청색왜성

I: 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다.
WL: 볼프–레이에별(Wolf–Rayet Star)과 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.

틀:주계열성의 종류 · 천문학 관련 정보

}}}}}}}}}

1. 설명

1.1. 질량이 큰 적색왜성1.2. 중질량 적색왜성1.3. 저질량 적색왜성

2. 기타

1. 설명

청색왜성(靑色矮星, blue dwarf)은 적색왜성이 내부의 수소를 거의 다 소진했을 때쯤 약화할 것으로 추정하는 가상의 항성 진화 단계이다. 가상의 항성 진화인 이유는 적색왜성의 수명이 질량에 따라 800억에서 17조년이며, 그 중에서도 청색왜성이 될 수 있는 별(태양 질량의 25% 미만)들은 최소 수명이 8000억 년 이상이어서 현 우주의 나이(약 138억년)에선 존재할 수 없기 때문이다. 인간은 영영 볼 수 없을지도. 적색왜성의 수소가 얼마 남지 않는 상황이 되면 온도가 올라가 청색이 될 것으로 예측한다. 청색왜성의 표면온도는 6000~9500K으로 나이가 들수록 온도가 올라간다. 그리고, 모든 수소가 다 소진된 이후에는 백색왜성이 될 것으로 예측된다.[1]

쉽게 설명하면 우리가 보고 있는 태양(황색 주계열성)은 나이가 들면 적색거성을 거쳐서 백색왜성이 된다. 하지만, 질량이 작은 적색왜성은 적색거성이 되지 못하고, 대신 청색왜성을 거쳐 백색왜성이 된다고 생각하면 된다.

청색왜성의 실제 색은 청색(분광형상 O~B)이 아니라 질량에 따라 백색에서 백황색(분광형상 A~F)의 색을 가질 것으로 예상된다. 그러나 원래보다는 청색에 가까워지므로 청색왜성이라는 이름이 붙었다.

1.1. 질량이 큰 적색왜성

그나마 적색왜성들 중에서 태양 질량의 0.25배 이상인 적색왜성들은 적색거성 단계를 밟는다. 하지만 K형이나 G형처럼 태양 지름의 100~200배 커지는 게 아니라 10~20배 정도로만 커지며, 헬륨 섬광이나 삼중알파과정은 일으키지 못한다. 이러한 별들은 청색왜성의 단계를 거치지 않고 행성상 성운 [2]으로 질량 방출 후 바로 식어가는 백색왜성으로 되어 수명을 마친다.

1.2. 중질량 적색왜성

태양질량의 16~23%의 왜성들은 거성으로 살짝 부풀었다가 질량 방출 뒤 청색왜성이 된다. 예를 들어 태양 질량의 23%의 별은 청색왜성 단계에서 10억년간 머물며 표면온도는 7000~9500K이다. 청색왜성 단계가 더욱 더 진행될수록 밝기는 더 밝아지고 표면온도는 올라간다. 말년에는 거의 태양 밝기의 80%까지 밝아지며, 질량 방출도 하면서, 연료 고갈 후에는 백색왜성으로 변하게 된다. 다만 태양 질량의 23% 이하의 별이 백색왜성이 되면 청색왜성 단계와 살짝 부푼 단계에서의 질량 방출로 인해 태양 질량의 17% 이하로 줄어들므로 덜 축퇴된 백색왜성을 남긴다.

1.3. 저질량 적색왜성

태양질량의 8~16%의 왜성들은 표면 온도만 올려서 에너지 방출 속도를 늘리게 되는데 이 과정에서 본래 자신의 크기보다 좀 더 커진다. 왜냐하면 내부에서 나오는 에너지 방출이 많아졌으므로 자연적으로 커지는데 과거 자신의 지름의 1.5배까지 커지게 된다. 부피보다 온도를 올리게 되는 이유는 표면 온도가 올라가도 불투명도가 크게 오르지 않기 때문이다.

태양 질량의 16%에 해당한다면 청색왜성 단계를 50억년간 머물고 표면온도는 6500~8500K이며 말년에 최대 태양의 34%까지 밝아진다.

태양 질량의 7.5%에 해당한다면 청색왜성 단계를 430억년으로 상당히 길게 머물지만 표면온도는 4300~6100K에 이른다. 말년에 6100K까지 올라가면 분광형 F9급으로 청색왜성이라고 하기는 뭐하지만 태양보다는 뜨거워진다. 밝기도 제법 밝아져 말년엔 태양의 3%까지 밝아진다.

수소 핵융합으로 인해 헬륨의 비중이 일정 수준 이상 올라가면 핵이 더 이상 대류하지 않고 복사하게 되며, 복사핵의 형성과 함께 항성의 광도와 온도가 약간 감소한다. 이후에는 적색거성과 비슷하게 헬륨핵 주변에서의 수소껍질 연소가 진행된다. 이 과정으로 인해 헬륨핵이 점차 커져 결국 표면에 도달하면 항성의 수명이 끝난다.

중질량과 저질량 적색왜성은 행성상 성운 단계를 거치지 않으며 본래의 질량과 큰 차이가 없는[3] 백색왜성을 남기는데, 이 백색왜성들은 극도로 식지 않는다. 내부가 덜 축퇴되었기 때문에, 자체 질량으로도 열을 생산하기 때문이다. 따라서 표면온도가 900K이하로 내려가지 않게 되며 태양 질량의 16%에 해당된다면 표면온도가 1300K 이하로 내려가지 않아, 갈색왜성과 같은 형태로 식게 된다. 또한 이러한 백색왜성들은 지구 크기가 아닌 목성의 절반 이상에 해당하는 크기를 가지며, 점차 식으면 해왕성 정도의 크기까지 줄어들 것으로 예상된다. 이들은 동일한 질량과 온도의 갈색왜성보다 크기가 작은데, 헬륨의 질량당 전하량은 수소에 비해 절반이여서 더 높은 밀도로 압축되기 쉽기 때문이다.

2. 기타

먼 옛날 적색왜성이 처음 만들어질 때는 물론 지금도 적다 못해 아예 없는 형태의 항성 진화 형태지만, 먼 미래엔 우주에서 가장 흔한 형태의 항성 진화 형태가 될 것으로 예측된다. 일단 전체 항성의 75% 이상은 적색왜성인데다 이들의 평균 질량은 태양의 9.5%에 불과하기 때문이다. 적색거성의 최소한계질량인 태양 질량의 25%가 넘는 별은 상대적으로 적다.

항성의 진화 단계에 속하는 천체 중에서 인지도가 낮은 편이다. 다른 가설 상의 천체인 흑색왜성은 백색왜성이 식으면 만들어지는 것으로 잘 알려져 있으나, 청색왜성은 전단계인 적색왜성부터가 낮은 인지도를 가져 다루는 경우가 적으며, 이들 또한 태양과 동일한 진화 단계를 밟는다거나, 주계열성에서 바로 백색왜성이 되는 것으로 취급하는 경우가 흔하다. 다수의 천문학 서적에서도 청색왜성에 대해 서술한 경우는 거의 없으며, 고등학교 과목 중 하나인 지구과학에서도 적색왜성의 진화는 다루지 않는다.

청색왜성의 등장으로 인해 더 무거운 별들이 점차 사라져도 8000억 년 뒤의 미래까지는 우리 은하 전체의 밝기가 떨어지지 않을 것으로 예상된다.

[1] 현재 보이는 백색왜성은 비교적 생이 짧은 주계열성이 거성이 된 이후 남은 것이다.[2] 태양과 같은 별의 행성상 성운보다는 규모가 작을 것으로 예상된다.[3] 목성 질량 95배 항성의 경우 주계열 단계와 청색왜성 단계에서의 질량 손실을 다 합쳐도 목성 질량 5배 정도일 것으로 예상된다.

청색왜성

1. 설명

1.1. 질량이 큰 적색왜성

1.2. 중질량 적색왜성

1.3. 저질량 적색왜성

2. 기타

분류