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| 현재의 태양과 적색거성이 된 이후의 태양 |
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1. 개요
| 적색거성에 대한 설명(5:53~6:35)[1] |
2. 진화
항성의 주요 에너지원은 핵융합으로 주로 수소를 연료로 사용한다. 항성이 이러한 수소를 연료로 활동하는 기간을 "주계열 단계", 여기에 속한 항성을 주계열성이라고 부르는데, 만일 항성이 오랜 시간 불타올라 늙어버린다면 중심부의 수소는 고갈되어 주계열성으로서의 삶이 끝나게 된다. 이때 항성을 쥐어짜는 중력과 폭발하여 팽창하려는 핵융합 에너지의 평형(정역학 평형)은 깨지게 되고[3] 그로 인해 중심핵이 중력에 의해 급격히 수축하기 시작한다.중심핵의 수축으로 인한 압력 상승은 곧 중심핵 전체의 온도 증가를 야기하고, 이로 인해 수소는 충분하지만 중심부보다 상대적으로 온도가 낮아 핵융합이 진행되지 않던 중심핵의 바깥 부분에서도 핵융합이 시작된다. 중심핵 바깥 부분에서의 핵융합이 시작되면 항성 전체의 내부 압력은 증가하고, 중력과 핵융합의 에너지 평형 중 중력이 우세했던 상황을 반대로 역전시켜서 폭발적인 핵융합 에너지가 항성의 외피층을 크게 팽창시킨다. 이 때, 항성의 표면온도는 낮아져 스펙트럼상 불그스름한 색을 띄고, 표면적은 늘어 전체적인 광도는 증가한다. 이 상태에 이른 항성을 적색거성이라고 부른다.
3. 이후
항성의 중심핵 성분이 수소에서 헬륨으로 상당수 바뀌었다면 이후 항성은 질량에 따라 각각 운명이 달라진다.태양 질량의 0.25배 ~ 0.5배 정도 되는 항성들은 헬륨 핵융합까지 발생할 환경이 구성되지 못하지만, 후기 진화과정에서 표면의 불투명도가 크게 오르므로 태양 지름의 5~10 배[4] 지름을 가진 적색거성으로 팽창할 수 있다. 그러나 적색거성가지(RGB)를 끝까지 오르지 못한 채 헬륨 백색왜성으로 진화하며 외피층은 행성상 성운을 이룬다. 그러나 현 우주 나이(약 138억 년)에서는 태양 질량 0.8배 미만의 별은 수명을 다 한 사례가 없으므로 정상적인 항성 진화로 생성된 헬륨 백색왜성은 존재하지 않는다.
태양을 포함한 태양 질량 0.5배 ~ 2.25배 정도 되는 별의 중심핵은 축퇴 상태[5]에 다다르고, 마침내 중심핵의 온도가 헬륨 핵융합의 개시 온도인 1억 K에 다다르게 된다. 핵의 중심부에서 헬륨 핵융합이 발생하고, 축퇴 기체는 그 압력이 온도에 영향을 받지 않아 팽창에 따른 온도 증가 억제가 일어나지 않기에 헬륨 핵융합의 폭발적인 에너지는 수분 내로 별 전체로 퍼진다. 헬륨 핵융합이 급격히 중심핵 전체로 퍼지는 바로 이 현상을 헬륨 섬광(Helium Flash)이라고 한다. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
헬륨 섬광은 굉장히 강렬하지만, 축퇴상태에서 빠르게 빨려들어가지 않은 별의 대기 때문에 그 에너지가 대부분 별의 사이즈를 기존의 별의 대기권까지 팽창하는데 쓰이고, 별 밖으로 나오지 못하여, 별의 전체적인 절대광도가 순간적으로 증가하는 일은 일어나지 않는다. 헬륨 섬광 이후 별은 팽창을 멈추고 또 수축하기 시작한다. 수축하면서 또 올라가는 온도에 의해 마침내 껍질에서는 남은 수소의 핵융합이 조금씩 진행되고, 중심핵에서는 헬륨 핵 융합이 발생하는 안정된 단계에 들어서며, 별은 수평가지에 도달한다.
수평가지에서 헬륨 핵융합이 끝나고, 헬륨 핵까지 다 써버린 별은 또 다시 연료 고갈을 겪게 되면서, 주계열성을 떠날 때처럼 별의 껍질부분은 부풀기 시작한다. 이 단계를 점근거성가지라고 한다. 별의 위치는 H-R다이어그램에서 우측 상단으로 이동하고[6], 팽창된 대기는 광도를 증가시킨다.
상술된 것과 같이, 이 단계의 별들은 극도의 압력으로 축퇴된 탄소핵[7]과 산소핵으로 이루어진 중심핵을 가진다. 여기서 태양 질량의 7~8배 이상의 별들은 탄소와 산소핵까지 항성의 핵에서 핵융합시키는 조건을 달성해서, 적색 초거성이 되지만, 태양은 점근거성가지에서 비슷한 수준의 별들과 함께 외피층을 항성풍으로 서서히 날려 버리고 끝내 탄소와 산소핵으로 이루어진 중심핵만 남게 되어, 결국 탄소-산소 백색왜성을 이루게 된다.
태양 질량의 7~8배 이상의 거대한 별들의 다음 진화단계는 적색 초거성 문서로.
쌍성계에 속한 적색거성의 경우 먼저 백색왜성이 된 동반성이 적색거성의 질량을 흡수하다 Ia형 초신성 폭발로 이어지는 것도 가능하며, 동반성에 의해 외피층을 모두 잃고 헬륨 핵만 남을 경우 헬륨 백색왜성이 될 수 있다. 두 항성이 충분히 근접해 있고, 동시에 적색거성이 되는 경우 서로 접촉하는 형태로 변화할 수 있다. 이 상태에서 한 항성의 물질이 다른 항성으로 너무 많이 넘어갈 경우 불안정한 상황을 만들 수 있다.
4. 특징
표면적이 지나치게 늘어 끊임없이 질량이 손실되기 때문에 별의 외피층이 구형을 이루지 못한다. 따라서 주계열성들과 같은 매끈한 구형이 아닌, 거품이 끓는 울퉁불퉁한 모습을 하게 된다.한편 태양 역시 시간이 지나면 적색거성 단계를 거치게 되는데 만일 지구가 1번째 적색거성 단계에서 살아남는다면 바다가 모두 증발하고 하늘의 대부분을 태양이 뒤덮으며, 금성과 같은 환경이 될 것으로 예상된다.[8]
5. 적색거성이 되지 않는 항성
모든 항성은 결국 적색거성 내지는 적색 초거성이 되리라는 통념이 있지만, 예외인 항성들이 존재한다.태양 질량의 0.25배 미만의 항성들은 수명을 다 해도 표면의 불투명도가 크게 오르지 않으므로 적색거성 대신 표면 온도가 올라가는 청색왜성 단계를 거치며, 헬륨핵의 크기가 점차 늘어나 표면까지 도달하게 되면 행성상 성운[9]을 남기지 않고 바로 헬륨 백색왜성으로 진화한다.
반면 극히 무거운 별들은 적색거성/초거성 단계를 건너뛰고 바로 볼프-레이에별로 진화할 수 있다.
6. 기타
2018년 공개된 중국 SF영화 유랑지구는 적색거성화된 태양으로부터 지구를 탈출시키는 것을 모티브로 삼는다.2019년에 지구의 물질 중 일부는 적색거성의 잔해에서 나왔다는 설이 제시되었다.#
적색거성에 흡수된 천체가 모두 소멸하는 것은 아니다. 목성 질량 20배 이상의 갈색왜성은 중심핵과 충돌하지 않는 한 소멸하지 않으며, 적색거성이 행성상 성운과 백색왜성으로 진화하면 풀려난다. 백색왜성의 경우 적색거성에 흡수시 적색거성에 의해 직접적으로 소멸되지 않지만, 백색왜성이 적색거성의 물질을 끌어모으기 때문에 초신성 폭발로 이어져 소멸한다.
적색거성이 헬륨 연소 시작 직전까지 도달하는 광도는 항상 일정하기 때문에 은하를 구성하는 적색거성의 최대 겉보기등급은 외부은하의 거리를 측정하는 데 흔히 이용된다. 이러한 거리측정법을 TRGB(Tip of the Red Giant Branch)라 부른다.
주위에 행성이 있을 경우 팽창하면서 행성을 집어삼키는 경우가 빈번하다.
7. 관련 문서
[1] 쿠르츠게작트의 영상.[2] 다수의 과학 서적 및 사이트에서는 태양 질량의 0.08~8배 사이의 모든 별들이 적색거성이 되는 것으로 취급하는 경우가 흔하나, 시뮬레이션에 따르면 0.25배 미만은 적색거성이 될 수 없다고 한다. #[3] 쥐어짜는 중력은 거의 그대로이지만 핵융합 에너지는 수소의 고갈로 인해 줄어든다.[4] AU 단위로 팽창하는 태양 질량 이상의 별들보다는 여전히 작은 편이다.[5] 압력이 매우 높은 조건에서 나타나는 양자역학적 특이상태.[6] 전체적인 광도는 증가, 겉의 온도(K)는 하락[7] 헬륨이 핵융합된 결과물이다.[8] 사실 금성과 비슷하다는 환경으로도 모자란것이, 엄청난 열 때문에 대기도 다 날아가며 온도는 수천도에 육박하기 때문이다.[9] 적색거성의 외피층은 낮은 밀도를 가지므로 쉽게 배출되어 행성상 성운을 이루지만, 청색왜성은 이의 수십만~수백만 배에 달하는 밀도를 가지므로 수명이 끝나면 별 전체가 백색왜성으로 변한다.