"적색왜성"의 두 판 사이의 차이

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일반적인 항성모델에 따르면 적색왜성이 태양질량의 0.35배보다 작으면 , 중심부에서 표면으로 에너지의 수송은 대류성을 띠게 된다. 적색왜성 내부의 [[수소]]가 소진되면 [[중심핵]]은 수축한다. 이 수축에서 발생하는 [[중력]]은 [[열]]로 치환되며, 이 열에너지는 [[대류작용]]으로 별 전체에 전달된다.
 
적색왜성은 내부의 에너지를 대류작용에 의하여 표면으로 옮긴다. 대류작용은 항성의 내부가 '[[불투명]]한 상태'이기 때문에 일어난다. 이는 항성 내부가 온도에 비하여 상대적으로 밀도가 높다는 뜻이다. 그 결과 항성 표면까지 복사과정으로 [[광자]]가 움직이기 힘들어진다. 따라서 적색왜성의 내부 에너지전달은 복사과정보다 대류과정의 형태를 띠게 되는데, 그 이유는 적색왜성의 물리적 상태하에서는 대류작용이 보다 효율적인 과정이기 때문이다. 적색왜성의 수소가 연소됨에 따라 핵융합반응 비율은 줄어들게 되고 중심부는 수축하기 시작한다. 중력에너지는 수축에너지가 열에너지로 바뀌면서 생기게 되며, 이는 대류작용을 통해서 옮겨지게 되는것이다. 참고로 적색왜성의 질량이 0.35배보다 크다면 모든부분이 대류작용이 일어나지 않는부분이 생길 수 있다.
 
특히 후기의 적색왜성은 대류작용에 전적으로 의존하기 때문에 [[헬륨]]이 중심핵 부분에 축적되지 않는다. 따라서 적색왜성은 주계열에서 떠나기 전까지, 자신이 가진 수소를 태양같은 큰 별과 비교할 때 알뜰하게 소진할 수 있다. 이로 말미암아 적색왜성은 매우 오래 산다. 질량이 크면 수백억 년, 질량이 작으면 수조 년까지도 주계열상에서 버틸 수 있다. 이는 현재 알려진 [[우주]]의 나이보다 길다 (작은질량의 적색왜성일수록 더 오래산다). 태양질량의 0.8배 보다 작은 적색거성은 주계열성을 떠나지않는다.
 
컴퓨터 시뮬레이션에 따르면, 적색왜성이 적색거성이 될 수있는 최소한계질량은 태양질량의 0.25배의 적색왜성이다. 더 작은질량의 물체들은 그들의 일생동안 표면온도와 광도의 증가에 따라서 청색왜성을 거쳐서 결국 백생왜성으로 진화하게 된다. 예를들면, 태양질량의 0.16배의 적생왜성은 (Bernard's star의 질량과 비슷) 주계열성에 2.5조년후 만큼 머물게 되며 50억년 동안 에 청색왜성으로 머물게 되며 태양의 1/3만큼의 광도를 지니며 표면온도는 6500-8500K 이다.
 
작은질량의 별들과 함께 적색왜성 역시, 별성운의 나이를 짐작케 해주는 힌트가 존재 한다. 주계열성의 TO(turn off)점을 찾아서 비교해보면 된다. 이는 많은 정보를 제공해준다.
 
현재 밝혀지지 않은 의문은, [[금속]]이 없는 적색왜성이 아직 발견되지 않았다는 것이다.(금속은 [[수소]]와 헬륨보다 무거운 모든 [[화학 원소|원소]]를 일컫는 말이다.) [[대폭발 이론]]에 따르면 최초로 생겨난 별들은 수소, 헬륨, [[리튬]]으로만 구성되었다. 만약 최초의 별들 중 적색왜성이 있었다면, 이들이 우주의 나이보다 훨씬 오래 살 수 있음을 고려할 때, 금속이 없는 왜성들은 지금도 발견되어야 한다.
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