수평거성열
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1. 개요
수평거성열은 헬륨을 탄소로 융합하는 별들이 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 나타내는 특징적인 형태를 의미한다. 태양 질량의 약 0.5배 이상 별이 진화하면서 헬륨 핵융합을 시작하면 수평거성열로 진입하며, 이들은 헬륨 핵 주위의 수소 껍질에서 핵융합을 지속한다. 수평거성열은 주로 동일한 광도를 가지면서 다양한 온도를 보이는 별들로 구성되며, 청색꼬리, 극수평가지 등 다양한 형태로 나타난다. 또한, 불안정대와 겹쳐 거문고자리 RR형 변광성을 포함하며, 종족 I의 적색덩어리 별과 종족 II의 수평거성열 별은 헬륨 핵융합을 한다는 공통점을 갖지만, 외포층 구조의 차이로 인해 헤르츠스프룽-러셀 도표 상에서 다른 위치에 나타난다. 수평거성열은 구상성단의 광도 측정 연구를 통해 처음 발견되었으며, 금속 함량과 같은 요인에 따라 다양한 형태를 보인다.
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| 수평거성열 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 유형 | 항성 진화 단계 |
| 질량 | 0.5 ~ 2 M☉ |
| 특징 | 중심핵에서 헬륨을 핵융합하여 에너지를 생성하고, 표면 온도는 주계열 단계의 항성보다 높다. |
| 상세 정보 | |
| 설명 | 수소 핵융합을 멈춘 적색 거성이 헬륨 핵융합을 시작하면서 거치는 단계. |
| 위치 | HR 도표에서 주계열보다 위에 수평으로 뻗은 띠 모양으로 나타난다. |
| 진화 | 헬륨 핵융합 후 점근 거성 단계를 거쳐 행성상 성운 또는 백색 왜성으로 진화한다. |
| 관련 연구 | 할턴 아르프 W. A. 바움 앨런 샌디지의 구상 성단 M92와 M3에 대한 연구 (천문학 저널, 1952년) |
| 같이 보기 | 항성 진화 헤르츠스프룽-러셀 도표 적색 거성 점근 거성 가지 구상 성단 |
| 참고 문헌 | |
| astro-dic | http://astro.kasi.re.kr/khu/dic/list.asp?category=view&searchword=수평가지 |
| solar mass | https://ko.wikipedia.org/wiki/%ED%83%9C%EC%96%91_%EC%A7%88%EB%9F%89 |
| 언어별 명칭 | |
| 영어 | Horizontal Branch (HB) |
2. 진화
태양과 비슷한 초기 질량을 가진 별은 중심부 헬륨 연소가 시작될 때 수평가지의 적색 끝에서 하강하지만, 중심핵의 헬륨이 고갈되기 전까지 온도는 약간만 증가한다. 더 무거운 별들은 수평가지에서 더 긴 시간을 보내고 중심핵에서 헬륨을 연소함으로써 온도가 크게 증가한다. 수평가지의 모양은 개개의 별이 시간에 따라 청색 방향으로 이동하는 것과 수평가지에 이를 때 각기 다른 질량을 가진 별의 온도에 기인한다. 금속함량과 헬륨의 양으로 인한 광도와 온도의 더 큰 변화도 있다.
색등급도에서 수평막대에 위치하고 있는 가지는 수평 청색 방향의 끝부분에 있지 않다. 수평가지는 낮은 광도를 가지는 뜨거운 별로 구성된 "청색꼬리"(''blue tail'')에서 끝난다. 매우 뜨거운 수평가지 별은 표면온도가 20,000~30,000 K이며, 극수평가지(''extreme horizontal branch'')로 불린다. 이는 보통의 중심부 헬륨 연소 별로 예상되는 범위 밖에 있다. 이에 관한 이론은 이러한 별들이 쌍성계의 상호작용이나, 점근거성가지 별이 규칙적으로 경험하며 핵융합이 중단되어 별이 초항성풍 단계에 진입했을 때 발생하는 열맥동인 "말기 열맥동"(''late thermal pulse'')을 포함한다고 설명한다. 이러한 별들은 "회생"(''born again'')과 같은 특이한 성질을 가지고 있다. 이상하게 불리는 과정이지만, 10% 또는 그 이상의 후-AGB 별에서 발생하는 것으로 여겨지고 있다. 특히 말기 열맥동만이 별을 극수평가지 별로 진화시켜, 후에 행성상성운 단계에 이르고, 중심별이 차가워지기 시작할 때 백색왜성이 되게 만들 것으로 여겨지긴 해도 말이다.
비교적 오래되고 금속이 부족한 종족 II 항성은 HR도상에서 수평에 가까운 방향으로 이동하여 수평 가지 별이 된다. 한편, 비교적 새롭고 금속이 풍부한 종족 I의 항성은 클럼프 별이라고 불리는, 종족 II의 별에서의 수평 가지 별에 해당하는 그룹에 들어간다고 생각된다. 수평 가지 별의 광도는 중심의 헬륨 연소와 수소 연소 껍질에서 발생한 에너지에 의존하지만, 이는 헬륨 중심핵의 질량으로 결정되며, 주계열 단계에서 가지고 있던 별 전체의 질량에는 거의 의존하지 않는다. 그러나 표면 온도와 반지름은 외층의 질량과 금속량에 따라 민감하게 변화한다. 금속량이 많은 별에서 수평 가지가 보이지 않는 것은 가스의 불투명도가 크기 때문에 반지름이 크고 표면 온도가 낮기 때문이다. 클럼프 별은 중심에서 헬륨 핵융합을 하고 있는 금속량이 많은 별이며, HR도상에서 거의 적색 거성 가지의 위치에 있다.
HR도상에서 세페이드 불안정대가 수평 가지를 가로지르는 곳에서는, 항성의 외층이 불안정해져 펄동하기 때문에, 거문고자리 RR형 변광성으로 관측된다.
2. 1. 주계열성에서 적색거성가지로
별은 중심부의 수소를 소진한 후 주계열성을 떠나 핵융합을 시작하여 헬륨 핵 주위의 수소 껍질에서 핵융합을 하고, 거성이 되어 적색 거성 가지에 위치하게 된다. 태양 질량의 2.3배까지의 질량을 가진 별에서 헬륨 핵은 축퇴 물질 영역이 되어 에너지를 생성하는 데 기여하지 않는다. 껍질의 수소 핵융합이 더 많은 헬륨을 생성함에 따라 헬륨 핵은 계속 성장하고 온도가 상승한다.만약 별의 질량이 약 0.5 태양 질량보다 크다면,[3] 헬륨 핵은 결국 삼중알파 과정을 통해 헬륨을 탄소로 별의 핵합성하는 데 필요한 온도에 도달한다. 헬륨 핵융합의 시작은 핵 영역 전체에서 시작되며, 이는 즉각적인 온도 상승과 별의 핵합성 속도의 급격한 증가를 유발한다. 몇 초 안에 핵은 비축퇴 물질 상태가 되어 빠르게 팽창하며, 이는 헬륨 섬광이라고 불리는 현상이다. 비축퇴 핵은 섬광 없이 더 부드럽게 핵융합을 시작한다. 이 현상의 출력은 상부의 플라스마 층에 흡수되므로 별의 외부에서는 그 효과를 볼 수 없다. 이제 별은 새로운 정역학적 평형 상태로 바뀌고 진화 경로는 적색 거성 가지 (RGB)에서 헤르츠스프룽-러셀 도표의 수평 거성열로 전환된다.
2. 2. 헬륨 섬광과 수평가지로의 진입
태양 질량의 약 0.5배 이상인 별의 경우, 중심핵 온도가 충분히 높아지면 헬륨 핵융합이 시작된다. 축퇴된 헬륨 핵에서 핵융합이 시작되면, 급격한 에너지 방출, 즉 헬륨섬광이 발생한다.[14] 헬륨 섬광은 수 초 이내에 중심핵을 비축퇴상태로 만들고 빠르게 팽창시킨다. 이 에너지는 위쪽의 플라스마층에 흡수되어 별 외부에서는 관측되지 않는다. 헬륨 섬광 이후, 별은 안정적인 헬륨 핵융합 단계로 진입하며 헤르츠스프룽-러셀 도표의 수평가지에 위치하게 된다.[14]태양 질량의 2.3배에서 8배 사이의 별들은 축퇴되지 않은 더 큰 헬륨 핵을 가지며, 헬륨 핵융합은 더 부드럽게 시작된다. 이들은 수평가지에서 더 높은 온도를 보이며, 청색 루프를 거쳐 점근거성가지로 이동한다.[4]
2. 3. 수평가지에서의 진화
수평가지 별들은 약 1억 년 동안 수평가지에 머무르며, 비리얼 정리에서 알 수 있듯이 주계열성들이 점점 밝아지는 것처럼 천천히 밝아진다. 중심핵의 헬륨이 모두 소진되면, 별은 점근거성가지(AGB)에서 헬륨 껍질 연소를 시작한다. 점근거성가지 단계에서 별들은 더 차가워지고 훨씬 더 밝아진다.3. 수평가지의 형태
태양과 비슷한 초기 질량을 가진 별은 중심부 헬륨 연소가 시작될 때 수평가지의 적색 끝에서 하강하지만, 중심핵의 헬륨이 고갈되기 전까지 온도는 약간만 증가한다. 더 무거운 별들은 수평가지에서 더 긴 시간을 보내고 중심핵에서 헬륨을 연소함으로써 온도가 크게 증가한다.
수평가지의 모양은 개개의 별이 시간에 따라 청색 방향으로 이동하는 것과, 수평가지에 이를 때 각기 다른 질량을 가진 별의 온도에 기인한다. 금속 함량과 헬륨의 양으로 인한 광도와 온도의 변화도 있다.
구상성단의 색등급도(CMD)에서는 수평가지에서 눈에 띄는 간극, 즉 '거문고자리 RR 간극'이 나타나는 경우가 많다. 이 간극은 불안정대에 위치하며, 이 영역에 있는 많은 별들이 거문고자리 RR형 변광성으로 맥동하기 때문에 발생한다.[16] 이러한 변광성들은 주기적인 밝기 변화를 보이므로, 성단의 색등급도를 작성할 때 실제 밝기와 색을 측정하기 위해서는 장시간 관측이 필요하다.
서로 다른 구상성단들은 서로 다른 수평가지 형태를 보인다. 이는 수평가지 별의 상대적인 비율, 거문고자리 RR 간극의 위치, 간극의 청색 및 적색 쪽 별의 분포 등이 성단마다 다르게 나타난다는 것을 의미한다. 이러한 다양한 수평가지 형태를 유발하는 근본적인 원인은 항성 천체물리학에서 오랫동안 풀리지 않은 문제 중 하나이다. 화학 조성이 주요 요인 중 하나로 여겨지지만, 나이, 자전, 헬륨 함량과 같은 다른 별의 특성 또한 수평가지 형태에 영향을 미치는 것으로 알려져 있다.
동일한 금속함량을 가짐에도 불구하고 서로 다른 수평가지 형태를 보이는 구상성단 쌍(예: NGC 288과 NGC 362)이 존재하기 때문에, 이를 설명하기 위한 "두 번째 계수 문제"가 제기되기도 한다. 이는 알려지지 않은 물리적 효과가 성단 간 수평가지 형태 차이의 원인임을 시사한다.
3. 1. 온도와 색깔 분포
수평 거성열 별의 크기와 온도는 헬륨 핵 주위에 남아있는 수소 외피의 질량에 따라 달라진다. 수소 외피가 큰 별일수록 더 차갑고 붉은색을 띤다. 이러한 온도 변화 효과는 금속함량이 낮을수록 훨씬 강하게 나타나므로, 오래된 성단일수록 일반적으로 더 뚜렷한 수평 거성열을 가진다.[5]3. 2. 청색꼬리와 극수평가지 별
수평가지의 파란색 끝부분은 "청색꼬리"라고 불리며, 더 뜨겁지만 광도는 낮은 별들로 구성된다. 매우 뜨거운 수평가지 별은 표면온도가 20,000~30,000 K에 달하며, "극수평가지"라고 불린다. 이러한 별들은 일반적인 중심핵 헬륨 연소 별의 범위를 벗어난 것이다. 이 현상은 쌍성계의 상호작용이나, 점근거성가지 별에서 발생하는 "말기 열맥동"과 같은 특이한 진화 과정으로 설명된다.[7] 이러한 과정을 통해 "회생"한 별들은 특이한 성질을 가지게 되며, 후-AGB 별의 10% 이상에서 발생할 것으로 예상된다.[8] 특히 말기 열맥동은 별을 극수평가지 별로 진화시킨 후, 행성상성운 단계를 거쳐 백색왜성으로 냉각되게 만드는 것으로 여겨진다.[8]4. 거문고자리 RR 간극
구상성단의 색등급도(CMD)에서는 수평가지에 뚜렷한 간극이 나타나는 경우가 많은데, 이를 거문고자리 RR 간극이라고 부른다. 이 간극은 불안정대에 위치하며, 이 영역에 있는 많은 별들이 거문고자리 RR형 변광성이기 때문에 나타난다. 거문고자리 RR형 변광성은 밝기가 주기적으로 변하므로, 실제 관측값을 얻기 위해서는 성단의 색등급도 조사 범위를 넘어서는 장시간 관측이 필요하다. 따라서 변광성들은 성단의 구성원 목록에는 기록되지만, 색등급도에는 포함되지 않는 경우가 많다.[16]
4. 1. 불안정대와 변광성
구상성단의 색등급도(CMD)에는 수평거성열에 뚜렷한 틈이 나타나는데, 이를 '거문고자리 RR 간극'이라고 부른다. 이 간극은 불안정대에 위치하며, 이 영역에 있는 많은 별들이 거문고자리 RR형 변광성이기 때문이다.[16] 거문고자리 RR형 변광성은 밝기가 주기적으로 변하므로, 실제(평균) 겉보기등급과 색을 측정하려면 장시간 관측이 필요하다.[9] 이러한 관측은 일반적인 성단의 색등급도 조사 범위를 넘어서기 때문에, 변광성들은 성단의 구성원 목록에는 기록되지만, 색등급도에는 포함되지 않는 경우가 많다.[10]4. 2. 성단 간 형태 차이
서로 다른 구상성단들은 수평가지(HB) 형태가 다르게 나타나는데, 이는 거문고자리 RR형 변광성 간극의 청색쪽과 적색쪽에 있는 별들의 상대적인 비율이 성단마다 다르기 때문이다. 이러한 HB 형태 차이의 원인은 항성 천체 물리학에서 오랫동안 풀리지 않은 문제였다. 화학 조성이 하나의 요인이지만(금속이 부족한 성단일수록 푸른 HB를 가지는 경향), 나이, 자전, 헬륨 함량 등 다른 별의 특성도 HB 형태에 영향을 미치는 것으로 알려져 있다.이는 때때로 구상성단에 관한 "두 번째 매개변수 문제"라고 불린다. 동일한 금속함량을 가지지만 서로 매우 다른 HB 형태를 가진 구상성단 쌍이 존재하기 때문이다. 예를 들어 NGC 288은 매우 푸른 HB를 가지는 반면, NGC 362는 상당히 붉은 HB를 가진다.[6] "두 번째 매개변수"라는 용어는, 동일하게 보이는 성단에서 HB 형태 차이를 유발하는 알려지지 않은 물리적 효과가 있음을 의미한다.
5. 적색덩어리와의 관계
적색덩어리 별들은 수평가지 별들과 유사하게 중심핵에서 헬륨 핵융합을 하는 별들이다. 하지만, 이들은 외포층 구조가 달라서 서로 다른 반지름, 유효 온도, 색을 가진다. 색지수는 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 수평축을 따르기 때문에, 같은 에너지원을 가짐에도 불구하고 이들은 도표 상에서 서로 다른 위치에 나타난다.[14]
5. 1. 종족 I 별과 종족 II 별
수평가지 별은 상대적으로 늙고 금속 함량이 낮은 종족 II 별에 속한다. 반면, 적색덩어리 별은 상대적으로 젊고 금속 함량이 높은 종족 I 별에 속한다. 이들은 모두 중심핵에서 헬륨을 탄소로 융합하지만, 외포층 구조의 차이로 인해 헤르츠스프룽-러셀 도표(HR 도표) 상에서 다른 위치에 나타난다.[14] 사실상 적색덩어리는 모든 별이 수평가지의 적색 끝에 위치하여, 처음에 적색거성가지를 따라 상승하는 별과 구별하기 힘든 극단적인 수평가지 형태 중 하나로 볼 수 있다.[14]6. 발견
수평거성열은 최초의 심층 사진 광도 측정 연구를 통해 구상 성단에서 발견되었으며,[1][2] 당시까지 연구된 모든 산개 성단에서는 발견되지 않았다는 점에서 주목할 만했다. 수평거성열은 금속 함량이 낮은 구상 성단과 같은 별 무리에서 HB 별들이 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 대략 수평선상에 놓이기 때문에 이러한 이름이 붙여졌다. 하나의 구상 성단에 있는 별들은 모두 우리로부터 본질적으로 같은 거리에 있기 때문에, 겉보기 등급은 모두 절대 등급과 동일한 관계를 가지며, 따라서 절대 등급과 관련된 특성은 거리와 그에 따른 등급 불확실성에 의해 분산되지 않고 해당 성단에 속하는 별들에 국한된 H-R 도표에서 명확하게 나타난다.
참조
[1]
간행물
The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3
[2]
간행물
The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3
[3]
웹사이트
Post Main Sequence Stars
http://outreach.atnf[...]
Australia Telescope Outreach and Education
2012-12-02
[4]
간행물
Evolution of Stars and Stellar Populations
https://archive.org/[...]
[5]
서적
Stellar Structure and Evolution
https://books.google[...]
Springer Science & Business Media
2012-10-31
[6]
간행물
The Horizontal-Branch Stars in Globular Clusters. II. The Second Parameter Phenomenon
[7]
간행물
RAPIDLY PULSATING HOT SUBDWARFS IN ω CENTAURI: A NEW INSTABILITY STRIP ON THE EXTREME HORIZONTAL BRANCH?
[8]
간행물
Hydrogen-Deficient Stars: An Introduction
[9]
웹사이트
Types of Variables
http://www.aavso.org[...]
2011-03-12
[10]
서적
The Complex Lives of Star Clusters
https://books.google[...]
Springer
2015-05-09
[11]
서적
Fundamental Astronomy
https://books.google[...]
Springer Science & Business Media
2007-08-09
[12]
간행물
구상성단 M92와 M3에 대한 HR 도표
[13]
간행물
구상성단 M3에 대한 색등급도
[14]
인용
기본천문학
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후주계열성
http://outreach.atnf[...]
Australia Telescope Outreach and Education
2012-12-02
[16]
웹인용
변광성의 유형
http://www.aavso.org[...]
null
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