주계열성과 적색거성

주계열성이란 중심핵에서 수소의 핵융합이 행해지고 있는 별을 말합니다 주계열성의 중심핵에서는 PP 체인과 CNO 사이클에 의해 수소 원자핵이 헬륨 원자핵으로 변환되고 있습니다 별이 주 계열 별의 단계에 있을 때 그 구조는 가장 안정적이며 별의 일생 대부분을 주 계열 별로 보내게 됩니다 그 동안 HR 다이어그램의 위치는 거의 일정합니다 또한, 별의 질량에 의해 HR 다이어그램에서의 위치가 결정되는 것도 같습니다 HR도가 만들어진 1930년경까지는 별의 에너지원이 중심부의 핵융합인 것으로 알려져 있지 않고 별은 최초로 수축했을 때의 중력 에너지의 해방에 의해 빛나고 있다고 추측했습니다 이 때문에 별이 태어난 당초에는 고온에서 밝게 빛나다가 서서히 온도가 저하되어 어두워진다고 추측되고 있어 그 때문에 주계열성별 (main sequence stars) 이라고 불리게 되었습니다 단 하나의 성단의 HR도를 ​​생각할 경우, 성단 중의 무거운 별에서 먼저 진화하고 주 계열에서 멀리 가기 때문에 성단 전체의 색은 붉게 됩니다

 

-HR 다이어그램에서의 진화
주계열성의 중심핵 수소는 태양의 경우 약 100억년에 모두 헬륨으로 변환되어 고갈될 것으로 예측됩니다 중심부에서 수소가 고갈된 후 He→ C→ ⋯의 순서로, 보다 무거운 원소의 핵융합 반응이 진행됩니다 어디까지 무거운 원소의 핵융합 반응을 일으킬 수 있는지는 별의 질량에 의존하게 됩니다 중심 핵에서 수소 융합 반응을 마치고 더 무거운 원소의 핵 융합 반응을 일으키는 별은 HR 다이어그램에서 각각 특정 위치로 이동합니다 따라서 HR 다이어그램의 위치에서 별의 질량과 진화 단계를 지정할 수 있습니다

-주 계열 후의 진화 1 : 적색 거성
주 계열 단계가 끝난 별의 중심부에는 수소가 고갈되고 헬륨만이 모인 헬륨 코어가 형성됩니다 그러나 헬륨이 핵융합을 일으키기 위해서는 추가의 고온 고압이 필요하며 그대로는 압력이 부족합니다 중심핵에서 핵융합이 일어나지 않고 에너지가 공급되지 않기 때문에 외부로부터의 압력에 의해 중심부는 수축하고 밀도는 상승합니다 그 결과 중심부의 외측에서 수소가 핵융합을 개시합니다 이것을 shell burning (껍질 연소)라고 부르게 됩니다 중심핵에서 핵융합이 일어나지 않고 보다 외측에서 핵융합이 행해짐으로써 외부의 압력은 상승하고 별 전체가 팽창합니다 그 결과, 별의 표면 온도는 낮아지고 표면의 색은 적색으로 변합니다 이 전체가 팽창하고 표면 온도가 내려 붉어진 별을 붉은 거성 (red giant stars)이라고 합니다

-HR 다이어그램의 적색 거성의 진화
적색 거성의 단계가 되면 별은 HR도상에서 주계열 별의 위치를 ​​떠나 우상 방향으로 이동을 시작하게 됩니다 이 이동 경로를 적색 거성 분기라고 부릅니다 이동은 별 내부의 헬륨 핵이 커짐에 따라 가속적으로 진행됩니다

-질량 방출
거성은 직경이 크게 부풀어 오르므로 그 표면에서의 중력은 상대적으로 약해집니다 이 때문에 표면으로부터는 가스의 유출이 일어납니다 이것을 질량 방출 (mass loss)이라고 합니다 질량 방출에 의해 흘러 나온 가스는 성간 공간으로 돌아가서 성간 먼지의 공급원의 하나가 됩니다 단, 적색 거성의 경우 적색 초거성으로부터의 질량 방출에 비해 전형적인 질량 방출율은 크지 않습니다 질량 방출의 정확한 원인은 알 수 없습니다 아마도 태양풍과 마찬가지로 별표면의 자기장에 의한 자기 구동 또는 복사압에 기인하는 것으로 추측됩니다

-저질량 별의 종말
수소의 핵융합은T≥107K에서 일어나는 반면에 헬륨의 핵융합은T≥108K가 필요합니다 이 때문에 헬륨의 핵융합을 개시하기 위해서는 수소핵융합을 일으키는 것보다 큰 별의 질량이 필요합니다 별의 경우, 적색 거성 단계에서도 헬륨의 핵융합을 개시할 수 없고 수소의 껍질 연소 종료 후 별은 식게 되어 별의 일생을 끝내게 됩니다 그러나 저질량성의 수명은 1천억년 이상이며 우주의 연령보다 깁니다 즉 수소 껍질 연소를 끝내 버린 주 계열 단계를 마친 저질량 별은 아직 우주에는 존재하지 않는다고 예상됩니다