준거성

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주계열성 이후 항성의 진화

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<colbgcolor=#EDEDED,#000>

주계열
단계

초기 태양 질량에 따른 구분^*

<rowcolor=#000><nopad>

≤
0.25

<nopad>

≤
0.4

<nopad>

≤ 2.25
≤ 7.5

<nopad>

≤
9.25

≤
20

<bgcolor=#97B8FF>

≤
45

≤
130

<nopad>

≤
250

≤
10³

<nopad>

10³
≤

주계열성

초대질량 항성
(쿼시 별)

밀집성
단계와
그 후

잔해 없음

흑색왜성^*·Ia형 초신성·헬륨 별^*

철 별^*

블랙홀

초대질량 블랙홀로 흡수

호킹 복사로 소멸

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* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체

WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
*: 참고

1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.

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※ 다른 틀 둘러보기 :
주계열성의 종류 · 갈색왜성의 종류 · 갈색왜성의 이후 진화

천문학 관련 정보

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1. 개요2. 준거성이 되지 않는 별3. 현재 준거성인 별 목록

3.1. 관련 문서

1. 개요

준거성 / 準巨星 / Subgiant

준거성은 항성이 주계열성을 끝내고 거성 단계에 들어가기 전에 잠시 거치는 단계를 말한다. 이 과정에서 별의 크기가 커짐과 함께 광도가 증가하며 이후 거성으로 진화하게 된다. 태양은 약 50억년 후에 이런 유형의 별이 될 것이라고 예상되고 있다. 다른 말로 아거성이라고 하기도 한다.

준거성은 여키스 분류법에서 IV로 표기하며, 준거성과 거성 사이에 걸쳐 있는 항성의 경우 III-IV로 표기하기도 한다.

2. 준거성이 되지 않는 별

항성의 질량이 태양 질량의 0.45배 미만인 적색왜성은 준거성 단계를 거치지 않으며 질량이 매우 무거운 분광형 O형의 항성들은 준거성 단계를 거치지 않거나 매우 짧은 시간 동안 거치고 바로 거성 단계로 진입한다.

적색왜성의 경우 태양 질량의 25%~45% 사이일 경우 적색 거성이 될 수 있으나 적색거성가지 단계를 오르지 못하고 바로 행성상 성운으로 질량을 방출하고 백색왜성이 되며 태양 질량의 25% 미만인 적색왜성은 아예 거성 단계를 거치지 않고 청색왜성이 되어버리므로 준거성 단계를 밟지 않는다.

질량이 매우 무거운 B형 초반대의 분광형을 가지는 항성이나 O형 항성 중에서 그나마 덜 뜨거운 O형 후반대의 분광형을 가지는 별들의 경우, 온도와 분광형이 좁은 범위에서 변동되어서 주계열성 시절과 차이를 판별하기도 전에 준거성 단계를 건너뛰고 거성으로 진입한다. 진화 속도가 매우 빠른 경우에는 중심핵의 수소를 다 태우기도 전에 거성이 되어버리기도 한다. 그러나 O형 초중반대의 분광형을 가지는 극히 무거운 별들은 별 전체 수소의 절반을 넘게 쓰고[1] 준거성과 거성 단계를 모두 건너뛴 뒤 WNh형 볼프-레이에별 단계로 들어선다.

3. 현재 준거성인 별 목록

3.1. 관련 문서

[1] 메커니즘은 자세히 밝혀지지 않았으나 O형 초반대의 분광형을 가진 항성들은 적색 왜성처럼 별의 절반 이상, 혹은 전체가 대류하기 때문이라고 한다.

후주계열단계	청색왜성	준거성					볼프-레이에별^WL LBV
		거성^色*		초점근거성	(LBV) 초거성· 극대거성^色*
		적색거성	헬륨 섬광^* (O·B형 준왜성)
			수평가지 (적색덩어리거성·청색고리별)
			점근거성 (OH/IR 별)
					(OH/IR 초·극대거성)	볼프-레이에별^WL
		행성상성운·PG 1159 별		초신성·극초신성				쌍불안정성 초신성	극초신성