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거성

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목차

1. 개요

거성은 별의 진화 단계 중 하나로, 중심핵에서 수소를 모두 소모한 후 주계열을 떠나 팽창하여 형성된다. 별의 질량에 따라 적색 거성, 황색 거성, 청색 거성 등 다양한 유형으로 분류되며, 내부에서 헬륨 핵융합 반응을 거치거나 탄소와 산소 등을 생성하기도 한다. 태양 질량의 0.25배 미만의 별은 거성으로 진화하지 않으며, 0.25배 이상의 별은 질량에 따라 헬륨 핵융합, 탄소 핵융합 등을 거쳐 백색 왜성, 중성자별, 또는 블랙홀이 된다. 또한, '거성'은 사회적으로 큰 영향력을 미친 위인을 비유적으로 표현하는 데 사용되기도 한다.

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거성
정의
설명태양보다 크고 밝은 별의 유형
개요
특징태양보다 질량이 크고 밝기가 훨씬 높음
핵융합 과정에서 수소를 고갈시키고 헬륨을 융합하기 시작한 단계
HR도표에서 주계열성보다 위에 위치
분류
종류청색 거성
적색 거성
황색 거성
준거성
밝은 거성
초거성
극대거성

2. 형성

별은 중심핵에서 핵융합에 사용 가능한 모든 수소가 고갈되고 그 결과 주계열을 벗어나면 거성이 된다.[33] 주계열 후 항성의 거동은 주로 그 질량에 따라 달라진다.[18]

2. 1. 중간 질량의 별 (태양 질량의 0.25 ~ 12배)

약 0.25 태양질량(''M''☉) 이상의 별은 중심핵에서 수소가 소진되면 핵 주변 껍질에서 수소 융합을 시작하며 수축하고 가열된다. 별의 바깥 부분은 팽창하고 냉각되지만, 광도는 약간 증가하여 준거성이 된다. 헬륨핵은 껍질에서 헬륨을 흡수하며 성장하고 가열되지만, 약 10~12 ''M''☉까지의 별에서는 헬륨 연소가 시작될 만큼 뜨겁지 않다. 대신, 수백만 년 후 핵은 쇤베르크-찬드라세카르 한계에 도달하여 빠르게 붕괴하고 축퇴된다. 이는 바깥층을 팽창시키고 강력한 대류층을 만들어 첫 번째 준설(first dredge-up)을 일으켜 중원소를 표면으로 끌어올린다.[36] 대류층은 에너지 수송을 증가시켜 광도를 극단적으로 증가시키고, 별을 적색거성가지로 이동시켜 껍질에서 안정적으로 수소를 연소하게 한다. 핵은 질량을 모아 수축하며 온도가 증가하고, 바깥층은 질량을 잃는다.

주계열일 때 질량이 약 0.4 ''M''☉ 미만이면, 중심 온도는 헬륨 융합에 필요한 온도에 도달할 수 없다.[37] 따라서 별은 수소가 고갈될 때까지 수소를 융합하는 적색거성으로 남고, 헬륨 백색왜성이 된다.[36] 그러나 이 정도 질량의 별은 그 단계로 진화할 만큼 충분한 시간이 흐르지 않아 이론적으로만 존재한다.

약 0.4 ''M''☉ 이상의 별에서는 핵 온도가 1억 K에 이르러 삼중알파과정을 통해 헬륨이 탄소와 산소로 융합된다.[36] 핵이 축퇴되었기 때문에 헬륨 융합은 폭발적으로 시작되지만, 대부분의 에너지는 축퇴를 해제하고 핵을 대류시키는 데 쓰인다. 헬륨 융합으로 생성된 에너지는 주변 수소 융합 껍질의 압력을 감소시켜 에너지 생성률을 낮춘다. 별의 전체 광도는 감소하고 외피층은 수축하여 별은 적색거성가지에서 수평가지로 이동한다.[36][38] 태양 질량 정도의 별은 핵에서 헬륨을 연소하며 수백만 년 동안 적색덩어리에 머무른다. 더 큰 질량의 별은 수평가지를 따라 청색 쪽으로 진화하여 황색 또는 청색거성이 된다.

핵의 헬륨이 고갈될 때, 약 8 ''M''☉까지의 별은 축퇴된 탄소-산소 핵을 가지며 주변 껍질에서 헬륨 연소를 시작한다. 헬륨핵의 빠른 붕괴처럼, 이는 바깥층으로 대류를 시작하여 두 번째 준설(second dredge-up)을 일으키고 크기와 광도를 극적으로 증가시킨다. 이는 점근거성가지(AGB)로, 적색거성가지와 비슷하지만 더 밝고 수소 연소 껍질이 에너지의 대부분을 기여한다. 별은 약 100만 년 동안 AGB에 머무르며 연료가 고갈될 때까지 불안정해지다가 행성상성운 단계를 거쳐 탄소-산소 백색왜성이 된다.[36]

2. 2. 큰 질량의 별 (태양 질량의 12배 이상)

태양 질량의 약 12배 이상인 주계열성은 매우 밝기 때문에 주계열을 떠날 때 HR 도표에서 수평으로 이동한다. 그 결과 잠시 청색거성이 되고 이내 더 팽창하여 청색초거성이 된다. 이들은 핵이 축퇴상태가 되기 전에 핵의 헬륨을 연소하기 시작하고 큰 폭의 광도 증가 없이 적색초거성으로 매끄럽게 진화한다. 이 단계에서 별들은 질량이 더 크긴 해도 밝은 AGB 별의 광도와 비슷하다. 그러나 더 무거운 원소를 연소하고 최종적으로 초신성이 됨으로써 광도는 더 증가한다.

태양 질량의 약 8~12배 범위에 있는 별은 어느 정도 두 유형의 중간적인 특성을 지녀 초AGB 별(''super-AGB'')이라고 불린다.[39] 이들은 크게 RGB, HB, AGB 단계를 거치는 밝은 별의 경로를 따른다. 그러나 핵의 탄소, 심지어 네온까지도 어느 정도 연소하기에 충분히 무겁다. 이런 별들은 후에 산소-마그네슘-네온 핵을 형성하여 전자 포획 초신성으로 붕괴하거나 또는 산소-네온 백색왜성을 남길 것이다.

O형 주계열성은 이미 매우 밝다. 이러한 별들의 거성 단계는 초거성 스펙트럼 광도 종류를 발달시키기 전에 크기와 광도가 약간 증가하는 짧은 단계이다. O형 거성은 태양보다 10만 배 이상 밝을 수 있으며, 많은 초거성보다 더 밝다. 분류는 복잡하고 어려우며, 광도 종류 간의 차이가 작고 중간 형태의 연속적인 범위가 존재한다. 가장 질량이 큰 별들은 표면으로의 무거운 원소의 혼합과 강력한 항성풍을 생성하는 높은 광도로 인해 별의 대기가 팽창하여 핵에서 수소를 태우는 동안 거성 또는 초거성 스펙트럼 특징을 나타낸다.

2. 3. 작은 질량의 별 (태양 질량의 0.25배 미만)

초기 질량이 대략 미만인 별은 거성이 되지 않는다. 이런 별들은 대류로 완전히 혼합된 내부를 가지고 있어, 우주의 현재 나이보다 훨씬 긴 1012 년을 넘는 시간 동안 수소를 계속해서 융합할 수 있다. 이들은 그 시간 동안 점점 더 뜨거워지고 밝아진다.[40]

결과적으로 내부에 수소의 양이 상당히 줄어든 복사핵, 그 주변을 둘러싸는 수소 연소 껍질이 발달한다. 을 넘는 별은 이 시점에서 팽창하지만, 매우 크게 팽창하지는 않는다. 그 후 얼마 되지 않아 별의 수소 공급은 완전히 멈추고 별은 헬륨 백색왜성이 된다.[40] 하지만, 이러한 별들을 관측하기에 우주는 매우 어리다.[10][19]

3. 하위분류

거성은 크기와 밝기에 따라 다양한 하위분류를 가진다. 항성은 중심핵에서 핵융합에 사용 가능한 모든 수소가 고갈되고 그 결과 주계열을 벗어나면 거성이 된다.[2] 거성급 항성은 매우 다양하며, 더 작은 그룹의 항성을 구분하기 위해 여러 하위 분류가 일반적으로 사용된다.

잘 알려진 거성의 예시는 다음과 같다.

3. 1. 준거성 (Subgiant)

준거성은 거성과는 완전히 별개의 분광 광도 등급(IV)이지만, 거성과 많은 특징을 공유한다. 일부 준거성은 화학적 변화나 나이 때문에 단순히 밝은 주계열성일 수 있지만, 다른 준거성은 진정한 거성으로 진화하는 별개의 진화 경로를 따른다.

예시:

  • 쌍둥이자리 감마, A형 준거성
  • 목동자리 에타, G형 준거성
  • 감마 전갈자리, B형 준거성

3. 2. 밝은 거성 (Bright giant)

밝은 거성은 예르크스 분류에서 광도 분류 '''II'''에 속하는 별이다. 이들은 스펙트럼의 외관을 기준으로 일반 거성과 초거성의 경계에 걸쳐 있는 별들이다.[11] 일반적인 거성과 초거성 사이인 절대등급 약 -3 등급에 해당하는 광도를 가지고 있다.

밝은 거성으로 분류되는 잘 알려진 별들은 다음과 같다.

  • 카노푸스
  • 알비레오
  • 큰개자리 엡실론
  • 전갈자리 세타
  • 용자리 베타
  • 헤르쿨레스자리 알파
  • 큰개자리 감마


밝은 거성의 예는 다음과 같다.

  • 오리온자리 델타(δ Ori), O형 밝은 거성, 민타카의 구성 별
  • 용골자리 알파(α Car), F형 밝은 거성, 카노푸스, 때때로 초거성으로 분류되기도 함

3. 3. 적색거성 (Red giant)

거성 중 분광형 K, M, S, C형의 차가운 별들을 적색거성이라고 부른다.[13] 적색거성은 일생에서 별개의 여러 진화 단계에 있는 별들을 포함한다. 주로 적색거성가지(RGB), 적색 수평가지(HB) 또는 적색덩어리, 점근거성가지(AGB)가 있다. AGB별은 보통 초거성으로 분류되기에 충분히 크고 밝으며, 때때로 후AGB 직전의 별과 같이 크고 차가운 별들도 그렇긴 해도 거성으로 분류된다. RGB별은 단연코 가장 흔한 유형의 거성이다. 이유는 이들이 중간 정도의 질량에, 상대적으로 길고 안정적인 수명 및 광도를 가지기 때문이다. 이들은 백색왜성이 실제로 더 많아도 훨씬 작은 광도로 인해 대부분의 HR 도표에서 주계열 이후에 매우 뚜렷한 군집을 이룬다.

항성은 중심핵에서 핵융합에 사용 가능한 모든 수소가 고갈되고 그 결과 주계열을 벗어나면 거성이 된다.[2]

태양 질량의 약 0.25배 이상인 항성의 경우, 핵의 수소가 고갈되면 수축하면서 가열되어 핵 주위의 껍질에서 수소의 핵융합이 시작된다. 껍질 바깥쪽의 항성 부분은 팽창하고 식지만, 광도는 약간 증가할 뿐이며, 항성은 아거성이 된다. 불활성 헬륨 핵은 껍질에서 헬륨을 축적하면서 계속 성장하고 온도가 높아지지만, 태양 질량의 약 10~12배 이하의 항성에서는 헬륨 연소가 시작될 만큼 충분히 뜨거워지지 않는다. 대신, 수백만 년 후에 핵이 쇤베르크-찬드라세카르 한계에 도달하여 빠르게 붕괴되고 축퇴될 수 있다. 이로 인해 외곽층이 더욱 팽창하고, 강력한 대류 영역이 생성되어 무거운 원소를 표면으로 가져오는 과정인 첫 번째 드레지업이 발생한다. 이 강력한 대류는 표면으로의 에너지 수송을 증가시키고 광도가 급격히 증가하여 항성은 적색 거성 가지로 이동하여 긴 시간 동안(태양과 같은 항성의 경우 약 10%) 껍질에서 안정적으로 수소를 연소한다. 핵은 계속해서 질량을 얻고 수축하며 온도가 높아지는 반면, 외곽층에서는 질량 손실이 발생한다.[6]

주계열성일 때 질량이 태양 질량의 약 0.4배 미만인 항성은 헬륨을 융합하는 데 필요한 중심 온도에 도달하지 못한다.[7] 따라서 수소가 고갈될 때까지 수소를 융합하는 적색 거성으로 남아 있다가, 그 시점에 헬륨 백색왜성이 된다.[6] 항성 진화 이론에 따르면, 이러한 저질량 항성은 우주의 나이 내에 그 단계로 진화할 수 없다.

태양 질량의 약 0.4배 이상인 항성의 경우, 핵 온도가 결국 108 K에 도달하고 삼중 알파 과정을 통해 핵에서 헬륨이 탄소와 산소로 융합되기 시작한다.[6] 핵이 축퇴된 상태에서 헬륨 융합이 폭발적으로 시작되지만, 대부분의 에너지는 축퇴를 해제하는 데 사용되고 핵은 대류성이 된다. 헬륨 융합에 의해 생성된 에너지는 주변의 수소 연소 껍질의 압력을 감소시켜 에너지 생성률을 낮춘다. 항성의 전체 광도는 감소하고, 외피는 다시 수축하며, 항성은 적색 거성 가지에서 수평 가지로 이동한다.[6][8]

핵의 헬륨이 고갈되면, 태양 질량의 약 8배 이하의 항성은 축퇴되는 탄소-산소 핵을 가지며, 껍질에서 헬륨 연소를 시작한다. 이전의 헬륨 핵 붕괴와 마찬가지로, 이것은 외곽층에서 대류를 시작하고 두 번째 드레지업을 일으켜 크기와 광도가 극적으로 증가한다. 이것은 점근거성가지(AGB)로, 적색 거성 가지와 유사하지만 더 밝으며, 수소 연소 껍질이 에너지의 대부분을 공급한다. 항성은 약 백만 년 동안만 AGB에 머물며, 연료가 고갈될 때까지 점점 불안정해지다가 행성상 성운 단계를 거쳐 탄소-산소 백색왜성이 된다.[6]

대표적인 적색거성은 다음과 같다.

3. 4. 황색거성 (Yellow giant)

중간 정도의 표면 온도를 가진 별(분광형 G, F, 일부 A형)은 황색거성이라고 불린다. 이들은 적색거성보다 훨씬 적은데, 어느 정도 큰 질량의 별들만이 황색거성이 되고, 일생 동안 이 단계에서 짧은 시간만을 보내기 때문이다. 그러나 이들은 중요한 유형의 변광성을 많이 포함한다. 밝은 황색거성은 일반적으로 불안정하여 HR 도표에서 대다수의 별이 맥동변광성인 불안정대에 위치한다. 불안정대의 범위는 주계열성에서 극대거성 광도까지 걸쳐있으며, 거성 광도에서는 몇 가지 유형의 변광성들이 있다.

황색거성은 적색거성가지 방향으로 처음 이동하는 중간 질량의 별이거나, 더욱 진화한 수평가지별일 수도 있다. 처음 적색거성가지로의 진화는 매우 빠르지만, 별은 수평가지에서 그보다 훨씬 긴 시간을 보낸다. 중원소가 많고 질량이 작은 수평가지별일수록 더 불안정하다.[1]

예:

3. 5. 청색거성 (Blue giant)

분광형 O, B, 때때로 일부 A형의 가장 뜨거운 거성은 청색거성이라고 불린다. 일부 A형과 만기형 B형 별은 백색거성이라고 표현되기도 한다. 청색거성은 주계열을 막 떠나는 질량과 광도가 큰 별에서 질량이 작은 수평가지별까지 매우 다양한 유형으로 이루어져 있다. 주계열을 지나는 큰 질량의 별은 청색거성이 되고, 그 후 청색 밝은 거성이 되며, 이후에 청색초거성이 되었다가 더 팽창하면 적색초거성이 된다. 매우 질량이 큰 별의 거성 단계는 아주 잠깐 동안이라 청색초거성과 구별할 수가 없다. 질량이 작은, 헬륨핵연소 별은 적색거성에서 수평가지를 따라 진화하여 다시 점근거성가지로 진입하는데, 질량과 금속함량에 따라 이들은 청색거성이 될 수 있기도 하다. 말기 열맥동을 겪는 일부 후AGB 별은 특이 청색거성이 되기도 하는 것으로 여겨진다.

예:

4. 비유적 표현

위인을 비유적으로 이르기도 하며, 그러한 인물이 사망했을 때 "거성(巨星)이 지다" 와 같이 표현하기도 한다.

참조

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[2] 백과사전 giant Facts On File, Inc.
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