적색거성가지

3. 진화

약 에서 (저금속 별의 경우 )의 질량을 가진 별은 중심핵의 수소를 모두 소진하면 수소 껍질 연소를 시작하며 적색거성이 된다. 이때 별의 내부는 여러 단계를 거치며, 이는 별의 외관에 반영된다. 이러한 진화 단계는 주로 별의 질량에 따라 달라지지만, 금속함량에 따라서도 달라진다.^[11]

3. 1. 준거성 단계

3. 2. 적색거성가지 상승

3. 3. 적색거성가지 첨단

3. 4. 적색거성가지 이탈

4. 질량에 따른 특징

중간 질량(약 ~ )의 별은 주계열성 및 준거성 단계에서는 질량 손실이 적지만, 적색거성 단계에서는 상당한 양의 질량을 잃는다.^[25] 잃어버린 질량은 이후 형성되는 백색왜성의 질량과 특성을 결정한다.^[26] 태양과 비슷한 별의 경우, 헬륨 섬광 전후의 질량 차이를 통해 잃어버린 질량을 추정할 수 있는데, 이는 적색 덩어리 별의 특성에 영향을 미치기 때문이다. 적색거성가지의 끝에 도달하는 별의 총 질량 손실은 대략 정도로 추정되며, 이 대부분은 헬륨 섬광 전 마지막 100만 년 이내에 발생한다.^[26][27]

헬륨 섬광 전에 적색거성가지를 떠나는 더 무거운 별들의 질량 손실은 직접 측정하기 어렵다. 세페이드 변광성과 같은 별들은 쌍성이거나 맥동 변광성이기 때문에 현재 질량을 정확하게 측정할 수 있으며, 진화 모델과 비교하면 이 별들은 질량의 약 20%를 잃은 것으로 추정된다. 이 질량 손실의 대부분은 청색 루프 동안, 특히 불안정대에서 맥동하는 동안 발생한다.^[28][29]

다음은 서로 다른 초기 질량을 가진 별(모두 태양 금속량(Z = 0.02)을 가짐)에 대한 주계열성(MS), 준거성 분기(SB) 및 적색 거성 분기(RGB)의 전형적인 수명을 보여주는 표이다. 또한 각 별에 대한 RGB의 시작과 끝에서 헬륨 핵 질량, 표면 유효 온도, 반지름 및 광도가 표시되어 있다. 적색 거성 분기의 끝은 핵 헬륨 점화가 일어날 때로 정의된다.^[24]

5. 변광

일부 적색거성은 큰 진폭으로 밝기가 변하는 변광성이다. 가장 초기에 알려진 변광성 중 다수는 규칙적인 주기와 몇 등급의 진폭을 가진 미라형 변광성, 덜 명확한 주기 또는 여러 주기를 가지고 진폭이 약간 작은 반규칙 변광성, 명확한 주기가 없는 느린 불규칙 변광성이다.^[30]

20세기 후반의 연구에서 M형 거성은 모두 10밀리등급 이상의 진폭으로 변광성을 띄며, 늦은 K형 거성도 작은 진폭으로 변광성을 띌 가능성이 있다는 것이 밝혀졌다. 이러한 변광성들은 적색거성가지(RGB)의 꼭대기에 가까운 더 밝은 적색 거성 중 하나였다.^[31] 별들은 진폭이 큰 변광성일수록 더 느리게 맥동하는 주기-진폭 관계를 보였다.^[31]

21세기의 미세 렌즈 현상 조사를 통해 매우 작은 진폭의 변광성인 OSARG(OGLE Small Amplitude Red Giant variables)가 발견되었다. OSARG는 몇 천 분의 1 등급의 진폭과 10~100일의 반규칙적인 주기를 가진다. 각 OSARG에 대해 최대 3개의 주기가 게시되어 맥동의 복잡한 조합을 나타냈다. 마젤란 은하에서 수천 개의 OSARG가 빠르게 감지되었다.^[32] 마젤란 은하 OSARG의 약 4분의 1이 긴 2차 주기를 나타낸다.^[33]

RGB OSARG는 특정 질량과 광도의 별에 대한 방사상 맥동 모델의 첫 번째, 두 번째 및 세 번째 배음에 해당하는 세 개의 밀접하게 간격이 있는 주기-광도 관계를 따르지만, 쌍극자 및 사중극자 비방사상 맥동도 존재하여 변동의 반규칙적인 특성을 이끈다.^[34] 확률적 대류가 태양형 진동과 유사한 원인으로 제안되었다.^[32]

RGB 별에서 두 가지 추가 유형의 변동이 발견되었다. 즉, 다른 변동과 연관되어 있지만 수백 또는 수천 일의 주기로 더 큰 진폭을 나타낼 수 있는 긴 2차 주기와 ''타원체'' 변동이다. 긴 2차 주기의 원인은 알려져 있지 않지만, 근접 궤도에서 저질량 동반자와의 상호 작용으로 인해 발생한다는 가설이 제기되었다.^[35] 타원체 변동은 또한 이 경우 궤도를 돌면서 왜곡된 별이 엄격하게 주기적인 변동을 일으키는 접촉 쌍성에서 생성되는 것으로 생각된다.^[36]

참조

_[1] 논문 The parallaxes of 1646 stars derived by the spectroscopic method
_[2] 논문 Spectral Types in Open Clusters
_[3] 논문 Physical Possibilities of Stellar Evolution
_[4] 논문 An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15
_[5] 논문 The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92
_[6] 논문 On the Evolutionary Status of Stars above the Horizontal Branch in Globular Clusters
_[7] 논문 Stellar Evolution Within and off the Main Sequence
_[8] 논문 Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss
_[9] 논문 Evolution of asymptotic giant branch stars
_[10] 논문 Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration
_[11] 간행물 Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems
_[12] 서적 Evolution of Stars and Stellar Populations https://archive.org/[...]
_[13] 논문 Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence
_[14] 논문 Ω Centauri: The Population Puzzle Goes Deeper https://zenodo.org/r[...]
_[15] 논문 The Victoria-Regina Stellar Models: Evolutionary Tracks and Isochrones for a Wide Range in Mass and Metallicity that Allow for Empirically Constrained Amounts of Convective Core Overshooting
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_[17] 논문 Oxygen isotopic ratios in first dredge-up red giant stars and nuclear reaction rate uncertainties revisited
_[18] 논문 The magnitude difference between the main sequence turn off and the red giant branch bump in Galactic globular clusters
_[19] 논문 The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator for Resolved Galaxies
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_[21] 논문 A Bayesian Approach to Locating the Red Giant Branch Tip Magnitude. Ii. Distances to the Satellites of M31
_[22] 논문 Helium variation due to self-pollution among Globular Cluster stars
_[23] 논문 Intermediate-Mass Star Models with Different Helium and Metal Contents
_[24] 논문 Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03
_[25] 논문 New dating of galactic open clusters
_[26] 논문 ISOCAM Observations of Galactic Globular Clusters: Mass Loss along the Red Giant Branch
_[27] 논문 Fundamental Parameters, Integrated Red Giant Branch Mass Loss, and Dust Production in the Galactic Globular Cluster 47 Tucanae
_[28] 논문 Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops
_[29] 논문 The Cepheid mass discrepancy and pulsation-driven mass loss
_[30] 논문 Red variables in the OGLE-II data base – I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the red giant branch of the Large Magellanic Cloud
_[31] 논문 The onset of photometric variability in red giant stars
_[32] 논문 The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period—Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars
_[33] 논문 The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. XV. Long-Period Variables in the Galactic Bulge
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_[35] 논문 Long Secondary Periods in variable red giants
_[36] 학술지 Eccentric ellipsoidal red giant binaries in the LMC: Complete orbital solutions and comments on interaction at periastron