할 때까지 수소에서 헬륨으로의 융합을 지속한다. 그 시간 동안 광도와 온도는 더 무거운 주계열성에서와 같이 점점 증가하는데, 온도는 약 50 % 정도까지, 광도는 약 10배까지 증가하게 된다. 결국 별이 대류층과 핵에 남은 수소를 단 수십억 년만에 소모하여 멈추는 점까지 헬륨의 양은 증가한다. 온도와 광도는 질량에 따라서 수소 껍질 연소 기간에 계속해서 증가하는데, 이 때의 별은 태양만큼 밝지는 않더라도, 막 형성되었을 때보다 수십 배 더 밝아지며 태양보다 뜨거워진다. 수십억 년이 더 지나면 수소 껍질 연소가 계속 진행 중이라 해도 이들은 어두워지고 차가워져 차가운 헬륨 백색왜성이 된다. [ 14 ] 매우 큰 질량의 별은 HR 도표에서 수평 방향으로 왔다갔다 하
적색거성 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 적색거성 위키백과, 우리 모두의 백과사전. ( 적색 거성에서 넘어옴 ) 둘러보기로 가기 검색하러 가기 헤르츠스프룽 - 러셀도표 aka 색등급도 분광형 갈색왜성 백색왜성 적색왜성 준왜성 주계열성 ( 소위 " 왜성 " ) 준거성 거성 밝은 거성 초거성 극대거성 절대 등급 ( MV ) 적색거성 ( [UNK] 色 [UNK] [UNK], red giant ) [ 1 ] 은 헤르츠스프룽 - 러셀 도표에 따른 항성 분류에서 작거나 중간 정도의 질량을 가진 밝고 거대한 별이다. 항성진화의 후기 단계에 있다. 바깥 대기는 밀도가 낮다. 반지름은 매우 크지만 표면 온도는 5, 000 K 보다 낮다. 적색거성의 색깔은 누르스름한 오렌지색에서
한다. 중심핵의 밀도가 상승하면서 외부에 남아있던 수소가 핵융합을 일으키기에 충분한 고온 고압의 중심핵 근처 껍질로 모여 핵융합이 다시 일어난다. 높은 온도는 반응속도의 증가를 유발하여, 별의 광도를 1, 000 ~ 10, 000배 만큼 증가시킨다. 그러면 별의 외포층은 크게 팽창하고 별은 일생에서 적색거성 단계에 진입한다. 별이 팽창함으로써, 핵융합으로 방출되는 에너지는 이전보다 훨씬 커진 표면으로 분산된다. 그 결과 표면온도는 낮아지고 별에서 방출되는 가시광선은 붉은색 쪽으로 치우치게 되는데, 이 때문에 오렌지색으로 보이는 별들도'적색'거성으로 불린다. 이때, 별은 헤르츠스프룽 - 러셀 ( H - R ) 도표의 적색거성가지를 오르고 있다고 언급된다. [
K형 거성인 폴룩스, 세페우스자리 감마, 용자리 이오타를 포함하여 수십 개 밖에 없다. 생명체 거주가능 영역에 관한 가능성 [ 편집 ] 예전부터 행성계의 주인별이 적색거성으로 진화하면 생명체를 품기에 부적합할 것으로 여겨졌다. 그러나 일부 연구에 따르면 태양과 비슷한 질량 ( [UNK] ) 의 항성이 적색거성가지 단계를 거치면서 생명체 거주가능 영역이 2 AU 밖에서 109 년, 9 AU 밖에서 108 년 동안 유지되어 생명체가 살기 적당한 세계가 발달하기에 충분한 시간을 줄 것이라고 한다. 적색거성 단계를 거친 후에 이런 별들의 생명체 거주가능 영역은 109년 동안 7 ~ 22 AU 사이에서 형성될 것이다. [ 18 ] 행성의 질량 증가 [ 편집 ] 2014년 6월 현재, 50개의 거대 행성이 거성 근처에서 발견되어
상태를 이룰 때에 별은 주계열에 이른다. 주계열 기간에 별은 핵융합을 통해 중심핵의 수소를 서서히 헬륨으로 전환하고, 중심핵의 수소가 거의 다 융합되었을 때는 주계열 기간이 끝난다. 태양의 경우에 주계열 수명은 약 100억 년이다. 더 무거운 별들은 더욱 빠르게 핵융합이 일어나기 때문에 가벼운 별보다 주계열 수명이 짧다. [ 2 ] 별이 중심핵의 수소가 소진되면 핵반응은 더 이상 지속되지 않으므로 중심핵은 자체의 중력에 의해 수축하기 시작하고, 이 과정을 통해 온도, 압력, 밀도가 상승한다. 중심핵의 밀도가 상승하면서 외부에 남아있던 수소가 핵융합을 일으키기에 충분한 고온 고압의 중심핵 근처 껍질로 모여 핵융합이 다시 일어난다. 높은 온도는 반응속도의 증가를
지나 오른쪽으로 수십억 년에 걸쳐 적색거성으로 진화한다. 적색거성은 0. [UNK] ~ [UNK] 범위의 질량을 가진 주계열성에서 진화한다. [ 7 ] 처음에 성간물질의 분자운이 뭉쳐져 별이 생길 때, 별은 주로 수소와 헬륨, 그리고 적은 양의 " 금속 " ( 이는 별의 구조에서 간단하게 수소와 헬륨이 아닌, 원자번호 2보다 큰 원소로 표현 ) 을 포함한다. 이러한 원소들은 별의 도처에 균일하게 혼합된다. 중심핵이 수소 융합을 하기에 충분할 정도로 높은 온도 ( 수백만 도 ) 에 이르고 유체 정역학적 평형 상태를 이룰 때에 별은 주계열에 이른다. 주계열 기간에 별은 핵융합을 통해 중심핵의 수소를 서서히 헬륨으로 전환하고, 중심핵의 수소가 거의 다 융합되었을 때는 주
맺는다. 태양 질량의 1 ~ 2배 ( 1 ~ [UNK] ) 인 작은 별의 경우 [ 8 ] 핵은 전자의 축퇴압이 더 이상의 붕괴를 허용하지 않을 정도로 충분히 밀도가 높게 된다. 일단 중심핵이 축퇴되면 핵은, 삼중알파과정을 통해 헬륨을 탄소로 융합하는데 충분한 온도인 약 108 K까지 이를 정도로 가열을 계속한다. 축퇴된 중심핵이 이 온도에 이르면 중심핵 전체에서 일제히 헬륨이 융합되기 시작하는데, 이는 소위 헬륨섬광이라 불린다. 더 무거운 별에서는 붕괴하는 핵이 축퇴상태가 되기에 충분할 정도로 밀집하기 전에 108 K에 이르게 된다. 그래서 헬륨 융합은 더욱 조용하게 시작되고, 헬륨섬광을 일으키지 않는다. 별이 중심핵의 헬륨을 융합하면
형 또는 M형이고, 표면온도는 3, 000 ~ 4, 000 K, 직경은 태양 직경 ( [UNK] ) 의 20 ~ 100 배이다. 수평가지에 있는 별은 그보다 뜨겁고, 점근거성가지에 있는 별은 태양의 약 천 배 이상 밝지만, 두 유형 모두 적색거성가지에 있는 별보다 드물다. 점근거성가지의 별에 속하며 탄소와 다른 원소를 형성하는 C - N형과 말기 C - R형의 탄소별은 내부에서 표면까지 대류를 하는데, 이를 준설이라 부른다. [ 3 ] 첫번째 준설은 적색거성가지에서 수소 껍질 연소 기간에 발생하지만, 표면에 탄소를 많이 만들지는 못한다. 두번째 준설과, 때때로 세번째로 불리는 준설은 점근거성가지에서 헬륨 껍질 연소 기간에 발생하고 충분히 무거운 별의 표면까지
대신에, 점근거성가지 단계의 끝에서 별은 자신의 외곽 껍질을 방출하여 행성상성운을 형성하고, 최종적으로 백색왜성이 되는 중심핵을 노출시킬 것이다. 외곽 물질의 방출과 행성상성운의 형성은 별의 진화에서 적색거성 단계의 최종 단계이다. [ 2 ] 적색거성 단계는 태양질량의 별에서 일반적으로 총 약 10억 년 동안만 지속되고, 그 기간의 거의 대부분은 적색거성가지에서 보낸다. 수평가지와 점근거성가지 단계는 열 배 빠르게 진행된다. 0. 2 ~ 0. 5 [UNK] 별은, [ 8 ] 적색거성이 되기에 충분히 무겁지만 헬륨 융합을 착수할 만큼 충분한 질량을 가지지 못한다. [ 7 ] 이러한 " 중간형 " 별들은 어느정도 차가워지고 밝아지긴 하지만 적색거성가지의 첨단부에 이르거나 헬
된다. 적색거성 단계에 돌입할 쯔음이면 태양의 표면온도는 낮아지지만 지구로 방출시키는 열기가 기하급수적으로 증가해 최후에는 지표면의 암석마저 녹아내려 지구는 용암 행성으로 변하게 된다. 같이 보기 [ 편집 ] 청색 거성 적색 왜성 초거성 적색 초거성 적색거성가지의 첨단부 참조 [ 편집 ] ↑ 한국천문학회 편 《 천문학용어집 》 274쪽 우단 23째줄 ↑ 가 나 다 라 마 Zeilik, Michael A. ; Gregory, Stephan A. ( 1998 ). 《 Introductory Astronomy & Astrophysics 》 4판. Saunders College Publishing. 321 - 322쪽. ISBN 0 - 03 - 006228 - 4. ↑ Boothroyd, A. I.
적색초거성(red supergiant, RSG)은 분광형 K~M, 광도분류 I에 속하는 항성들을 일컫는다. 이들은 질량을 제외하고 물리적 크기(부피)만 고려할 경우, 우주에서 가장 거대한 천체이다. 태양질량의 10배 이상 무거운 천체들은 수소 핵융합 단계를 끝낸 뒤 헬륨을 태우는 단계에서 부풀어 오르면서 적색초거성 상태가 된다. 이 단계에서 표면 온도는 3,500~4,500K로 내려가며 부피는 매우 커진다. 현재까지 발견된 우리 은하 내에서 적색 극대거성으로는 세페우스자리 뮤, 궁수자리 KW, 세페우스자리 V354, 백조자리 KY가 있다. 이들의 반지름은 모두 태양의 1,330배가 넘는다. 이렇게 막대하게 커진 별들은 광구면이 우주 공간과 확연히 구별되지 않으며, 자신의 질량을 외부로 방출한다. 적색초거성에서 발산하는 항성풍은 속도가 느리며 밀도가 크다. 이들은 중심핵에서 일어나는 핵융합 반응 속도가 느려질 경우 청색초거성으로 수축하게 된다. 청색초거성은 적색초거성과는 반대로 속도는 빠르나 밀도가 낮은 항성풍을 발산한다. 적색초거성 정도의 질량을 가진 천체들은 내부에서 철까지 생성할 수 있다. 이들은 수명이 끝날 때에 내부에 양파 구조로 무거운 물질들을 순차적으로 형성하게 된다. 적색초거성 상태가 유지되는 시간은 수십만~백만 년 정도로 매우 짧다. 질량이 큰 적색초거성들은 볼프-레이에별로, 상대적으로 질량이 작은 쪽들은 II형 초신성으로 최후를 맞을 것이다. 지구 근처의 대표적인 적색초거성으로 베텔게우스와 안타레스를 들 수 있다.