점근거성가지

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헤르츠스프룽-러셀 도표에서 나타나는 질량에 따른 항성의 진화다. 점근거성가지는 태양 보다 2배 무거운 별의 경우에서 AGB로 표시된다.

점근거성가지(영어: Asymptotic giant branch)는 작거나 중간 정도의 질량을 가진 별의 헤르츠스프룽-러셀 도표 상의 진화 위치이다. 모든 중소 질량 별(0.6-10 태양질량)들은 항성 진화 기간이 일생에서 늦다.

관측적으로, 점근거성가지(AGB) 별은 태양보다 수천배 밝은 적색거성으로 보일 것이다. 그 별의 내부 구조는 중심과 탄소산소의 비활성 핵으로 특징지어진다. 그 곳을 덮는 껍질의 헬륨은 탄소를 형성하는 핵융합(헬륨연소과정)을 겪고있다. 다른 껍질의 수소는 헬륨을 형성하는 핵융합(수소연소과정)을 겪고 있고, 그 밖에 주계열별과 유사한 조성을 가지는 아주 큰 껍질이 있다.[1]

진화[편집]

별의 중심부에서 핵융합 반응으로 수소가 고갈되어버리면 중심핵은 수축하고 온도를 증강시켜 별의 바깥층을 팽창시키고 차갑게 만든다. 별의 광도는 크게 증가하고, HR 도표의 우측 상단 모서리 방향으로 움직이면서 적색거성이 된다. 결국 중심핵의 온도는 약 3×108 K에 이르고, 헬륨섬광(헬륨융합이 폭발적으로 일어나는 현상)이 시작된다. 핵 내부에서 헬륨 연소의 시작은 별 표면의 온도 하강과 광도 증가를 중단시키고 HR 도표에서 좌측 하단 방향으로 움직이게 만든다. 이 단계는 수평가지(항성종족 2) 또는 레드클럼프(항성종족 1)이다. 중심핵에서 헬륨연소가 끝난 후, 별은 HR 도표에서 다시 우측 상단 방향으로 움직인다. 이 과정은 별의 이전 적색거성 경로와 거의 비슷하다. 이런 이유로 이 단계는 점근거성가지라고 이름 붙여졌다. 이 항성 진화 단계에 있는 별은 AGB 별이라고 알려져있다.

AGB 단계[편집]

AGB 단계는 초기 AGB(E-AGB)와 열적 펄스 AGB(TP-AGB), 이 두 부분으로 나뉜다. E-AGB 단계 동안에 주된 에너지원은 거의 탄소와 산소로 구성된 중심핵을 둘러싸는 껍질에서 일어나는 헬륨 융합이다. 이 단계에서 별은 적색거성으로 다시 크게 부풀어 오른다. 이 때 별의 반지름은 1 천문단위만큼 커진다.(~215R).

후에 헬륨 껍질은 연료를 모두 소진하여 TP-AGB가 시작된다. 이제 별은 얇은 껍질에 있는 수소의 융합으로부터 에너지를 얻어낸다. 내부의 헬륨 껍질은 매우 얇기 때문에 안정된 융합이 한정되어 있다. 그러나 만 년에서 10만 년 동안, 수소 껍질의 연소로부터 만들어지는 헬륨으로 보강되는 헬륨 껍질은 결국 폭발적으로 연소 반응을 일으킨다. 이 과정은 헬륨껍질섬광이라 알려져있다. 껍질섬광의 광도는 별의 총 광도의 수천배에 이르지만, 단기간에 기하급수적으로 감소한다. 껍질섬광은 별의 팽창으로 수소껍질의 연소를 멈추게 만들고, 두 껍질 사이의 대에서 강한 대류를 일으킨다. 수소껍질 아래 부근의 헬륨껍질 연소가 일어날 때, 온도가 증가하여 수소융합이 다시 일어나게 된다. 이 과정이 반복된다. 헬륨껍질섬광에 의한 광도의 단기간의 큰 증가가 만드는 수천년 동안 등급의 십분의 얼마의 별의 가시밝기의 변화와 관계 없는 수십일에서 수백일의 주기를 가지는 밝기 변동은 이 유형의 별에서 흔히 볼 수 있다.

열적 펄스를 일으키는 마지막 수백년 동안, 중심핵 영역의 물질들은 바깥층과 섞이게 되고, 표면 구성의 변화가 일어나게 된다. 이 과정은 드레지 업(dredge-up)이라 불린다. 드레지 업으로 인해 AGB 별들은 스펙트럼에서 S-과정을 보여주게 되고, 강한 드레지 업은 탄소별의 형성을 유도할 수 있다. 열적 펄스를 뒤따르는 모든 드레지 업은 세번째 드레지 업(third dredge-up)이라 표현된다. 첫번째 드레지 업은 적색거성가지에서, 두번째 드레지 업은 E-AGB에서 발생한다. 몇몇 경우에서 두번째 드레지 업이 일어나지 않을 수 있지만, 열적 펄스 후의 드레지 업은 여전히 세번째 드레지 업이라고 불리게 될 것이다. 열적 펄스는 처음 얼마 동안은 빠르게 강해진다. 그래서 세번째 드레지 업은 일반적으로 가장 깊은 중심핵의 물질을 표면으로 순환시키게 된다.

AGB 별은 보통 장주기 변광성이고, 항성풍의 발생으로 많은 질량을 잃고 있다. 열적 펄스는 큰 질량의 손실을 유발하고, 그 결과 별주위 외피층을 형성하게 될 것이다. AGB 단계에서 별은 자체의 50-70%에 해당하는 질량을 잃는다.

점근거성의 별주위 외피층[편집]

점근거성의 대규모 질량 손실은 별이 커다란 별주위 외피층(CSE)으로 둘러싸여 있음을 의미한다. 점근거성의 평균 수명이 100만 년이고, 표면 속도가 10 km/s 정도 됨을 감안하면, 별주위 외피층의 최대 반지름이 약 3×1014 km(30 광년)으로 추정될 수 있다. 이는 점근거성에서 방출되는 항성풍 물질들이 성간 매질과 혼합되기 시작할 최대 값이다. 이 지점에서 별과 성간 가스 사이의 속도 차이가 없을 것으로 추정된다. 동역학적으로 가장 흥미로운 일은 항성풍이 시작되고 질량손실률이 밝혀진 별이 꽤 가까이에 있다는 것이다. 별주위 외피층의 바깥 층은 낮은 광학깊이로 관측하기 쉽고 크기가 크기 때문에 화학적으로 흥미로운 과정을 보여준다.

별주위 외피층의 온도는 가스와 먼지의 성질과 가열과 냉각 외에 별의 광구로부터의 낙하거리와 방사거리에 의해서도 추정되는데, 2000-3000 K에 이른다.

Kemper(2000)에 의해 촬영된 AGB 별주위 외피층 표면의 화학적 사진은 아래와 같은 것들을 암시한다.

  1. 광구: Local thermodynamic equilibrium chemistry
  2. 맥동하는 별의 외피층: Shock chemistry
  3. 먼지를 형성하는 구역이다.
  4. 화학적으로 조용하다.
  5. 성간 자외선 복사와 분자광해리 - Complex chemistry

별에서 산소탄소 사이의 구분은 초기에 먼지 형성대에서 내화금속(, 규소, 마그네슘 등)이라 불리는 것들은 가스 단계에서 사라져 먼지 알갱이로 끝을 맞이할 것이라고 알려준다. 새롭게 형성된 먼지는 즉시 표면 촉매 반응을 도울 것이다. 점근거성의 항성풍은 우주의 먼지를 생산하는 주요 원인으로 여겨진다.

점근거성(미라형 변광성OH/IR 별)의 항성풍은 또 메이저 방출의 위치이기도 하다. 분자증폭(masering) 중인 분자로는 일산화규소, 물, 히드록실 라디칼(OH)이 있다.

후에 별은 껍질의 거의 대부분을 잃고, 오직 핵만 남게된다. 이들은 나아가 짧은 수명의 전행성상 성운으로 진화한다. 점근거성 껍질은 최종적으로 행성상 성운이 된다.

후 열적 펄스[편집]

모든 후점근거성의 사분의 일은 회생(born-again)하는 일을 겪는다. 탄소-산소 핵은 이 때 헬륨과 그 바깥 수소의 껍질로 둘러싸여 있다. 만약 헬륨이 다시 연소되어 열적 펄스를 발생하고 별을 빠르게 점근거성으로 되돌려 놓는다면, 수소가 결핍되어 있고, 오직 헬륨만 연소하는 항성 천체가 된다.[2] 열적 펄스가 발생하는 동안에도 별에 수소연소껍질이 있으면, 이 열적 펄스는 후 열적 펄스(late thermal pulse)라고 불리게 된다. 그렇지 않으면 VLTP(very late thermal pulse)라고 불린다.[3]

회생한 별의 바깥 대기는 항성풍을 발생시키고 별을 헤르츠스프룽-러셀 도표를 가로지르는 진화 경로를 한번 더 따르게 만든다. 그러나 이 단계는 매우 짧고, 별이 다시 백색왜성 단계로 진행하기 전에 오직 약 200 년 동안만 지속된다. 관측적으로, 이 후 열적 펄스 단계는 자체가 만든 성운에 한복판에 있다는 점에서 울프-레이에 별과 거의 동일한 것처럼 보인다.[2]

초점근거성[편집]

점근거성으로 진화 가능한 상한 질량에 가까운 별들은 초점근거성이라 별명이 붙여지고, 몇몇 흥미로운 특징을 보여준다. 이들의 질량은 7M에서 9M 또는 10M까지이다.(또는 그보다 클 수 있다.) 이들은 헬륨보다 무거운 원소를 합성하고 있는 더 무거운 초거성으로의 전환 과정에 해당된다. 삼중알파과정을 겪는 동안, 탄소보다 무거운 일부 원소가 생성된다. 대부분 산소지만, 마그네슘네온, 그보다 무거운 원소도 있다. 부분적으로 축퇴된 탄소-산소 핵을 가진 초점근거성은 탄소를 연소하는데 충분하다. 이 때의 섬광은 초기의 헬륨섬광과 유사하다. 두번째 드레지업은 이 질량 범위에서 매우 강하게 일어난다. 핵의 크기는 큰 질량의 초거성에서 발생하는 네온의 연소를 위해 요구되는 수준보다 낮은 수준으로 유지하게 된다. 열적 펄스의 크기와 세번째 드레지업은 작은 질량의 별과 비교했을 때 줄어들었다. 대신에 열적 펄스의 발생 빈도는 극적으로 증가한다. 일부 초점근거성은 전자포획 초신성으로써 폭발하게 된다. 그러나 대부분은 산소-네온 백색왜성으로 끝을 맞이하게 된다. 이 별들은 보다 큰 질량의 초거성보다 더 흔하다. 이들은 여태껏 관측된 초신성의 큰 부분을 차지할 것이다. 이들 초신성으로 관측된 예는 추론에 의존한 모형의 귀중한 검증 수단으로 제공된다.

같이 보기[편집]

참조[편집]

  1. Lattanzio J. and Forestini, M. (1998), Nucleosynthesis in AGB Stars, IAU Symposium on AGB Stars, Montpellier
  2. Aerts, C.; Christensen-Dalsgaard, J.; Kurtz, D. W. (2009). 《Asteroseismology》, Astronomy and Astrophysics Library. Springer, 37–38쪽. ISBN 1-4020-5178-6
  3. (July 24–25, 2001) 《Observational aspects of pulsating B and A stars: proceedings of a workshop》, Astronomical Society of the Pacific conference series 256. University of Brussels, Brussels, Belgium,: Astronomical Society of the Pacific, 238쪽. ISBN 1-58381-096-X

바깥 고리[편집]