적색 거성

적색 거성은 핵에서 수소 공급이 고갈되어 핵을 둘러싼 껍질에서 수소의 열핵융합을 시작한 별입니다.그들의 반지름은 태양 보다 수십에서 수백 배 더 큽니다 .그러나 그들의 외피는 온도가 낮아 황색-주황색 색조를 띱니다.외피의 에너지 밀도가 낮음에도 불구하고 적색 거성은 큰 크기 때문에 태양보다 몇 배 더 밝습니다.적색 거성가지 별은 태양의 최대 약 3천 배의 광도를 가지고 있습니다( L☉ ) _.K 또는 M의 분광형은 표면 온도를 가지고 있습니다.3,000~4,000K  ( 태양의 광구 온도 와 비교 )6,000K ) _에 달하고 반지름은 태양의 약 200배( R☉ )에 이릅니다. 수평 가지 에 있는 별들은 더 뜨겁고, 75L☉ _주변 의 광도 범위가 좁습니다  . 점근거성 가지 별들은 적색거성가지의 더 밝은 별들과 비슷한 광도 범위를 가지며, 열 맥동 단계가 끝날 무렵에는 몇 배 더 밝아집니다.

점근 거성 가지 별에는 CN형과 후기 CR형 탄소 별이 속하며 , 이는 탄소와 기타 원소가 소위 ' 드레지업' 으로 표면으로 대류할 때 생성됩니다 . ^{[ 1 ]} 첫 번째 드레지업은 적색 거성 가지의 수소 껍질 연소 중에 발생하지만 표면에 많은 탄소가 생성되지는 않습니다.두 번째, 때로는 세 번째 드레지업은 점근 거성 가지의 헬륨 껍질 연소 중에 발생하고 충분히 질량이 큰 별의 표면으로 탄소를 대류합니다.

적색 거성의 별의 변연부는 많은 그림에서 묘사된 것과 달리 명확하게 정의되지 않습니다. 오히려 봉투의 질량 밀도가 매우 낮기 때문에 이러한 별에는 잘 정의된 광구가 없고 별의 몸체는 점차 ' 코로나 '로 전환됩니다. ^{[ 2 ]} 가장 차가운 적색 거성은 분자선 , 방출 특징, 때로는 메이저가 있는 복잡한 스펙트럼을 가지고 있으며 , 특히 열적으로 맥동하는 AGB 별에서 나타납니다. ^{[ 3 ]} 관측을 통해 적색 거성의 광구 위에 뜨거운 채층이 있다는 증거도 제공되었습니다. ^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]} 채층이 형성되기 위한 가열 메커니즘을 조사하려면 적색 거성의 3D 시뮬레이션이 필요합니다. ^{[ 7 ]}

적색 거성의 또 다른 주목할 만한 특징은 태양과 같은 별의 광구에 많은 수의 작은 대류 셀( 태양 과립 )이 있는 것과 달리 적색 거성 광구와 적색 초거성 의 광구는 단지 몇 개의 큰 셀만 가지고 있으며, 이러한 셀의 특징이 두 유형의 별에서 흔히 볼 수 있는 밝기 변화를 유발한다는 것입니다. ^{[ 8 ]}

적색 거성은 질량이 약 0.3 M☉에서 약 8 M☉ 사이인 주계열성  에서 _진화 합니다  . _[ 9 ] ^{별 이 성간} 물질에서 붕괴하는 분자 구름에서 처음 형성될 때 , 주로 수소 와 헬륨 을 포함하며, 미량의 " 금속 "(천체물리학에서 이는 수소와 헬륨을 제외한 모든 원소를 말합니다)도 포함됩니다. 이러한 원소는 별 전체에 균일하게 혼합되어 있습니다. 별은 핵 이 수소-1 (주요 동위원소) 의 융합을 시작할 수 있을 만큼 높은 온도(수백만 켈빈 )에 도달하고 정수압 평형을 이룰 때 주계열에 "진입"합니다 . (천체물리학에서 별의 핵융합은 종종 "연소"라고 하며, 수소 핵융합은 때때로 " 수소 연소 "라고 합니다.) 주계열의 수명 동안 별은 핵의 수소를 천천히 헬륨으로 융합합니다. 핵의 거의 모든 수소가 융합되면 주계열의 수명이 끝납니다. 태양의 주계열 수명은 약 100억 년입니다. 질량이 큰 별은 연료를 불균형적으로 더 빨리 소모하기 때문에 질량이 작은 별보다 수명이 짧습니다. ^{[ 10 ]}

별이 중심부의 수소 연료를 대부분 소진하면 중심부의 핵반응 속도가 감소하고, 이로 인해 중심부가 생성하는 복사 에너지 와 열압도 감소합니다. 이 복사 에너지와 열압은 별이 중력 수축 에 저항하도록 지탱하는 역할을 합니다 . 별은 더욱 수축하여 별 내부의 압력과 온도를 증가시킵니다( 이상 기체 법칙 에 따라 설명됨 ). 결국 중심부 주변의 "껍질" 층은 수소를 융합하여 자체 복사 에너지와 열압을 생성하기에 충분한 온도에 도달합니다. 이는 별의 외층을 "재팽창"시켜 팽창시킵니다. ^{[ 11 ]} 수소 연소 껍질은 거울 원리 로 설명되는 상황을 초래합니다 . 껍질 내부의 중심부가 수축하면 껍질 외부의 별의 층들이 팽창해야 합니다. 이를 유발하는 세부적인 물리적 과정은 복잡합니다. 그럼에도 불구하고, 껍질 구조를 가진 별에서 중력 과 열 에너지 의 동시 보존을 만족시키기 위해서는 이러한 거동이 필수적입니다. 핵융합이 이루어지지 않아 핵은 수축하고 가열되므로 별의 외층은 크게 팽창하여 껍질 융합에서 발생하는 추가 에너지의 대부분을 흡수합니다. 이러한 냉각 및 팽창 과정은 준거성 단계입니다. 별의 외피가 충분히 식으면 대류가 발생하고 별은 팽창을 멈추고 광도가 증가하기 시작하며 별은 헤르츠스프룽-러셀(H-R) 도표 의 적색 거성 가지를 따라 상승합니다 . ^{[ 10 ] [ 12 ]}

별이 적색 거성 가지를 따라 이동할 때 취하는 진화 경로는 별의 질량에 따라 달라집니다. 태양과 약 2  M☉ 미만의 별의 경우 ^{[ 13 ]} 핵은 전자 축퇴 압력 으로 인해 더 이상 붕괴되지 않을 정도로 충분히 밀도가 높아집니다. 핵이 축퇴 되면 약 1000° _C 의 온도에 도달할 때까지 계속 가열됩니다.1 × 10 ⁸  K , 삼중 알파 프로세스 를 통해 헬륨을 탄소로 융합하기 시작할 만큼 충분히 뜨겁습니다 . 퇴화된 핵이 이 온도에 도달하면 전체 핵이 소위 헬륨 플래시 에서 거의 동시에 헬륨 융합을 시작합니다 . 더 무거운 별에서 붕괴하는 핵은 퇴화할 만큼 충분히 밀도가 높아지기 전에 이 온도에 도달하므로 헬륨 융합이 훨씬 더 원활하게 시작되고 헬륨 플래시가 발생하지 않습니다. ^{[ 10 ]} 별의 수명 중 핵 헬륨 융합 단계를 금속이 부족한 별의 수평 가지 라고 하는데 , 이러한 별이 많은 성단의 H-R 다이어그램에서 거의 수평 선에 있기 때문에 이렇게 명명되었습니다. 금속이 풍부한 헬륨 융합 별은 H-R 다이어그램에서 소위 적색 덩어리 에 있습니다 . ^{[ 14 ]}

핵 헬륨이 고갈되고 별이 다시 붕괴되어 껍질 속의 헬륨이 융합을 시작할 때도 유사한 과정이 일어납니다. 동시에 불타는 헬륨 껍질 바로 바깥 껍질에서 수소가 융합을 시작할 수 있습니다. 이로써 별은 점근 거성 가지 , 두 번째 적색 거성 단계에 들어갑니다. ^{[ 15 ]} 헬륨 융합으로 탄소-산소 핵이 형성됩니다. 약 8  M☉ 아래의 별은 퇴화된 탄소-산소 핵에서 결코 융합을 시작하지 않습니다. _[ ^{13 ]} 대신 점근 거성 가지 단계가 끝나면 별은 바깥층을 방출하여 별 의 핵이 노출된 행성상 성운을 형성하고 궁극적으로 백색 왜성이 ^됩니다 . 바깥 질량의 방출과 행성상 성운의 생성으로 별 진화의 적색 거성 단계가 마침내 끝납니다. ^{[ 10 ]} 적색거성 단계는 일반적으로 태양질량 별의 경우 총 약 10억 년 동안 지속되며, 그 대부분은 적색거성 가지에 소모됩니다. 수평가지 단계와 점근거성 가지 단계는 수십 배 더 빠르게 진행됩니다.

별의 질량이 약 0.2~0.5  M☉ _이면 ^{[ 13 ]} M5V 보다 더 빠른 적색 왜성 이며 , 적색 거성이 될 만큼 충분히 크지만 헬륨 핵융합을 시작할 만큼의 질량은 없습니다. ^{[ 9 ]} 이러한 "중간" 별은 다소 식고 광도가 증가하지만 적색 거성 가지의 끝과 헬륨 핵 플래시에는 도달하지 못합니다. 적색 거성 가지의 상승이 끝나면 점근 후 거성 가지 별과 매우 유사하게 외층을 뿜어낸 다음 백색 왜성이 됩니다.

매우 낮은 질량의 별은 완전히 대류 ^{[ 16 ] [ 17 ]} 하며 최대 1조 년 ^{[ 18 ]} 동안 수소를 헬륨으로 융합하는 과정을 계속할 수 있으며, 이는 별 전체의 극히 일부만이 수소가 될 때까지입니다. 이 기간 동안 광도와 온도는 더 큰 질량의 주계열성과 마찬가지로 꾸준히 증가하지만, 시간이 지남에 따라 온도는 결국 약 50%, 광도는 약 10배 증가합니다. 결국 헬륨 수준이 증가하여 별이 더 이상 완전히 대류하지 않고 핵에 갇힌 나머지 수소는 불과 수십억 년 만에 소모됩니다. 질량에 따라 온도와 광도는 수소 껍질 연소 동안 한동안 계속 증가합니다. 별은 태양보다 뜨거워지고 형성되었을 때보다 수십 배 더 밝아지지만 여전히 태양만큼 밝지는 않습니다. 수십억 년이 더 지나면 수소 껍질 연소가 계속되더라도 별은 덜 밝고 차가워지기 시작합니다. 이것들은 차가운 헬륨 백색 왜성이 됩니다. ^{[ 9 ]}

매우 큰 질량의 별은 H-R 도표에서 수평으로 앞뒤로 이동하는 진화 경로를 따라 초거성 으로 발달하며, 오른쪽 끝에서 적색 초거성을 형성합니다. 이들은 보통 II형 초신성 으로 생을 마감합니다 . 가장 무거운 별은 거성이나 초거성이 되지 않고도 볼프-레이에 별이 될 수 있습니다. ^{[ 19 ] [ 20 ]}

전통적으로 별이 적색 거성으로 진화하면 행성계가 존재한다면 거주할 수 없게 된다고 제안되어 왔지만, 일부 연구에 따르면  적색 거성 가지를 따라 1 M _{☉ 별이 진화하는 동안 2} 천문 단위 (AU) 에서 수십억 년 동안 거주 가능 영역을 가질 수 있으며, 약 1억 년 동안 거주 가능 영역을 가질 수 있다고 합니다.9 AU 정도 떨어져 있어, 적합한 행성에서 생명체가 발달하기에 충분한 시간이 주어질 수 있습니다. 적색 거성 단계를 거친 후, 그러한 별은 두 별 사이에 거주 가능 영역이 있을 것입니다.7 및 22 AU는 추가로 10억 년 동안 지속됩니다. ^{[ 21 ]} 이후 연구에서는 이 시나리오를 개선하여 1  M _{☉ 별의 경우 거주 가능 영역이} 화성 과 유사한 궤도를 가진 행성의 경우 1억 년에서 토성과 태양 거리 에서 공전하는 행성의 경우 2억 1천만 년까지 지속되는 방식을 보여주었습니다. 이는 목성 과 같은 거리에서 공전하는 행성에 해당하는 최대 시간(3억 7천만 년)입니다 . 그러나 목성과 토성과 동등한 궤도에서 0.5  M _☉ 별을 공전하는 행성은 각각 58억 년과 21억 년 동안 거주 가능 영역에 머물 것입니다. 태양보다 더 큰 별의 경우 이 시간은 상당히 더 짧습니다. ^{[ 22 ]}

2023년 현재, 거성 주위에서 수백 개의 거대 행성이 발견되었습니다. ^{[ 23 ]} 그러나 이러한 거대 행성은 태양형 별 주위에서 발견되는 거대 행성보다 더 무겁습니다. 이는 거성이 태양보다 더 무겁기 때문일 수 있습니다(덜 무거운 별은 여전히 ​​주계열 에 있고 아직 거성이 되지 않았을 것입니다). 또한 더 무거운 별은 더 무거운 행성을 가질 것으로 예상됩니다. 그러나 거성 주위에서 발견된 행성의 질량은 별의 질량과 상관 관계가 없습니다. 따라서 행성은 별의 적색 거성 단계에서 질량이 증가했을 수 있습니다. 행성 질량의 증가는 부분적으로 항성풍에 의한 강착 때문일 수 있지만, 훨씬 더 큰 효과는 거성이 행성 궤도 거리까지 확장될 때 로슈 로브 오버플로가 별에서 행성으로 질량 전달을 일으키는 것입니다. ^{[ 24 ]} ( 다중성계 에서 유사한 과정이 대부분의 신성 과 Ia형 초신성 의 원인으로 여겨집니다 .)

잘 알려진 밝은 별들 중 다수는 적색 거성입니다. 왜냐하면 이들은 밝고 비교적 흔하기 때문입니다. 적색 거성 가지 변광성인 감마 크루 시스 는 88광년 떨어진 가장 가까운 M형 거성입니다. ^{[ 25 ]} 적색 거성 가지 별인 아크투루스는 36광년 떨어져 있습니다. ^{[ 26 ]}

• 알데바란 (α 타우리)
• 아크투루스 (α Bootis)
• μ 레오니스 ^{[ 27 ]}
• 가크룩스 (γ 크루시스)

• 폴룩스 (β Geminorum) ^{[ 27 ]}
• 카펠라 Aa (α Aurigae)
• 알파 카시오페이아 (Schedar)
• δ 안드로메다 ^{[ 28 ]}

• ρ 페르세이 (Gorgonea Tertia)
• 미라 (ο Ceti)
• χ 백조자리
• α 헤라쿨리스 (라살게티)

태양은 약 50억 년 후 주계열에서 벗어나 적색거성으로 변하기 시작할 것입니다. ^{[ 29 ] [ 30 ]} 적색거성이 되면 태양은 매우 커질 것입니다( 현재 반지름의 200배 이상 : ~ 215 R _☉ ; ~ 1  AU )로 수성 , 금성 , 그리고 아마도 지구까지 삼켜버릴 것으로 예상됩니다. 성장하면서 질량의 38%를 잃은 후 백색 왜성 으로 변할 것입니다 . ^{[ 31 ]}

위키 미디어 커먼즈의 적색 거성 관련 미디어