문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 적색왜성 (문단 편집) == 특징 == 적색왜성은 크기가 매우 작은 주계열성으로, 맨눈으로는 관측이 불가능한 항성들이다. 지구에서 [[태양]]을 제외한 가장 가까운 [[별]](별중에서도 적색왜성)인 [[프록시마]]조차도 실시등급이 맨눈으로 볼 수 없는 수준을 한참 넘어서는 11등급에 불과하다. 관측 기구[* 적색왜성은 대부분의 에너지를 [[적외선]] 영역에서 방출하에 주로 적외선 망원경을 사용하여 관측한다.]를 동원하면 수백 광년이 떨어진 적색왜성도 볼 수는 있지만, 이 또한 산출되는 데이터가 매우 형편없기 때문에 일반적으로 태양계 바로 근처에 있는 적색왜성들이 많이 연구되는 편이다. 관측 장비를 동원하더라도 관측이 어렵기에 H-R 도표에서도 더 크고 무거운 별들보다 오히려 적게 표시되는 경우가 흔하다. 이들은 질량이 매우 작아 별 중심에서 일어나는 [[핵융합]] 반응이 느리게 진행되며[* 태양 질량의 8%인 적색왜성의 중심 온도는 450만 [[절대온도|켈빈]]이며 압력도 태양의 1/13밖에 되지 않기 때문에 연료를 매우 천천히 태운다.] [[하버드 분류법|분광형]]은 M 정도에 불과하고 표면 온도도 많이 낮다. 이보다도 더 질량이 작으면 [[갈색왜성]]으로 분류되는데, 여기서부터는 아예 수소 핵융합이 진행되지 않아[* 여전히 [[중수소]]나 [[리튬]] 핵융합이 매우 느리게 이루어지긴 하지만, [[경수소]] 핵융합을 할 수 없으면 항성이 아니라 그냥 뜨거운 가스 덩어리에 불과할 뿐이다.] 더이상 항성으로 분류되지 않고 그 분광형은 L 수준까지 내려간다. [[2MASS J0523-1403]]와 같이 [[갈색왜성]]과 종이 한 장 차이로 간신히 적색왜성이 된 별들은 밝은 L형(L0V~L3V)[* 비확장 분광형에서는 M9로 취급하는 경우도 있다.] 분광형을 가진 경우가 있다. 어두운 M형~밝은 L형 사이의 분광형은 적색왜성과 갈색왜성이 공유하기에 명확한 지표가 아니며, 스펙트럼상의 [[리튬]] 유무로 판별한다.[* 갈색왜성은 핵융합이 원활하지 않기에 표면에서 리튬이 검출되는 경우가 흔하다. 그러나 무겁고 오래된 갈색왜성은 리튬을 전부 태워버린 경우가 있으며, 반대로 생성된 지 얼마 되지 않은 적색왜성은 리튬을 가지기에 완벽하지는 않다.] 우주에서 관측할 경우 [[백열전구]]와 비슷한 색온도를 가지며, 흰색이 섞인 주황색으로 보인다. 가장 차가운 L형 적색왜성도 [[용광로]] 쇳물 수준의 온도로 여전히 백열을 발한다. 적색왜성이 1초에 태우는 수소의 양은 질량에 따라 최소 6만톤에서 최대 6천만톤으로 크기에 따라서 큰 차이를 보인다. 참고로 태양은 1초에 6억톤의 수소를 태운다. 핵융합의 속도가 느리므로 다른 주계열성 이상의 별들보다 상대적으로 약한 빛을 발산한다. 일부는 태양의 1/10000밖에 되지 않는 경우도 있으며, 가장 밝은 적색왜성조차 태양의 10% 수준에 불과하다. 또한 같은 이유로 팽창력도 약하기 때문에, 목성보다 80배 이상 무거움에도 불구하고 목성보다 작은 경우도 있다. 이러한 별들은 밀도 또한 매우 높은데, 가장 작은 적색왜성인 EBLM J0555-57Ab의 경우 186.3 g/㎤의 밀도를 가진다. 이는 [[태양]]보다 약 131배 높은 수치이며, [[밀집성]]을 제외한 천체들 중 가장 높은 밀도이다. 이렇게 적색왜성이 어둡기 때문에 발견되지 않은 태양의 쌍성이 있다는 [[네메시스 가설]]이 존재한다. 그러나 WISE 적외선 망원경으로 관측한 결과 태양계 외곽에 목성 이상의 질량을 가진 천체는 없는 것으로 확인되어 이 가설은 배제되었다. 적색왜성은 다양한 크기를 가질 수 있다. EBLM J0555-57Ab와 같이 토성보다 작은 경우가 있는 한편 DH Tauri와 같이 태양보다 큰 적색왜성도 존재한다. 질량은 태양의 0.41배이며 분광형도 M0V이지만 무려 태양의 1.26배에 해당하는 지름을 가진다.[* 사실 DH Tauri는 아직 태어난지 얼마 안된 황소자리 T형 별이기 때문에 반지름이 태양보다 크다.] 적색왜성의 하한 질량은 중원소(천문학에서의 금속) 함량에 따라 편차가 있다. 중원소가 많을 경우 태양 질량의 7%, 분광형은 L형 중반까지 내려갈 수 있으며, 반대로 중원소가 아예 없다면 태양 질량의 9%까지 올라간다. 중원소는 단열재 역할을 하여 낮은 질량에서도 핵융합이 가능하게 만들어주는 동시에 핵융합 반응의 속도를 늦추는 역할을 한다. 극단적으로 중원소가 아주 많은 경우 태양 질량의 4%만 되어도 수소 융합이 가능할 것으로 예측되나, 이러한 천체는 표면 온도가 0도(분광형상 Y형)에 불과하여 적색왜성이 아닌 [[얼어붙은 별]](Frozen Star)로 불린다. 그러나 현 우주에서는 중원소가 부족하여 이러한 천체가 생성될 수 없다. 태양 혹은 그보다 무거운 별들이 주로 [[쌍성]] 혹은 [[다중성]]계를 이루는 것과 달리 적색왜성들은 단일 항성으로 존재하는 경우가 흔하다. 바너드별, TRAPPIST-1 등이 대표적이다. 적색왜성을 비롯한 모든 항성계를 종합하면 다중성계의 비율은 40%에 불과하다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기