문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 적색왜성 (문단 편집) == 최후 == [include(틀:주계열성 이후)] 적색왜성은 질량에 따라 최후가 다르다. 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 적색왜성이 주계열 수명을 다한 뒤 [[적색거성]]으로 진화할 수 있는 최소한계질량은 태양 질량의 0.25배 정도이다. [[https://doi.org/10.1086%2F304125|출처]] 태양 질량의 0.25배보다 질량이 작은 적색왜성들은 아주 머나먼 미래에 표면온도와 광도가 점차 증가하여 [[청색왜성]]으로 진화하리라 예상되고 있다. 부피 대신 온도를 늘리는 이유는 표면 온도가 올라도 표면의 불투명도가 크게 오르지 않기 때문이다. 예컨데, 태양 질량의 0.16배의 적색왜성[* [[바너드]]의 질량과 비슷하다.]은 주계열 상태에서 2.5조 년 동안 머물며, 이후 50억 년 동안 청색왜성 상태로 지내게 된다. 이때 청색왜성은 [[태양]] 광도의 1/3 만큼을 지니며 표면온도는 6500-8500 [[절대온도|K]] 정도이다. 또한 태양 등 더 무거운 항성에서 주계열 수명이 항성의 전체 수명에서 보통 90% 내외를 차지하는 반면 정도인 태양 질량 0.16배의 적색왜성은 전체 수명의 99.8%를 주계열성으로 보낼 수 있다. 반대로 태양 질량의 0.25배보다 질량이 큰 적색왜성들은 크게 부풀어올라 [[적색거성]]이 되지만, 그 크기는 태양 지름의 5배 ~ 10배 정도로, 2 [[천문단위|AU]]까지 커지는 미래 태양의 적색거성에 비교하면 여전히 매우 작은 편이다. 또한 이들은 적색거성 가지를 끝까지 오르지 못하고 [[행성상 성운]]으로 질량을 방출한 뒤 [[백색왜성]]이 된다. 태양 질량 16~23% 사이의 중간 크기 적색왜성들은 거성으로 살짝 부풀었다가 질량을 방출한 후 [[청색왜성]]으로 변하며, 태양 질량 16% 이하인 작은 적색왜성들은 아예 거성조차 되지도 못하고 바로 청색왜성으로 변한다. 항성은 작을수록 후주계열 단계와 축퇴성으로 변화하는 단계에서 잃는 질량이 적어진다. 특히 청색왜성이 되는 적색왜성들의 경우 우주 공간으로 쉽게 날려버릴 수 있는 저밀도의 외피층을 가지지 않으며,[* 적색거성은 0.1 kg/㎥의 밀도를 지니는 반면 적색왜성은 이미 어느 정도 축퇴된 상태이므로 수만~수십만 kg/㎥의 밀도를 가진다. 크기 대신 온도가 올라간 청색왜성의 밀도도 이와 비슷할 것으로 예상된다. 따라서 외피층을 우주로 날려보내기는 어렵다.] 질량을 거의 잃지 않고 그대로 축퇴하여 백색왜성이 되므로 [[행성상성운]]조차도 생성하지 못한다. 또한 낮은 질량 손실로 인해 후세대 별들의 재료가 될 물질을 거의 남기지 않는다. 결국 질량이 크지 않은 모든 적색왜성들은 필연적으로 청색왜성이 되며, 이 청색왜성 단계에서 중심부가 복사층으로 변하여 생성된 헬륨핵이 밖으로 자라나며 점차 남아있던 수소를 전부 소진하게 되면 더 거대한 별들과는 달리 헬륨을 [[탄소]]와 같은 무거운 중원소로 융합하지 못하고 그저 헬륨으로 이루어진 [[백색왜성]]으로 진화하게 된다. 이러한 백색왜성은 태양이 남기는 지구 크기의 백색왜성보다 오히려 더 클 것으로 예상되는데, 이는 적색왜성의 낮은 질량 때문에 중력이 약해 압축이 덜 진행되기 때문이다. 최소 질량 한계선 근처에 있는 적색왜성은 백색왜성이 되어도 급격한 수축을 겪지 않으며, 수백억 년에 걸쳐 식으면 [[해왕성]] 정도의 크기까지 줄어들 것으로 추정된다. 좀 더 무거운 별들의 경우 지구 지름 2배 내외의 백색왜성이 된다. 이후 헬륨 백색왜성은 더 무거운 별들의 백색왜성과 마찬가지로 오랜 세월에 걸쳐 [[흑색왜성]]이 된다. 또한 핵융합 반응이 중단된 후에는 수소 대기를 가진 백색왜성이 되지만, 백색왜성 전체에서 헬륨이 차지하는 비중은 무려 99%에 달할 것으로 예상된다. 반면 태양과 같은 별들은 수명이 다 할때까지 진화해도 전체 수소의 10%밖에 태우지 못한다. 적색왜성이 백색왜성이 된 뒤에 다른 천체로부터 질량을 흡수하거나 다른 헬륨 백색왜성과 충돌할 가능성이 있는데, 이 경우에도 질량이 낮기 때문에 Ia형 [[초신성]] 폭발로 이어지기는 어렵다. 대신 헬륨 연소 한계 질량(태양 질량의 0.5배)을 초과하면 헬륨을 탄소로 융합하는 이론상의 천체인 헬륨 별(Helium Star)이 될 것으로 예측된다. 가장 무거운 종류의 적색왜성도 수명이 우주의 나이보다 길기 때문에 현재까지 적색 왜성의 진화한 형태나, 죽어가는 형태를 발견한 사례는 없다.[* 현 우주 나이에서는 태양 질량 0.8배 미만인 별들은 수명을 다 한 사례가 없다.] 다양한 질량의 별들이 한데 모여 형성되는 항성 집단에서 질량이 큰 별들은 먼저 진화하여 사라지거나 어두운 [[밀집성]]이 되어버리기 때문에 은하의 나이가 많을수록 적색 왜성의 비율은 증가한다. 우리 은하에서도 나이가 100억 년은 가볍게 넘기는 적색 왜성들이 지천으로 널려 있다. 청색왜성이 되는 적색왜성의 내행성들은 적색거성에 삼켜지는 더 큰 별들의 내행성들과는 다른 운명을 맞이한다. 청색왜성 단계의 늘어난 복사량으로 바싹 타버리긴 하지만 행성 자체는 살아남는다. 이 이후에 모항성이 백색왜성으로 진화한 이후에도 계속 공전하다가 점차 중력파 형태로 공전 에너지를 잃은 뒤 마지막에는 백색왜성과 충돌하는 것으로 최후를 맞이한다. 수명이 현재 우주의 나이보다도 아득히 길기 때문에 상기한 내용의 최후를 맞이한 적색왜성은 아직까지 하나도 없는 셈이고 첫 사례가 나오기까지도 아직 아득히 먼 미래의 이야기이다. 인류가 절멸하기 어려운 다항성계 문명으로 진화하지 않는 한 인류는 청색 왜성을 관측하지 못할 것으로 예상된다. 또한 후기 진화단계의 관측이 불가하기에 태양과 같은 진화 단계를 밟을 것으로 귀납추론하는 경우도 흔하다.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