맨위로가기

준거성

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
목차

1. 개요

준거성은 절대 등급이 +2.5에서 +4 사이인 G형 및 초기 K형 별로 정의되며, 예르케스 분광형 체계에서 광도 등급 IV로 표시된다. 이들은 태양과 같은 주계열성과 알데바란과 같은 거성 사이의 별로, 별의 진화 단계 중 하나인 준거성 가지를 거치며, 핵에서 수소 융합을 멈추고 핵이 붕괴되기 시작하면서 나타난다. 준거성은 H-R 도표에서 주계열성보다 위에, 거성보다 아래에 위치하며, 질량에 따라 진화 과정과 특징이 다르다. 일부 변광성, 행성들이 준거성 주위를 공전하는 것으로 알려져 있다.

더 읽어볼만한 페이지

  • 광도분류에 따른 항성의 형태 - 초거성
    초거성은 태양 질량의 8배 이상, 태양 광도의 수천 배에서 수백만 배에 이르는 밝고 큰 별로, 스펙트럼과 온도에 따라 청색, 황색, 적색 초거성으로 나뉘며 낮은 표면 중력과 특이 스펙트럼을 보이고, II형 초신성의 원형이 되는 항성 진화의 특정 단계를 나타낸다.
  • 광도분류에 따른 항성의 형태 - 주계열
    주계열은 별의 진화 단계 중 하나로, 중심핵에서 수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하며, 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 별의 분류와 특성을 연구하는 데 중요한 역할을 한다.
  • 준거성 - 알골
    페르세우스자리의 삼중성계 알골은 주성 알골 A와 반성 알골 B가 서로를 가리는 식쌍성으로 주기적인 밝기 변화를 보이며, 세 번째 별 알골 C가 이 쌍성계를 공전하고, 예로부터 불길한 징조로 여겨졌을 뿐 아니라 항성 진화 이론에서 '알골 역설'을 야기하는 천체로 알려져 있다.
  • 준거성 - 세페우스자리 감마
    세페우스자리 감마는 66.8년 주기로 공전하는 쌍성계로, 오렌지색 준거성 감마 A(Errai)와 적색 왜성 감마 B로 구성되어 있으며, 주성 감마 A는 미래의 북극성 후보이자 외계 행성 타드모르(감마 Cephei Ab)를 거느리고 있고, 이 행성은 외계 행성 최초 발견 사례 중 하나로 '타드모르'라는 고유 명칭을 얻었다.
  • 헤르츠스프룽-러셀 분류 - 헤르츠스프룽-러셀 도표
    헤르츠스프룽-러셀 도표(HR도표)는 항성의 광도와 표면 온도 관계를 나타내는 그래프로, 항성의 분류, 진화 단계, 물리적 특성을 이해하는 데 필수적인 도구이며, 주계열성, 거성, 초거성 등 다양한 항성의 종류와 분포를 보여주며 항성물리학 발전에 기여한다.
  • 헤르츠스프룽-러셀 분류 - 초거성
    초거성은 태양 질량의 8배 이상, 태양 광도의 수천 배에서 수백만 배에 이르는 밝고 큰 별로, 스펙트럼과 온도에 따라 청색, 황색, 적색 초거성으로 나뉘며 낮은 표면 중력과 특이 스펙트럼을 보이고, II형 초신성의 원형이 되는 항성 진화의 특정 단계를 나타낸다.
준거성
별의 진화 단계
진화 단계주계열성에서 거성으로 진화하는 중간 단계
특징
위치헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 주계열과 거성 사이에 위치
질량태양 질량의 약 0.8배에서 2배 사이
핵수소 핵융합 반응을 멈추고 헬륨 핵으로 구성
외피수소 핵융합 반응이 껍질 형태로 발생
광도 및 크기주계열성보다 밝고 크지만, 거성보다는 작음
진화 과정
주계열 단계 종료중심핵의 수소 고갈
수소 껍질 연소핵 바깥 층에서 수소 핵융합 시작, 별의 팽창과 표면 온도 감소 유발
헬륨 섬광충분한 온도 도달 시 헬륨 핵융합 시작 (질량이 작은 별의 경우)
예시
대표적인 별프로키온, 알페카
참고
관련 용어준왜성, 거성, 주계열성

2. 예르케스 광도분류 IV

절대 등급이 +2.5에서 +4 사이인 G형 및 초기 K형 별에 대해 1930년에 처음으로 서브자이언트(준거성)라는 용어가 사용되었다.[1] 이들은 태양과 같은 주계열성과 알데바란과 같은 거성 사이의 별들로 인식되었지만, 주계열성이나 거성보다는 그 수가 적었다.[1]

예르케스 분광형 체계는 별의 온도를 나타내는 문자와 숫자 조합(예: A5, M1)과 광도를 나타내는 로마 숫자를 사용하는 2차원 체계이다. 광도 등급 IV는 주계열성(광도 등급 V)과 적색 거성(광도 등급 III) 사이에 있는 서브자이언트를 나타낸다.

분광 광도 등급을 결정하는 일반적인 방법은 유사한 스펙트럼을 가진 표준 별과 비교하는 것이다. 많은 선 비율과 프로파일이 중력에 민감하므로 유용한 광도 지표가 되지만, 각 분광형에 가장 유용한 분광학적 특징은 다음과 같다.[3][2]


  • O: 질소(질소/N영어)III 방출 및 헬륨(헬륨/He영어)II 흡수의 상대적 강도. 강한 방출은 더 밝음을 의미한다.
  • B: 발머선 선 프로파일과 산소(산소/O영어)II 선의 강도.
  • A: 발머선 선 프로파일. 넓은 날개는 덜 밝음을 의미한다.
  • F: 철(철/Fe영어), 티타늄(티타늄/Ti영어), 스트론튬(스트론튬/Sr영어)의 선 강도.
  • G: 스트론튬(스트론튬/Sr영어) 및 철(철/Fe영어) 선 강도, 칼슘(칼슘/Ca영어)의 H선, K선 날개 폭.
  • K: 칼슘(칼슘/Ca영어)의 H선, K선 프로파일, 스트론튬(스트론튬/Sr영어)/철(철/Fe영어) 선 비율, MgH 및 TiO 선 강도.
  • M: 422.6 nm Ca 선과 TiO 띠의 강도.


모건과 키넌은 2차원 분류 체계를 정립하면서 광도 등급 IV의 별의 예시를 나열했다.[3]

  • B0: γ 카시오페이아이, δ 전갈자리
  • B0.5: β 전갈자리
  • B1: ο 페르세이, β 세페이
  • B2: γ 오리온자리, π 전갈자리, θ 뱀주인자리, λ 전갈자리
  • B2.5: γ 페가시, ζ 카시오페이아이
  • B3: ι 헤르쿨리스
  • B5: τ 헤르쿨리스
  • A2: β 마차부자리, λ 큰곰자리, β 뱀자리
  • A3: δ 헤르쿨리스
  • F2: δ 쌍둥이자리, ζ 뱀자리
  • F5: 프로키온, 110 헤르쿨리스
  • F6: τ 목동자리, θ 목동자리, γ 뱀자리
  • F8: 50 안드로메다, θ 용자리
  • G0: η 목동자리, ζ 헤르쿨리스
  • G2: μ2 게자리
  • G5: μ 헤르쿨리스
  • G8: β 뱀자리
  • K0: η 세페이
  • K1: γ 세페이


이후의 분석에 따르면 이들 중 일부는 쌍성에서 혼합된 스펙트럼이고 일부는 가변성이 있었으며, 표준은 훨씬 더 많은 별로 확장되었지만, 원래 별 중 많은 수가 여전히 서브자이언트 광도 등급의 표준으로 간주된다. O형 별과 K1보다 차가운 별은 서브자이언트 광도 등급을 받는 경우가 드물다.[4]

2. 1. 분광형별 특징

절대 등급이 +2.5에서 +4 사이인 G형 및 초기 K형 별에 대해 1930년에 처음으로 서브자이언트(준거성)라는 용어가 사용되었다.[1] 이들은 태양과 같은 주계열성과 알데바란과 같은 거성 사이의 별들로 인식되었지만, 주계열성이나 거성보다는 그 수가 적었다.[1]

예르케스 분광형 체계는 별의 온도를 나타내는 문자와 숫자 조합(예: A5, M1)과 광도를 나타내는 로마 숫자를 사용하는 2차원 체계이다. 광도 등급 IV는 주계열성(광도 등급 V)과 적색 거성(광도 등급 III) 사이에 있는 서브자이언트를 나타낸다.[3]

분광 광도 등급을 결정하는 일반적인 방법은 유사한 스펙트럼을 가진 표준 별과 비교하는 것이다. 각 분광형에 따른 유용한 분광학적 특징은 다음과 같다.[3][2]

  • O: 질소(N)III 방출 및 헬륨(He)II 흡수의 상대적 강도. 강한 방출은 더 밝음을 의미한다.
  • B: 발머선 선 프로파일과 산소(O)II 선의 강도.
  • A: 발머선 선 프로파일. 넓은 날개는 덜 밝음을 의미한다.
  • F: 철(Fe), 티타늄(Ti), 스트론튬(Sr)의 선 강도.
  • G: 스트론튬(Sr) 및 철(Fe) 선 강도, 칼슘(Ca)의 H선, K선 날개 폭.
  • K: 칼슘(Ca)의 H선, K선 프로파일, 스트론튬(Sr)/철(Fe) 선 비율, MgH 및 TiO 선 강도.
  • M: 422.6 nm Ca 선과 TiO 띠의 강도.


모건과 키넌은 광도 등급 IV인 별의 예시를 다음과 같이 제시했다.[3]

  • B0: γ 카시오페이아이, δ 전갈자리
  • B0.5: β 전갈자리
  • B1: ο 페르세이, β 세페이
  • B2: γ 오리온자리, π 전갈자리, θ 뱀주인자리, λ 전갈자리
  • B2.5: γ 페가시, ζ 카시오페이아이
  • B3: ι 헤르쿨리스
  • B5: τ 헤르쿨리스
  • A2: β 마차부자리, λ 큰곰자리, β 뱀자리
  • A3: δ 헤르쿨리스
  • F2: δ 쌍둥이자리, ζ 뱀자리
  • F5: 프로키온, 110 헤르쿨리스
  • F6: τ 목동자리, θ 목동자리, γ 뱀자리
  • F8: 50 안드로메다, θ 용자리
  • G0: η 목동자리, ζ 헤르쿨리스
  • G2: μ2 게자리
  • G5: μ 헤르쿨리스
  • G8: β 뱀자리
  • K0: η 세페이
  • K1: γ 세페이


이후 분석에서 일부는 쌍성에서 혼합된 스펙트럼을 보이거나 변광성이 있는 것으로 밝혀졌으며, 표준 별은 더 많은 별로 확장되었다. 그러나 원래 별 중 많은 수는 여전히 서브자이언트 광도 등급의 표준으로 간주된다. O형 별과 K1보다 차가운 별은 서브자이언트 광도 등급을 받는 경우가 드물다.[4]

2. 2. 대표적인 준거성 (예르케스 분류)

예르케스 분광형 체계는 별의 온도를 나타내는 문자 및 숫자 조합(예: A5, M1)과 광도를 나타내는 로마 숫자를 사용하는 2차원 체계이다. 광도 등급 IV는 주계열성(광도 등급 V)과 적색 거성(광도 등급 III) 사이에 있는 준거성을 나타낸다.[1]

분광 광도 등급 결정은 유사한 스펙트럼을 가진 표준 별과 비교하여 이루어진다. 각 분광형에 따른 유용한 광도 지표는 다음과 같다:[3][2]

  • O: 질소 (N) III 방출 및 헬륨 (He) II 흡수의 상대적 강도. 강한 방출은 더 밝음을 의미.
  • B: 발머선 선 프로파일과 산소 (O) II 선의 강도.
  • A: 발머선 선 프로파일. 넓은 날개는 덜 밝음을 의미.
  • F: 철 (Fe), 티타늄 (Ti), 스트론튬 (Sr)의 선 강도.
  • G: 스트론튬 (Sr) 및 철 (Fe) 선 강도, 칼슘 (Ca), H선 및 K선의 날개 폭.
  • K: 칼슘 (Ca), H선, K선 프로파일, 스트론튬 (Sr)/철 (Fe) 선 비율, MgH 및 TiO 선 강도.
  • M: 422.6 nm Ca 선과 TiO 띠의 강도.


모건과 키넌은 광도 등급 IV에 해당하는 별의 예시를 다음과 같이 제시했다:[3]

  • B0: γ 카시오페이아이, δ 전갈자리
  • B0.5: β 전갈자리
  • B1: ο 페르세이, β 세페이
  • B2: γ 오리온자리, π 전갈자리, θ 뱀주인자리, λ 전갈자리
  • B2.5: γ 페가시, ζ 카시오페이아이
  • B3: ι 헤르쿨리스
  • B5: τ 헤르쿨리스
  • A2: β 마차부자리, λ 큰곰자리, β 뱀자리
  • A3: δ 헤르쿨리스
  • F2: δ 쌍둥이자리, ζ 뱀자리
  • F5: 프로키온, 110 헤르쿨리스
  • F6: τ 목동자리, θ 목동자리, γ 뱀자리
  • F8: 50 안드로메다, θ 용자리
  • G0: η 목동자리, ζ 헤르쿨리스
  • G2: μ2 게자리
  • G5: μ 헤르쿨리스
  • G8: β 뱀자리
  • K0: η 세페이
  • K1: γ 세페이


이후 일부 별은 쌍성에서 혼합된 스펙트럼을 보이거나 변광성이 있는 것으로 밝혀졌으며, 표준 별은 더 많은 별로 확장되었다. O형 별과 K1보다 차가운 별은 준거성 광도 등급을 받는 경우가 드물다.[4]

3. 준거성 가지 (Subgiant branch)

항성 진화 궤적: 궤적은 훅과 헤르츠스프룽 간극을 가로지르는 준거성 가지를 보여준다. 궤적은 훅과 두드러진 준거성 가지를 보여준다. 낮은 질량의 궤적은 매우 짧고 오래 지속되는 준거성 가지를 보여준다.


준거성 가지는 중간 질량의 별이 진화하는 단계 중 하나이다. 준거성 분광형의 별이 항상 진화적 준거성 가지에 있는 것은 아니며, 그 반대의 경우도 마찬가지다. 예를 들어, FK 머리털자리와 31 머리털자리 별은 모두 헤르츠스프룽 간극에 위치하며 진화적 준거성일 가능성이 높지만, 둘 다 종종 거성 광도 등급으로 분류된다.[5] 분광형 분류는 금속 함량, 자전, 특이한 화학적 특성 등에 의해 영향을 받을 수 있다. 태양과 같은 별에서 준거성 가지의 초기 단계는 내부 변화의 외부적인 징후가 거의 없이 길어진다. 진화적 준거성을 식별하는 한 가지 방법은 준거성에서 고갈되는 리튬과 같은 화학적 풍부함,[5] 및 코로나 방출 강도이다.[6]

주계열성의 핵에 남아 있는 수소의 비율이 감소함에 따라, 핵의 온도가 증가하고 융합 속도가 증가한다. 이것은 별이 나이가 들어감에 따라 서서히 더 높은 광도로 진화하게 하고, 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 주계열 띠를 넓힌다.

주계열성이 핵에서 수소 융합을 멈추면, 핵은 자체 무게에 의해 붕괴되기 시작한다. 이것은 핵의 온도를 증가시키고, 핵 바깥의 껍질에서 수소가 융합하여 핵 수소 연소보다 더 많은 에너지를 제공한다. 저질량 및 중간 질량 별은 약 5,000 K까지 팽창하고 냉각되어 적색 거성 가지라고 알려진 단계에서 광도가 증가하기 시작한다. 주계열에서 적색 거성 가지로의 전환을 준거성 가지라고 한다. 준거성 가지의 모양과 지속 시간은 별의 내부 구조의 차이로 인해 질량이 다른 별마다 다르다.

3. 1. 질량에 따른 진화

3. 1. 1. 매우 낮은 질량의 별 (0.4 태양질량 미만)

약 0.4 태양질량보다 질량이 작은 적색 왜성은 별의 대부분에서 대류 현상이 일어난다. 이러한 별들은 거의 전체가 헬륨으로 변환될 때까지 핵에서 수소 융합을 계속하며, 준거성으로 진화하지 않는다. 이러한 질량의 별들은 현재 우주의 나이보다 훨씬 긴 주계열성 수명을 갖는다.[7]

3. 1. 2. 0.4 ~ 0.9 태양질량

구상 성단 M5의 H-R 다이어그램으로, 태양보다 약간 덜 질량을 가진 별들의 짧지만 밀집된 준거성 가지를 보여준다.


태양 질량의 40% 이상인 별들은 중심에서 바깥쪽으로 강한 온도 기울기를 가진 비대류 핵을 가지고 있다. 별의 핵에서 수소를 소진하면 중심 핵을 둘러싼 수소 껍질은 중단 없이 계속해서 융합한다. 이 시점에서 별은 외부에서는 거의 변화가 보이지 않지만 준거성으로 간주된다.[11] 융합하는 수소 껍질이 질량을 헬륨으로 변환함에 따라 대류 효과는 헬륨을 핵으로 분리하여 거의 순수한 헬륨 플라스마로 비융합 핵의 질량을 매우 천천히 증가시킨다. 이 과정에서 융합하는 수소 껍질은 점차 바깥쪽으로 확장되어 별의 외부 껍질 크기를 주계열성에 있을 때 원래 별 반경의 2~10배까지 준거성 크기로 증가시킨다. 별의 외부층이 준거성 크기로 확장되면 수소 껍질 융합으로 생성되는 에너지 증가와 거의 균형을 이루어 별이 표면 온도를 거의 유지하게 된다. 이로 인해 별 질량 범위의 하단에서 별의 스펙트럼 등급이 거의 변경되지 않는다. 에너지를 방출하는 준거성 표면적은 행성 궤도가 액체 물을 형성할 범위에 있는 잠재적인 생명 가능 지대가 행성계 밖으로 훨씬 더 멀리 이동할 정도로 크다. 구의 표면적은 4πr2로 구해지므로, 2의 반경을 가진 구는 표면에서 400%의 에너지를 방출하고 10의 반경을 가진 구는 10000%의 에너지를 방출한다.

헬륨 핵 질량은 쇤베르크-찬드라세카르 한계보다 낮으며 융합하는 수소 껍질과 열적 평형을 유지한다. 질량이 계속 증가하고 수소 껍질이 바깥쪽으로 이동함에 따라 별은 매우 천천히 팽창한다. 껍질에서 나오는 에너지 출력의 증가는 별의 외피를 팽창시키는 데 사용되며 광도는 대략 일정하게 유지된다. 이러한 별들의 준거성 가지는 짧고 수평적이며 밀집되어 있으며, 매우 오래된 성단에서 볼 수 있다.[11]

10억 년에서 80억 년 후, 헬륨 핵은 자체 무게를 지탱하기에는 질량이 너무 커져 퇴화된다. 온도가 상승하고, 수소 껍질의 융합 속도가 증가하고, 외부 층이 강하게 대류하며, 광도가 대략 동일한 유효 온도에서 증가한다. 별은 이제 적색 거성 가지에 있다.[7]

3. 1. 3. 1 ~ 8 태양질량

별의 질량이 태양보다 크면 주계열성에서 대류 핵을 갖는다. 이들은 전체 대류 영역에서 수소를 소모하기 전에 더 큰 헬륨 핵을 발달시켜 별의 더 큰 부분을 차지한다. 별 내부의 핵융합은 완전히 중단되고 핵은 수축하여 온도가 상승하기 시작한다. 별 전체가 수축하고 온도가 상승하며, 핵융합이 없는데도 불구하고 복사 광도는 실제로 증가한다. 이러한 현상은 핵이 껍질에서 수소를 점화할 만큼 뜨거워지기 전까지 수백만 년 동안 지속되며, 이는 온도 및 광도 증가를 되돌리고 별이 팽창하고 냉각되기 시작한다. 이 "갈고리"는 일반적으로 주계열성의 끝이자 이러한 별들의 준거성 분기의 시작으로 정의된다.[11]

약 2 M_☉ 미만의 별의 핵은 여전히 ​​쇤베르크-찬드라세카르 한계 미만이지만, 수소 껍질 핵융합은 핵의 질량을 그 한계를 넘어서 빠르게 증가시킨다. 더 질량이 큰 별들은 주계열성을 벗어날 때 이미 쇤베르크-찬드라세카르 질량 이상의 핵을 가지고 있다. 별이 갈고리를 보이고 쇤베르크-찬드라세카르 한계 이상의 핵을 가지고 주계열성을 벗어나는 정확한 초기 질량은 금속량과 대류 핵에서의 대류 오버슛 정도에 따라 달라진다. 낮은 금속량은 낮은 질량 핵의 중심 부분에서도 대류적으로 불안정하게 만들고, 오버슛은 수소가 소진될 때 핵이 더 커지도록 한다.[7]

핵이 C-R 한계를 초과하면 더 이상 수소 껍질과 열적 평형을 유지할 수 없다. 핵은 수축하고 별의 외부층은 팽창하고 냉각된다. 외부 외피를 팽창시키는 에너지는 복사 광도를 감소시킨다. 외부층이 충분히 냉각되면 불투명해지고 핵융합 껍질 외부에서 대류가 시작되도록 한다. 팽창이 멈추고 복사 광도가 증가하기 시작하며, 이는 이러한 별들의 적색거성 분기의 시작으로 정의된다. 초기 질량이 약 1–2 M_☉인 별들은 이 시점 전에 축퇴된 헬륨 핵을 발달시킬 수 있으며, 이는 별이 더 낮은 질량의 별과 마찬가지로 적색 거성 분기에 진입하게 한다.[7]

핵 수축 및 외피 팽창은 매우 빠르게 일어나 수백만 년밖에 걸리지 않는다. 이 시간 동안 별의 온도는 주계열성 값인 6,000–30,000 K에서 약 5,000 K로 냉각될 것이다. 이러한 진화 단계에서 비교적 적은 수의 별이 관측되며, 이는 헤르츠스프룽 갭이라고 알려진 H–R도에서 나타나는 현상이다. 이 갭은 수억에서 수십억 년 된 성단에서 가장 뚜렷하게 나타난다.[8]

3. 1. 4. 무거운 별 (8 태양질량 이상)

8~12 태양질량 이상, 금속 함량에 따라, 별들은 CNO 순환 융합으로 인해 주계열성에서 뜨겁고 거대한 대류핵을 갖는다. 수소 껍질 융합과 그에 이은 핵 헬륨 융합은 별이 적색 거성 가지에 도달하기 전에 핵 수소 고갈 직후에 시작된다. 예를 들어 초기 B형 주계열성인 이러한 별들은 초거성이 되기 전에 짧고 축소된 준거성 가지를 경험한다. 또한 이 전환 기간 동안 거성 분광 광도 등급이 지정될 수도 있다.[9]

매우 거대한 O형 주계열성에서는 주계열성에서 거성을 거쳐 초거성으로의 전환이 매우 좁은 온도와 광도 범위에서 발생하며, 때로는 핵 수소 융합이 끝나기도 전에 발생하며, 준거성 등급은 거의 사용되지 않는다. O형 별의 표면 중력, log(g) 값은 거성의 경우 약 3.6 cgs이고, 왜성의 경우 3.9이다.[10] 비교를 위해 K형 별의 일반적인 log(g) 값은 1.59 (알데바란) 및 4.37 (센타우루스자리 알파 B)이며, log(g)가 3.47인 η 페르세이와 같은 준거성을 분류할 수 있는 충분한 여지가 있다. 거대한 준거성 별의 예로는 θ2 오리온 A와 δ 원반 시스템의 주성인 둘 다 질량이 20 태양질량 이상인 O형 별이 있다.

3. 2. 물리적 성질

다음 표는 태양 금속 함량(Z = 0.02)을 가진 서로 다른 초기 질량의 별에 대한 주계열(MS)과 준거성 가지(SB)의 일반적인 수명과, 핵심 수소 고갈과 껍질 연소 시작 사이의 훅 지속 시간을 보여준다.[11] 또한 각 별에 대한 준거성 가지의 시작과 끝에서 헬륨 핵 질량, 표면 유효 온도, 반지름 및 광도도 표시된다.[11] 준거성 가지의 끝은 핵이 축퇴되거나 광도가 증가하기 시작할 때로 정의된다.[11]

질량
()		MS (Gyr)훅 (Myr)SB
(Myr)		시작끝예시
He 핵 ()Teff (K)반지름 ()광도 ()He 핵 ()Teff (K)반지름 ()광도 ()
0.658.8N/A5,1000.047style="background-color:#"|4,7630.90.30.104,6341.20.6"|5,7661.21.50.135,0342.02.2태양
2.01.210220.240style="background-color:#"|7,4903.636.60.255,2205.419.6시리우스
5.00.10.4150.806style="background-color:#"|14,5446.31,571.40.834,73743.8866.0알카이드



일반적으로 금속 함량이 낮은 별은 금속 함량이 높은 별보다 작고 뜨겁다.[11] 준거성의 경우, 이는 주계열 이탈점에서 다른 연령과 핵 질량에 의해 복잡해진다.[11] 금속 함량이 낮은 별은 주계열을 떠나기 전에 더 큰 헬륨 핵을 발달시키므로 질량이 낮은 별은 준거성 가지의 시작 부분에서 훅을 보인다.[11] Z=0.001 (극단적인 제 II족 별) 1 태양 질량() 별의 주계열 끝에서 헬륨 핵 질량은 Z=0.02 (제 I족 별) 별의 거의 두 배이다.[11] 또한 금속 함량이 낮은 별은 준거성 가지의 시작 부분에서 1,000 K 이상 더 뜨겁고 광도가 두 배 이상이다.[11] 온도의 차이는 준거성 가지의 끝에서 덜 뚜렷하지만, 금속 함량이 낮은 별은 더 크고 광도가 거의 네 배이다.[11] 다른 질량의 별의 진화에서도 유사한 차이가 있으며, 적색 거성 가지에 도달하는 대신 초거성이 될 별의 질량과 같은 주요 값은 금속 함량이 낮을수록 낮다.[11]

4. H-R 도표에서의 준거성

전체 히파르코스 목록의 H-R도


헤르츠스프룽-러셀 도표(H-R도)는 별의 온도 또는 분광형을 x축으로, 절대 등급 또는 광도를 y축으로 하는 산점도이다. 모든 별의 H-R 도표는 대부분의 별을 포함하는 뚜렷한 대각선 주계열 띠, 상당수의 적색 거성 (그리고 충분히 희미한 별이 관측되면 백색 왜성)을 보여주며, 도표의 다른 부분에는 상대적으로 적은 수의 별이 존재한다.

준거성은 주계열성보다 위에 (즉, 더 밝게) 위치하며 거성보다 아래에 위치한다. 대부분의 H-R 도표에서 준거성은 비교적 적은데, 준거성으로 보내는 시간이 주계열성 또는 거성으로 보내는 시간보다 훨씬 적기 때문이다. 뜨거운 B형 준거성은 주계열성과 거의 구별되지 않지만, 더 차가운 준거성은 차가운 주계열성과 적색 거성 사이의 비교적 큰 간극을 채운다. 분광형 K3보다 아래에서는 주계열성과 적색 거성 사이의 영역이 완전히 비어 있으며, 준거성이 존재하지 않는다.[3]

별의 진화 궤적은 H-R 도표에 표시될 수 있다. 특정 질량에 대해, 이것들은 별의 일생 동안 위치를 추적하며, 초기 주계열 위치에서 준거성 분지를 따라 거성 분지까지의 궤적을 보여준다. H-R 도표가 성단과 같이 모두 같은 나이를 가진 별 그룹에 대해 그려질 때, 준거성 분지는 주계열 이탈점과 적색 거성 분지 사이의 별 띠로 나타날 수 있다. 준거성 분지는 1–8 별이 주계열에서 진화하여 사라질 정도로 성단이 충분히 오래되었을 때만 볼 수 있으며, 이는 수십억 년이 필요하다. ω 센타우리와 같은 구상 성단과 M67과 같은 오래된 산개 성단은 그들의 색등급도에서 뚜렷한 준거성 분지를 보여줄 정도로 충분히 오래되었다. ω 센타우리는 실제로 아직 완전히 이해되지 않은 이유로 몇 개의 분리된 준거성 분지를 보여주지만, 성단 내에서 다른 나이의 별 집단을 나타내는 것으로 보인다.[13]

주계열 이탈점과 적색 거성 분지 사이의 준거성 분지를 보여주는 오래된 산개성단, 젊은 M67 이탈점에 고리가 있음
[12]

5. 변광성

여러 유형의 변광성에는 준거성이 포함된다.[14]


  • 베타 세페이 변광성, 초기 B형 주계열성 및 준거성
  • 느리게 맥동하는 B형 별, 중후기 B형 주계열성 및 준거성
  • 델타 방패자리 변광성, 후기 A형 및 초기 F형 주계열성 및 준거성


태양보다 더 질량이 큰 준거성은 세페이드 변광성 불안정대를 통과하는데, 이는 블루 루프에서 나중에 다시 대역을 통과할 수 있기 때문에 ''첫 번째 통과''라고 불린다. 2 – 3 태양 질량 범위에서 이는 β Cas와 같은 델타 방패자리 변광성을 포함한다.[14] 더 높은 질량에서 별은 불안정대를 통과하면서 고전 세페이드 변광성으로 맥동하지만, 질량이 큰 준거성 진화는 매우 빠르며 예를 감지하기 어렵다. SV 여우자리는 첫 번째 통과 시 준거성으로 제안되었지만[15] 나중에 두 번째 통과 시에 있는 것으로 결정되었다.[16]

6. 행성

카파 안드로메다 b,[17] 케플러-36 b와 c,[18][19] TOI-4603 b,[20] HD 224693 b가 준거성 주위를 공전하는 행성으로 알려져 있다.[21]

7. 더불어민주당과 과학기술

8. 각주

참조

[1] 논문 The age of the oldest stars in the local galactic disk from ''Hipparcos'' ''Parallaxes'' of G and K subgiants
[2] 서적 Stellar Spectral Classification Princeton University Press
[3] 서적 An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classification University of Chicago Press
[4] 논문 A list of MK standard stars
[5] 논문 Lithium and rotation on the subgiant branch. I. Observations and spectral analysis
[6] 논문 The Coronae of Moderate-Mass Giants in the Hertzsprung Gap and the Clump
[7] 논문 Evolution of Stars and Stellar Populations https://archive.org/[...]
[8] 논문 Comparative studies of young open clusters. III – Empirical isochronous curves and the zero age main sequence
[9] 논문 Comprehensive analytic formulae for stellar evolution as a function of mass and metallicity
[10] 논문 A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars
[11] 논문 Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03
[12] 논문 WIYN Open Cluster Study. III. The Observed Variation of the Red Clump Luminosity and Color with Metallicity and Age
[13] 논문 The subgiant branch ofω Centauri seen through high-resolution spectroscopy
[14] 논문 A Far-Ultraviolet Study of the Bright Delta Scuti Variable Beta Cassiopeia
[15] 논문 SV Vulpeculae: A first crossing Cepheid?
[16] 논문 On the crossing mode of the long-period Cepheid SV Vulpeculae
[17] 웹사이트 Astronomers Take a Picture of a Planet Orbiting Another Star http://www.slate.com[...] 2018-02-01
[18] 논문 Kepler-36: A Pair of Planets with Neighboring Orbits and Dissimilar Densities 2012-08-03
[19] 논문 Diffuser-Assisted Infrared Transit Photometry for Four Dynamically Interacting \textit{Kepler} Systems 2020-02-13
[20] 논문 Discovery of a massive giant planet with extreme density around the sub-giant star TOI-4603 https://www.aanda.or[...] 2023-04-01
[21] 웹사이트 Planet HD 224693 b https://exoplanet.eu[...] 2018-02-01
[22] 서적 シリーズ現代の天文学別巻 天文学辞典 日本評論社
[23] 간행물 천문학용어집 한국천문학회


본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.

문의하기 : help@durumis.com