점근거성가지별

점근거성가지(Asymptotic Giant Branch; AGB)는 초기질량이 태양의 10배 이하인 항성들이 거치게 되는 거성 진화의 마지막 단계를 나타내는 H-R도의 영역이다. 점근거성가지를 통과한 별들은 대부분 행성상성운과 백색왜성으로 진화한다고 알려져 있다. 점근거성가지별은 표면온도는 낮지만(3000-2000 K), 반경은 매우커서 밝기가 태양의 5000-10000배가 되는 적색거성 또는 적색초거성이다. 강한 맥동에 의한 충격파로 표면대기가 확장된 상태이며 더 바깥쪽에는 먼지(dust)층을 가지고 있다. 이 먼지층 때문에 적외선초과 현상이 관측된다. 맥동주기가 길어질수록 먼지층의 두께는 두꺼워진다. 먼지층이 매우 두꺼울 경우에는 가시광선으로는 보이지 않고 적외선으로만 관측된다. 점근거성가지별은 질량이 아주 작거나 크면 산소가 풍부한 M형 항성이고, 중간 정도이면 탄소별이라고 여겨진다. 탄소별 대기에는 다양한 탄소 분자가 존재하며 바깥쪽 먼지층에는 주로 비정질탄소 먼지와 탄화 규소(SiC), 황화마그네슘(MgS) 먼지가 존재한다. 대부분의 점근거성가지별은 미라형변광성이다. 점근거성가지별에서 만들어지는 먼지는 성간먼지의 중요한 원천이 되고 이는 항성 탄생의 기본물질이 되면서, 은하에서의 물질순환에 중요한 역할을 한다.

목차

초기질량이 태양의 10배 이하인 항성들이 주계열을 벗어나 중심부의 중심핵과 껍질이 구별되어 적색거성단계로 진화한다. 이때 항성의 반경은 급격히 커지고 밀도가 줄어들어 맥동의 진폭과 주기가 증가한다. 중심핵에서의 추가핵반응이 모두 끝나면 축퇴된 중심핵과 간헐적인 핵반응을 보이는 껍질을 갖는 최종진화 단계인 점근거성가지로 진화한다. 점근거성가지별은 대기와 먼지층의 화학성분에 따라 산소가 풍부한 M형별(또는 OH/IR 항성)과 탄소가 풍부한 탄소별로 분류된다.

그림 1a. 질량이 태양과 같은 점근거성가지별의 진화경로. ()

그림 1b. 질량이 태양의 5배인 점근거성가지별의 진화경로. ()

점근거성가지별은 대기와 먼지층의 화학성분에 따라 산소가 풍부한 M형별(또는 OH/IR 항성)과 탄소가 풍부한 탄소별로 분류된다. 산소와 탄소가 중요한 이유는 점근거성가지별의 주변환경에서는 CO분자의 강한 결합에너지 때문에 산소와 탄소가 동시에 존재할 수 없으며 남는 산소나 탄소 원자가 이후의 화학반응(분자와 먼지입자 형성)을 주도하기 때문이다. 껍질부분에서의 헬륨 핵반응에 의하여 탄소원자의 수가 산소원자의 수보다 많아지는 화학적 변이가 일어날수도 있다. 이과정에서 탄소원자와 산소원자의 비율이 비슷한 S형 항성(S stars)이 될수도 있다. 점근거성가지별은 대부분 미라형변광성이다.

그림 2. 점근거성가지별의 분류.(출처: )

탄소별은 고전적인 탄소별(C-R, C-N)과 비고전적인 탄소별(C-J, C-H)로 분류된다. 고전적인 탄소별은 홑별로서 점근거성가지 단계에서 탄소별이 된 것이다. 비고전적인 탄소별은 쌍성의 동반성으로 믿어지는데, 주성이 고전적인 탄소별일때 만들어진 탄소가 동반성의 대기로 유입되어 동반성이 탄소별이 되었다. 이때 주성은 이미 백색왜성 단계로 진화 하였으며 탄소별인 동반성은 점근거성가지 단계가 아닌 경우도 있으므로 고전적인 탄소항성과 매우 다른 특성들(맥동, 먼지층, 화학성분, 온도, 광도)을 보일 수 있다. 현재까지 확인된 우리은하내의 전체 점근거성가지별의 갯수는 약 5000여개 이상이다.

그림 3. 점근거성가지별의 진화.(출처: )

탄소별의 생성 원인은 항성 표면의 화학성분에서, 탄소가 산소보다 많아지기 때문이다. 점근거성가지단계에서의 껍질부분에서의 헬륨섬광(helium shell flash)에 의한 열맥동(thermal pulse) 현상은 헬륨 핵반응에 의하여 만들어진 탄소원소들을 표면으로 나오게 할 수 있다(carbon dredge-up). 이런 현상은 중간 질량대의 항성에서 나타난다. 열맥동에 의한 충격파는 대기를 바깥쪽으로 확장시켜서 맥동의 진폭과 주기를 증가시키는 역할을 한다. 열맥동은 내부의 중원소를 표면으로 방출하여 대기의 화학성분을 바꾸는 역할도 할 수 있다(이 과정에서 탄소별이 만들어질 수 있다).

그림 4. 열맥동과 탄소별의 생성. ()

점근거성가지 단계의 항성들 중에 작은 질량의 항성은 껍질에서의 헬륨핵반응(열맥동)이 효율적으로 일어나지 않아서 산소가 풍부한 M형 항성을 유지하여 규산염 먼지층을 가지며, 중간정도의 질량을 가진 항성들이 효율적인 열맥동에 의한 탄소 생성으로 탄소별이 되어 탄소먼지층을 갖게 되고, 질량이 아주 큰 경우에는 껍질에 온도가 높아져서 생기는 탄소를 질소로 변환하는 핵반응에 의하여 항성 표면의 화학성분은 산소가 풍부함을 유지하며 막대한 OH 전파 메이져선과 두꺼운 규산염 먼지층에 의한 강한 적외선을 방출하는 OH/IR 항성이 된다.

항성은 주계열 이후 항성풍에 의한 질량결손을 통하여 전체질량의 90% 가량을 성간매질로 내보낸다. 초기질량이 태양질량의 10배 이하인 항성의 경우 이러한 질량결손은 주로 점근거성가지 단계에서 이루어진다. 점근거성가지 단계에서 강한 맥동에 의한 충격파와 이로 확장된 대기에서 폭발적으로 생성되는 먼지층에 대한 강한 복사압이 질량결손의 주된 원인으로 알려져 있다. 점근거성가지별의 확장된 대기 바깥쪽 온도 1000 K 부분에서 밀도가 높은 먼지층이 만들어지고 중심별 복사에 대한 불투명계수가 높은 먼지입자들이 강한 항성풍을 만든다. 먼지입자는 같은 조건의 기체입자에 비하여 1000배 정도 강한 복사압 불투명계수(radiation pressure opacity)를 가지며 항성풍의 속도를 탈출 속도 이상으로 쉽게 가속시킬 수 있다. 먼지를 포함하는 강한 항성풍은 바깥쪽의 질량결손을 주도한다. 질량결손율은 연간 10-8-10-4 태양질량 정도로 매우 큰 편이며 중심별의 껍질부분이 소진되고 축퇴된 핵이 드러날 때까지 계속된다. 은하계에 존재하는 먼지입자는 대부분 점근거성가지별 주변에서 만들어 진다고 믿어진다.

열적맥동과 먼지층의 역할로 점근거성가지별의 껍질부분이 성간물질로 방출되는 과정은 껍질부분이 완전히 소진되어 중심핵만 남는 상태까지 계속된다(질량에 따라 백만년에서 천만년 소요). 점근거성가지별의 질량결손이 지속되면서 껍질층이 얇아지고 맥동과 항성풍의 특성이 급격히 변하면서 후점근거성가지 또는 전행성상성운(post-AGB or pre Planetary Nebulae)으로 불리우는 과도기 단계를 거치면서 행성상성운으로 진화한다. 이 껍질부분이 거의 사라지는 마지막 단계에서 행성상성운(약 1만년 지속)을 거쳐 껍질부분이 완전히 사라진 축퇴된 중심핵은 백색왜성이 된다.

초기질량이 태양질량의 10배 이하인 항성이 주계열 단계를 지나면서 중심핵과 껍질이 따로 진화하며 진화 마지막단계까지 전체 질량의 90% 가량을 성간매질로 내보내고 중심핵은 밀집성(백색왜성)으로 남게된다. 질량결손은 주로 점근거성가지 단계에서 이루어진다. 성간물질은 밀도가 낮아서 먼지입자가 새로 생성될 가능성이 희박하지만, 밀도가 높은 점근거성가지별 주변은 먼지입자가 생성되기 매우 좋은 조건이다. 은하에 존재하는 대부분의 항성들은 초기질량이 태양질량의 10배 이하이므로 성간먼지의 대부분은 점근거성가지 단계에서 만들어졌다고 보인다. 질량이 이 보다 큰 항성은 II형 초신성 폭발로 많은 성간먼지를 만들 수 있고 파괴할 수도 있다. 지구에서 조사한 운석이나 혜성의 기원을 동위원소 분석을 통하여 조사한 결과에 의하면 이들 먼지는 대부분 초신성이 아닌 점근거성가지별에서 만들어졌다고 한다.

고전적인 탄소별의 두꺼운 먼지층에는 주로 비정질탄소 먼지와 탄화 규소(SiC), 황화마그네슘(MgS) 먼지가 존재하며 강한 항성풍의 형태로 성간매질로 방출된다. 이러한 물질들이 생간매질에서 상당한 변화 과정을 겪는다고 믿어진다. 비정질탄소는 graphite나(polycyclic aromatic hydrocarbon: PAH)로 변질될 수 있다. 우리가 성간먼지에서 보는 대부분의 PAH나 graphite는 탄소별에서 만들어진 비정질탄소에서 변질된 것으로 믿어진다.

산소가 풍부한 점근거성가지별에서 방출되는 규산염(silicate), 알루미나(alumina), 마그네슘 또는 철 산화물질 먼지 입자들은 성간매질의 새로운 환경에서 상대적으로 약한 변질과정인 결정질화(crystallization) 혹은 비결정질화(amorphisation)과 쪼개짐이나 응결에 따른 먼지입자의 크기 변화 과정 등을 겪으며 성간먼지로 존재한다고 믿어진다. 반면에 OH/IR항성 먼지층 바깥쪽에 많이 존재하는 물얼음입자(water ice; 주로 규산염먼지 위의 껍질 형태로 생성)는 성간매질에 막대한 양의 물분자를 제공하지만 환경에 따라서 다른 상태(기체, 액체, 고체)로 쉽게 바뀔 수 있다.

항성의 진화 말기에 만들어지는 먼지는 성간먼지의 중요한 원천이 되고 이는 항성 탄생의 기본물질이 되면서 은하에서의 물질순환에 중요한 역할을 한다.