별은 전체적으로 덜 밝아지고 뜨거워지며 수평가지로 이동한다.모든 퇴화 헬륨 중심은 별의 총 질량과 상관없이 거의 같은 질량을 가지고 있기 때문에 수평 가지에 있는 헬륨 핵융합 광도는 동일합니다.수소껍질 융합은 별의 총 광도를 변화시킬 수 있지만, 태양 금속성에 가까운 대부분의 별들은 수평가지의 차가운 끝부분에서 온도와 광도가 매우 유사합니다.이 별들은 약 5,000K와 50에서 붉은 덩어리를 형성한다.L질량이 적은 수소 외피로 인해 별은 수평가지에서 더 뜨겁고 덜 밝은 위치를 차지하게 되며☉, 이 효과는 낮은 금속함량에서 더 쉽게 일어나 오래된 금속이 부족한 성단이 가장 뚜렷한 [13][23]수평가지로 나타납니다.

처음에는 별이 2개보다 더 무겁습니다.M☉ 적색거성 가지에 비퇴행성 헬륨 코어가 있습니다.이 별들은 적색거성 가지 끝에 도달하기 전에 중심핵이 퇴화되기 전에 삼중 알파 융합을 시작할 수 있을 정도로 뜨거워집니다.그런 다음 적색 거성 가지를 떠나 다시 점근 거성 가지에 합류하기 전에 파란색 루프를 수행합니다.별들은 2보다 조금 더 무겁다.M☉ 몇 백으로 거의 눈에 띄지 않는 블루루프를 하다L☉ AGB를 계속하기 전에 적색 거성의 지위와 거의 구별이 안 된다.더 무거운 별들은 수천 개의 광도에서 10,000 K 또는 그 이상에 도달할 수 있는 확장된 파란색 루프를 수행합니다.L이 별들은 불안정 띠를 두 번 이상 가로지르며 I형(고전) 세페이드 [24]변광성으로 맥동합니다☉.

특성.

아래 표는 서로 다른 초기 질량을 가진 별들의 주계열(MS), 준거성가지(SB), 적색거성가지(RGB)의 전형적인 수명은 모두 태양 금속성(Z = 0.02)이다.또한 각 별에 대한 RGB의 시작과 끝 부분의 헬륨 코어 질량, 표면 유효 온도, 반지름 및 밝기도 표시됩니다.적색 거성의 끝은 핵 헬륨 점화 발생 [8]시로 정의됩니다.

덩어리
(M）☉ 。		 MS(GYRS) 후크(MYRS) SB(MYRS) RGB
(연식)		 RGBfoot
 RGBend
코어 질량(M）☉ 。 Teff(K) 반지름(R）☉ 。 휘도(L）☉ 。 코어 질량(M）☉ 。 Teff(K) 반지름(R）☉ 。 휘도(L）☉ 。
0.6 58.8 없음 5,100 2,500 0.10 4,634 1.2 0.6 0.48 2,925 207 2,809
1.0 9.3 없음 2,600 760 0.13 5,034 2.0 2.2 0.48 3,140 179 2,802
2.0 1.2 10 22 25 0.25 5,220 5.4 19.6 0.34 4,417 23.5 188
5.0 0.1 0.4 15 0.3 0.83 4,737 43.8 866.0 0.84 4,034 115 3,118

중간질량별은 주계열성과 준거성으로서는 질량의 극히 일부만 잃지만 [25]적색거성으로서는 상당한 질량을 잃습니다.

태양과 비슷한 별에 의해 손실된 질량은 수평가지에 도달했을 때 별의 온도와 광도에 영향을 미치므로, 적색운반별의 특성은 헬륨 섬광 전후의 질량 차이를 결정하는 데 사용될 수 있습니다.적색 거성으로 인해 손실된 질량은 이후에 형성되는 백색 왜성의 질량과 특성도 결정합니다.적색거성 가지 끝에 도달한 별의 총 질량 손실 추정치는 약 0.2~0.25이다.M이 중 대부분은 헬륨 [26][27]섬광이 발생하기 전 마지막 백만 년 이내에 사라집니다☉.

헬륨 섬광이 발생하기 전에 적색 거성 가지를 떠나는 더 무거운 별에 의해 질량이 손실되는 것은 직접 측정하기가 더 어렵습니다.세페이드 변광성의 현재 질량은 쌍성과 맥동성 중 하나가 존재하기 때문에 정확하게 측정할 수 있다.진화 모형과 비교했을 때, 그러한 별들은 질량의 약 20%를 잃은 것으로 보이며, 청색 루프 기간 동안, 특히 불안정 [28][29]띠의 맥동 동안 질량의 대부분을 잃은 것으로 보인다.

가변성

일부 적색 거성은 큰 진폭 변수입니다.가장 초기에 알려진 변광성 중 다수는 여러 등급의 주기 및 진폭을 가진 미라형 변광성, 주기가 덜 뚜렷하거나 여러 주기가 있고 진폭이 약간 낮은 반규칙형 변광성, 주기가 뚜렷하지 않은 느린 불규칙형 변광성이다.이들은 오랫동안 점근거성가지(AGB) 별 또는 초거성으로 여겨져 왔으며 적색거성가지(RGB) 별 자체는 일반적으로 변광성으로 여겨지지 않았다.몇 가지 명백한 예외는 저휘도 AGB [30]별인 것으로 간주되었습니다.

20세기 후반의 연구에 따르면 M등급의 모든 거성은 10밀리미터 이상의 진폭을 가진 가변성이며, K등급의 거성도 작은 진폭으로 가변성이 있을 가능성이 높다.이러한 변광성은 RGB의 끝과 가까운 밝은 적색 거성에 속하지만, 모두 실제로 AGB 별이라고 주장하기는 어렵습니다.별들은 진폭이 큰 변수들이 더 느리게 [31]맥동하는 주기 진폭 관계를 보였다.

21세기 마이크로렌즈 조사는 수천 개의 별에 대해 오랜 세월 동안 매우 정확한 측광 결과를 제공해 왔다.이것은 종종 매우 작은 진폭을 가진 많은 새로운 변광성의 발견을 가능하게 했다.다중 주기-광도 관계가 발견되었으며, 간격이 긴 평행 관계의 능선이 있는 영역으로 그룹화되었습니다.이들 중 일부는 알려진 미라와 반규칙에 해당하지만, OGLE Small Amplitude Red Giants, 즉 OSARG의 진폭은 수천분의 1, OSARG는 10일에서 100일까지의 반규칙 주기를 가집니다.OGLE 조사는 각 OSARG에 대해 최대 3개의 기간을 발표했으며, 이는 맥동의 복잡한 조합을 나타낸다.수천 개의 OSARG가 AGB와 RGB [32]별 모두 마젤란 구름에서 빠르게 검출되었습니다.그 후, 우리 은하 중심 팽대부 방향으로 192,643개의 OSARGs에 대한 카탈로그가 발행되었습니다.마젤란 구름 OSARg의 약 4분의 1은 긴 2차 주기를 보여주지만,[33] 은하 OSARG 중 극소수는 2차 주기를 보여줍니다.

RGB OSARG는 세 개의 주기-광도 관계를 따르며, 이는 특정 질량과 광도를 가진 별에 대한 반지름 맥동 모델의 첫 번째, 두 번째 및 세 번째 함축에 해당하지만,[34] 쌍극자 및 4극 비방사성 맥동도 존재하여 변화의 반규칙적인 성질로 이어집니다.기본 모드는 표시되지 않으며, 여기의 근본 원인을 알 수 없습니다.확률적 대류는 태양과 비슷한 [32]진동과 비슷한 원인으로 제시되어 왔다.

RGB 별에서 두 가지 유형의 변이가 추가로 발견되었습니다. 긴 2차 주기는 다른 변이와 관련이 있지만 수백 일 또는 수천 일 주기로 더 큰 진폭을 나타낼 수 있습니다. 그리고 타원형 변이입니다.긴 2차 주기의 원인은 알려지지 않았지만, 근접 [35]궤도에 있는 저질량 동반자들과의 상호작용에 의한 것으로 제안되었다.타원체 변화는 또한 쌍성계(이 경우 왜곡된 별들이 궤도를 [36]도는 동안 엄격하게 주기적인 변화를 일으키는 접촉 쌍성계)에서 생성된 것으로 생각됩니다.

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참고 문헌

외부 링크