청색왜성
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1. 개요
청색왜성은 적색왜성이 진화하면서 표면 온도가 상승하여 청색광을 더 많이 방출하게 될 것으로 예측되는 이론적인 천체이다. 적색왜성은 질량이 작아 수소 핵융합 속도가 느리며, 내부 대류로 인해 수소를 모두 사용하며 매우 긴 수명을 갖는다. 청색왜성은 아직 관측된 적은 없으며, 수소를 모두 소모한 후 백색왜성으로 변하고, 궁극적으로 흑색왜성이 될 것으로 예상된다.
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2. 적색왜성의 진화
별은 나이가 들면서 광도가 증가하며, 평형을 유지하기 위해 더 많은 에너지를 방출해야 한다. 적색 왜성보다 질량이 큰 별은 크기가 커져 적색 거성이 되어 넓은 표면적을 가지게 된다. 그러나 0.25 태양 질량 미만의 적색 왜성은 팽창하는 대신 표면 온도가 상승하여 복사율이 증가하여 더 많은 청색광과 더 적은 적색광을 방출할 것으로 예측된다. 이는 적색 왜성의 표면층이 온도가 증가해도 크게 불투명해지지 않기 때문에, 별의 내부에서 나오는 고에너지 광자가 흡수되어 더 낮은 온도에서 재방출되지 않고 탈출할 수 있기 때문이다.
청색 왜성은 그 이름에도 불구하고 청색 별이 될 정도로 온도가 충분히 상승하지는 않을 것이다. 별 질량이 0.06 태양 질량에서 0.25 태양 질량 사이인 적색 왜성의 미래 진화에 대한 시뮬레이션이 수행되었다. 시뮬레이션된 질량 중에서 시뮬레이션 종료 시 가장 푸른 청색 왜성은 0.14 태양 질량의 적색 왜성으로 시작하여 약 8600K의 표면 온도로 끝나 A형 청백색 별이 되었다.
적색왜성도 그 주성분은 수소일 것으로 생각된다. 적색왜성은 질량이 적기 때문에 핵융합 반응에 의한 수소 소비 속도가 느리다. 이는 적색왜성의 중심 온도가 부족하여 수소 핵융합을 촉진하는 CNO 사이클을 이용할 수 없는 것 등과 관련이 있다. 또한, 적색왜성 내부의 대류 범위가 별 전체에 걸쳐 있기 때문에 별 전체의 수소를 핵융합에 이용할 수 있어 매우 긴 수명을 가진다. 우주 나이를 고려하면 이 우주에는 아직 청색왜성 단계에 도달한 적색왜성은 존재하지 않는다고 생각된다. 청색왜성의 존재는 어디까지나 이론 모델에 기초하여 예측된 이론상의 형태일 뿐이다.
별은 나이가 들어감에 따라 광도가 증가하며, 평형을 유지하기 위해 더 많은 에너지를 방출해야 한다. 적색왜성보다 밝은 별은 크기가 커져 적색 거성이 되어 넓은 표면적을 가지게 된다. 이에 반해 적색왜성은 팽창하는 대신 온도 상승에 의해 에너지 방출량을 증가시킬 것으로 예측되며, 이로 인해 청색으로 변한다고 여겨진다. 이는 적색왜성의 표층에서는 온도 상승에 의한 불투명화가 현저하게 일어나지 않을 것으로 생각되기 때문이다.
청색왜성은 수소를 완전히 소모한 후 백색 왜성으로 변한다고 생각된다. 그 백색 왜성은 최종적으로, 이것 또한 가설상의 이야기지만 흑색 왜성에 이른다고 생각된다.
2. 1. 청색왜성으로의 변화
별은 나이가 들면서 광도가 증가하고, 더 밝은 별은 평형을 유지하기 위해 더 빠르게 에너지를 방출해야 한다. 적색 왜성보다 질량이 큰 별의 경우, 그에 따른 내부 압력으로 크기가 커져서 표면적이 더 넓은 적색 거성이 된다. 그러나 0.25 태양 질량 미만의 적색 왜성은 팽창하는 대신 표면 온도가 상승하여 복사율이 증가하여 더 많은 청색광과 더 적은 적색광을 방출할 것으로 예측된다. 이는 적색 왜성의 표면층이 온도가 증가해도 크게 불투명해지지 않기 때문에, 별의 내부에서 나오는 고에너지 광자가 흡수되어 더 낮은 온도에서 재방출되지 않고 탈출할 수 있기 때문이다.청색 왜성은 그 이름에도 불구하고 청색 별이 될 정도로 온도가 충분히 상승하지는 않을 것이다. 별 질량이 0.06 태양 질량에서 0.25 태양 질량 사이인 적색 왜성의 미래 진화에 대한 시뮬레이션이 수행되었다.
시뮬레이션된 질량 중에서 시뮬레이션 종료 시 가장 푸른 청색 왜성은 0.14 태양 질량의 적색 왜성으로 시작하여 약 8600K의 표면 온도로 끝나 A형 청백색 별이 되었다.
별은 나이가 들어감에 따라 광도가 증가하며, 평형을 유지하기 위해 더 많은 에너지를 방출해야 한다. 적색왜성보다 밝은 별은 크기가 커져 적색 거성이 되어 넓은 표면적을 가지게 된다. 이에 반해 적색왜성은 팽창하는 대신 온도 상승에 의해 에너지 방출량을 증가시킬 것으로 예측되며, 이로 인해 청색으로 변한다고 여겨진다. 이는 적색왜성의 표층에서는 온도 상승에 의한 불투명화가 현저하게 일어나지 않을 것으로 생각되기 때문이다。
적색왜성도 그 주성분은 수소일 것으로 생각된다. 적색왜성은 질량이 적기 때문에 핵융합 반응에 의한 수소 소비 속도가 느리다. 이는 적색왜성의 중심 온도가 부족하여 수소 핵융합을 촉진하는 CNO 사이클을 이용할 수 없는 것 등과 관련이 있다. 또한, 적색왜성 내부의 대류 범위가 별 전체에 걸쳐 있기 때문에 별 전체의 수소를 핵융합에 이용할 수 있어 매우 긴 수명을 가진다. 우주 나이를 고려하면 이 우주에는 아직 청색왜성 단계에 도달한 적색왜성은 존재하지 않는다고 생각된다. 청색왜성의 존재는 어디까지나 이론 모델에 기초하여 예측된 이론상의 형태일 뿐이다。
청색왜성은 수소를 완전히 소모한 후 백색 왜성으로 변한다고 생각된다。 그 백색 왜성은 최종적으로, 이것 또한 가설상의 이야기지만 흑색 왜성에 이른다고 생각된다.
2. 1. 1. 이론적 모델
별은 나이가 들면서 광도가 증가하고, 더 밝은 별은 평형을 유지하기 위해 더 빠르게 에너지를 방출해야 한다. 적색 왜성보다 질량이 큰 별의 경우, 그에 따른 내부 압력으로 크기가 커져서 표면적이 더 넓은 적색 거성이 된다. 그러나 0.25 태양 질량 미만의 적색 왜성은 팽창하는 대신 표면 온도가 상승하여 복사율이 증가하여 더 많은 청색광과 더 적은 적색광을 방출할 것으로 예측된다. 이는 적색 왜성의 표면층이 온도가 증가해도 크게 불투명해지지 않기 때문에, 별의 내부에서 나오는 고에너지 광자가 흡수되어 더 낮은 온도에서 재방출되지 않고 탈출할 수 있기 때문이다.청색 왜성은 그 이름에도 불구하고 청색 별이 될 정도로 온도가 충분히 상승하지는 않을 것이다. 별 질량이 0.06 태양 질량에서 0.25 태양 질량 사이인 적색 왜성의 미래 진화에 대한 시뮬레이션이 수행되었다.
시뮬레이션된 질량 중에서 시뮬레이션 종료 시 가장 푸른 청색 왜성은 0.14 태양 질량의 적색 왜성으로 시작하여 약 8600K의 표면 온도로 끝나 A형 청백색 별이 되었다.
3. 청색왜성의 종말
청색왜성은 결국 수소 연료를 완전히 소진하고 내부 압력이 다른 연료를 융합하기에 불충분하다고 여겨진다. 융합이 끝나면 더 이상 주계열 "왜성"이 아니며, 이른바 백색 왜성이 된다. 이름과는 달리, 백색 왜성은 주계열 "왜성"도 아니고 별도 아니며, 항성 잔해이다.
이전의 "청색" 왜성들이 축퇴된 비별 백색 왜성이 되면, 최종 수소 융합 단계에서 남은 잔열을 잃으면서 식는다. 냉각 과정 역시 현재 우주 나이보다 훨씬 더 긴, 엄청난 시간을 필요로 한다. 이는 원래의 적색 왜성 단계에서 최종 청색 왜성 단계로 변하는 데 이전에 필요했던 막대한 시간과 유사하다. 항성 잔해 백색 왜성은 결국 냉각되어 흑색 왜성이 될 것이다. (우주는 어떤 항성 잔해라도 "흑색"으로 냉각될 만큼 충분히 오래되지 않았으므로, 흑색 왜성 역시 근거가 있지만, 여전히 가설적인 천체이다.)
또한, 이 왜성들이 생애의 어느 단계에서든 합쳐져 헬륨별과 같은 더 큰 별이 될 가능성도 이론적으로 존재한다.[1] 이러한 별들 역시 궁극적으로 백색 왜성이 될 것이며, 다른 별들처럼 흑색 왜성으로 냉각될 것이다.
청색왜성은 수소를 완전히 소모한 후 백색 왜성으로 변한다고 생각된다. 그 백색 왜성은 최종적으로, 이것 또한 가설상의 이야기지만 흑색 왜성에 이른다고 생각된다.
3. 1. 백색왜성과 흑색왜성
청색왜성은 수소 연료를 완전히 소진하고 내부 압력이 다른 연료를 융합하기에 불충분하면 융합이 끝나면서 더 이상 주계열 "왜성"이 아닌, 이른바 백색 왜성이 된다. 이름과는 달리, 백색 왜성은 주계열 "왜성"도 별도 아니며, 항성 잔해이다.이전의 "청색" 왜성들이 축퇴된 백색 왜성이 되면, 최종 수소 융합 단계에서 남은 잔열을 잃으면서 식는다. 냉각 과정은 현재 우주의 나이보다 훨씬 더 길며, 이는 원래의 적색 왜성 단계에서 최종 청색 왜성 단계로 변하는 데 필요했던 막대한 시간과 유사하다. 항성 잔해 백색 왜성은 결국 냉각되어 흑색 왜성이 된다. 우주는 어떤 항성 잔해라도 "흑색"으로 냉각될 만큼 충분히 오래되지 않았으므로, 흑색 왜성은 가설적인 천체이다.
이 왜성들이 생애의 어느 단계에서든 합쳐져 헬륨별과 같은 더 큰 별이 될 가능성도 이론적으로 존재한다.[1] 이러한 별들 역시 궁극적으로 백색 왜성이 될 것이며, 다른 별들처럼 흑색 왜성으로 냉각될 것이다.
청색왜성은 수소를 완전히 소모한 후 백색 왜성으로 변하며, 그 백색 왜성은 최종적으로 흑색 왜성에 이른다고 생각된다.
4. 별들의 병합
참조
[1]
논문
A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects
1997
[2]
저널
M형 왜성 : 행성 생성 및 긴 진화 시간(''M dwarfs: planet formation and long term evolution'')
http://www3.intersci[...]
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