소개[편집 | 원본 편집]
질량이 태양의 0.075~0.46배의 질량을 가지고 있는 항성으로 분광형은 M이며 표면온도는 2300~3800K의 온도분포를 가지고 있는 항성이다. 분광형 M의 온도범위는 1973K~3873K의 온도범위이며 이안에 들어가면 적색왜성이 된다. 다만 질량이 중원소 함량에 따라 다르지만 태양의 0.075배 미만이면 갈색왜성으로 되는데 갈색왜성은 처음에는 적색왜성과 동일한 빛을 내뿜지만 핵융합이 불가능하므로 나이가 들면 분광형 L로 떨어진다는 점에서 적색왜성과 다르다.
특징[편집 | 원본 편집]
적색왜성은 우주의 항성의 90% 이상을 차지하고 있지만 밝기가 낮아 관측하기가 어렵다. 고성능 망원경으로도 500광년 이상 떨어지면 오차가 많은 데이터가 나온다. 표면온도가 낮아 대부분 적외선 영역으로 빛을 발산하는 것이 특징이다.
양성자-양성자 연쇄 반응을 이용하여 에너지를 생산하지만 연료를 매우 천천히 태우므로 적색왜성의 지름은 매우 작다. 모든 파장의 밝기를 고려해도 가장 밝은 적색왜성은 태양 밝기의 10%이하이며, 가장 어두운 적색왜성의 광도는 태양의 7천분의 1에 이른다.
하지만 적색왜성은 대부분 적외선 영역으로 빛을 발산하기 때문에 가시 광선 영역으로만 관측하면 태양 질량의 10%이하만 되도 1만분의 1의 광도로 내려가며 태양의 7.5%의 광도를 가진 적색 왜성은 10만분의 1이하로까지 내려가게 된다.
가장 큰 적색 왜성조차 지름이 90만km가 채 되지 않으며 태양 질량의 9%의 적색 왜성의 지름은 23만km밖에 되지 않는다. 이러다 보니 밀도가 상당히 높다. 태양 질량의 9%의 적색왜성의 평균 밀도는 물 밀도의 40배나 된다. 태양 질량의 7.5%의 적색왜성의 지름은 불과 16만km에 불과하며, 평균 밀도는 물 밀도의 70배에 이른다.
이렇게 밀도가 높다 보니 자기장도 굉장히 강하다. 태어난지 30억년 이내의 질량이 태양의 16%이하의 적색 왜성은 종종 자신의 원래 밝기의 1.4~3배까지 밝아지는 슈퍼플레이를 일으킨다. 자전 속도도 빠르지만, 자전속도에 비해 밀도가 높은 가스층이 위도마다 자전속도가 달라, 자력이 별 표면적의 상당부위에 꼬이게 되어 엄청난 흑점이 생긴다. 적색왜성의 어떤 거대한 흑점은 자신의 표면적의 15%를 덮을 수 있는 단 하나의 거대한 흑점이 생성되기도 한다. 그리고 거대한 흑점 주위로 많은 흑점들이 형성되는데 이 많은 수의 흑점들은 자신의 표면적의 50%를 뒤덮어 곰보흑점을 만들어버린다. 이 정도로 흑점이 많이 생성되면 자신의 원래 밝기의 60%까지 감소하기도 한다.
따라서 엄청난 슈퍼 플레어가 일어난다. 이 슈퍼 플레어는 2천만K까지 가열되어 폭발하는데, 이때 치명적인 방사선도 다량으로 내뿜으며, 단 2분간 쬐어도 적색왜성으로부터 350만km 떨어진 지점의 자기 그릇의 색을 변색시킬만큼 강력하다.
생명체의 경우 단 2초만 쬐어도 모두 전멸할 25Sv의 방사능에 노출되게 된다. (사실 1시간동안 10Sv의 방사능에 노출되면 2달 이내로 전원 사망하게 된다. 적색 왜성의 슈퍼 플레어는 이보다 훨씬 강력하다.)
사실 적색 왜성은 밝기가 낮기 때문에 물이 존재할 수 있는 온도 범위는 태양 질량의 9%의 적색 왜성의 기준(보통 태양의 9%의 질량을 가진 적색왜성의 밝기는 태양의 2700분의 1에 불과)으로 260만~500만km 범위이며, 지구와 동일한 온도 범위는 290만km에 불과하다.
이러다 보니 슈퍼플레어에 한방 맞으면 이 행성은 강력한 방사선에 즉시 노출되게 된다. 또한 적색왜성은 대부분 적외선 영역으로 빛을 발산하므로 오존층이 거의 형성되지 않는다. 따라서 적색왜성에서 발산되는 자외선과 방사선이 즉시 들어오게 된다.
질량이 큰 적색 왜성이라 해도 행성에 오존층이 거의 형성되지 않아 해로운 광선을 맞게 된다. 거리가 멀어지지만 여전히 가까운 4000만km 이내라서 조석 고정의 영향을 받아 행성의 자전주기는 최소 20일 이상 된다. 따라서 낮, 밤의 온도 차이는 엄청나게 된다. 따라서 적색왜성에서 생명체가 존재하는 것은 불가능하다.
수명[편집 | 원본 편집]
연료를 굉장히 느리게 태우니 적색왜성의 수명은 매우 길며 800억년에서 17조 1천억년의 범위를 가지고 있다. 즉 적색왜성들 중 질량이 가장 작은 적색왜성의 주계열 기간만 따져도 16조년은 넘는다는 뜻..
이는 질량이 태양의 16%이하의 작은 적색왜성들은 내부가 대류층으로 이루어져 있어 연료를 알뜰하게 쓸 수 있기 때문이다. 헬륨 연료의 85% 이상을 소비하게 되는 말년에는 서서히 표면온도가 밝아지는 청색왜성으로 진화하여 질량에 따라 10억년(태양 질량의 25%)~550억년(태양 질량의 7.5%)년 유지할 수 있다.
청색왜성의 표면온도는 6200K~8900K이며, 질량이 큰 적색왜성일수록 더 뜨거운 청색왜성을 형성하며,또한 청색왜성중에 늙은 경우에는 더뜨거워지고 수명도 더 짧다. 과학자가 예측한 청색왜성의 광도는 태양 밝기의 3%에서 가장 밝은 것은 태양 밝기의 80%에 이른다. 즉 자신이 주계열성 시절때의 광도보다 200~500배 이상 증가한 광도를 내뿜는다.
이러한 이유는 내부에 헬륨이 85%이상 많이 쌓여 있어 압력도 강해 내부 온도가 800만K~1300만K까지 상승하여 내부뿐 아니라 중간층에까지도 핵융합이 발생하여 열이 효율적으로 표면에 전달되기 때문이다. 다만 헬륨이 많이 쌓여 있어 무거워 크게 부풀지는 못하며, 가장 큰 이유는 여전히 별 내부가 주계열 시절 때처럼 별전체가 대류를 유지하고 있기 때문에 크게 부풀지는 않는다. 참고로 청색왜성의 지름은 태양의 20~45%이며 주계열성 때보다 조금 더 커진 상태이다.
태양의 16% 이하의 작은 적색왜성들은 청색왜성 단계를 거치면 백색왜성으로 되지만 특이한 점은 축퇴 상태의 백색왜성이 아니라는 점이다. 헬륨의 축퇴가 이루어지려면 백색왜성의 질량이 최소 태양의 17%는 되어야 하므로 작은 적색왜성의 최후는 일반적인 물질 상태의 백색왜성으로 수명을 마치게 된다.
태양의 17%의 질량을 가진 적색 왜성은 처음에는 내부가 전부 대류층으로 이루어져 잘 섞이지만 중심핵에 헬륨이 85%이상 쌓이면, 중심핵이 수축하면서 뜨거워져 외포층이 부풀어오른다. 이러다 보니 말년에는 살짝 부푸는 거성 단계로 진입했다가 외포층을 날린 후 청색왜성 단계가 되어 질량에 따라 10억년(태양 질량의 25%)~550억년(태양 질량의 7.5%)을 보낸 후 수명을 마치게 된다. (태양 질량의 17%의 별이 거성으로 부풀어봤자 태양 지름의 0.9배 수준이며, 태양 질량의 20%라 해봤자 태양 지름의 2배에 불과하다. 하지만 태양 질량의 25%의 별이 거성으로 부풀면 태양 지름의 5배까지 부풀게 되므로 제법 커지게 된다.)
다만 태양의 17~25%의 질량을 가진 적색 왜성은 주계열 기간과 말년에 일생동안 항성 매질 형태로 질량 방출을 하므로 최후에는 축퇴되지 못한 일반적인 물질 상태의 백색왜성으로 수명을 마치게 되며, 적색왜성의 질량이 태양 질량의 25%가 넘어야만 축퇴된 백색왜성으로 수명을 마칠 수 잇으며 이정도 질량이 되면 말년에 청색왜성 단계는 생략된다.
청색왜성이란 축퇴되지 않은 아직 미량의 수소가 남아 있어 핵융합을 할 수 있는 상태이다. 다만 태양 질량의 25%를 넘게 되면, 질량이 커져 그만큼 핵융합도 활발하기 때문에, 거성 단계에서 청색왜성을 거칠 수 있는 수소를 남기지 않고 다 태우게 되고, 거성 단계를 마친 후에는 태양 질량의 17%이상의 헬륨만 남아 있어 바로 축퇴된 백색왜성으로 되기 때문에 청색왜성 단계가 사라지게 된다.(태양 질량의 25%인 별이 거성으로 부풀면 태양 지름의 5배까지 부풀어 오른다.) 다만 질량이 작아 연료를 태우는 속도가 느리므로 태양의 25%의 적색왜성의 수명은 중원소 함유량에 따라 7000억~1조 2천억년 간 생애를 유지할 수 있다.
태양질량의 30%를 넘으면 거성 단계에 진입하면 태양 지름의 10배까지 부풀 수 있으며, 태양질량의 35%를 넘게 되면 태양지름의 30배까지 부풀 수 있으므로 제법 거대한 거성이라 할 수 있게 된다.
질량 한계[편집 | 원본 편집]
적색 왜성은 표면온도로 인하여 분광형 M이면 적색 왜성에 충족된다. 질량 하한선은 중원소 함유량에 따라 다르다. 중원소는 핵연료의 압축을 유도하여 낮은 질량에서 수소 핵융합인 PP반응을 일으킬 수 있게 해준다. 중원소 함량이 태양의 2배라면 태양 질량의 7.2%까지 내려가며, 태양과 중원소 함량이 동일하면 태양 질량의 7.5%에서 유지된다. 중원소 함량이 태양의 10%이하라면 8.6%까지 올라가며, 1만분의 1 이하의 중원소 함량을 가진 낮은 금속성의 적색왜성은 9%까지 올라간다. 중원소 함량이 아무리 높아도 태양의 7%이하로 내려갈 수는 없는데 주계열 기간을 거치면서 항성풍과 핵반응의 질량 손실을 통해 방출하는 질량도 있고(질량이 최저하한선인 적색왜성의 경우 수소 핵융합으로 인해 생성되는 헬륨과 줄어드는 질량이 평형을 이루어 갈색왜성으로 떨어지지 않고 계속 항성 상태로 유지할 수 있다. 헬륨이 쌓일수록 내부 온도는 미세하게나마 높아지기 때문이다.) 질량이 작아 내부압이 약해져 수소핵반응이 더 이상 일어나지 못하기 때문이다.
질량 상한선도 중원소 함량에 차이가 큰데 반대로 중원소 함량이 높을수록 상한선은 높아진다. 중금속이 태양의 1만분의 1의 적색왜성의 질량 상한선은 태양의 33%에 이른다. 반면 태양과 중원소 함유량이 동일하다면 46%이며 2배가 높다면 53%, 3배가 높다면 58%까지 증가한다. 은하계와 가장 가까운 부분에서는 태양 중원소의 3.5배에 질량이 태양의 60%가 넘지만 적색왜성인 경우도 있다.
하지만 아쉽게도 적색왜성들은 중원소 함량이 아무리 많아도 헬륨 융합을 할 수 있는 질량을 남기지는 못한다. 헬륨 융합을 할려면 초기 질량이 태양 질량의 65%는 되어야 한다. 따라서 모든 적색왜성들은 수명을 마치면 헬륨으로 이루어진 백색왜성을 남긴다.