{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:Evolutionary_track_5m.svg|오른쪽|섬네일|초기 질량 {{태양질량|5}}인 항성의 진화 경로는 블루 루프가 나타난다. ]]

[[항성 진화]] 마당에서 '''블루 루프'''({{llang|en|Blue Loop}})란 진화한 [[항성]]의 일생에서 차가워진 항성이 재차 냉각되기 전에 뜨거운 항성으로 진화하는 단계이다. 명칭은 [[헤르츠스프룽-러셀 도표]]에서 그 진화 경로가 청색(즉, 뜨거운) 쪽으로 고리 모양을 하는 데서 유래되었다.

블루 루프는 [[적색 초거성]]이나 [[적색거성]], [[점근거성열|점근거성]]에서도 발생할 수 있다. 일부 항성은 한 차례 이상의 블루 루프를 겪기도 한다. [[세페이드 변광성|세페이드]] 등 여러 [[맥동 변광성]]이 블루 루프 항성이다. [[수평가지]] 항성 역시 일시적으로 적색거성이나 점근거성보다 표면온도가 높아지지만, 이들은 일반적으로 블루 루프로 취급하지 않는다. 루프는 각 항성에 대해서 매우 느리게 일어나기 때문에 관측이 불가능하지만, 이론적으로 [[색등급도|H-R도]] 상 항성의 물리량과 분포를 통해 추론할 수 있다.

== 적색거성 ==
{{본문|적색거성가지}}
[[파일:CoRoT_HR.jpg|오른쪽|섬네일|항성의 진화 경로. 질량이 큰 적색 초거성일수록 블루 루프가 크게 나타난다.]]

[[적색거성가지]](RGB)에 있는 항성 대부분은 비활성화된 헬륨 핵을 지니며 [[헬륨 섬광]]이 일어난 후에 수평가지로 이동한다. 그러나 질량이 약 2.3[[태양질량|''M''<sub>⊙</sub>]]보다 큰 항성은 비활성 핵을 지니지 않는다. 이들은 [[적색거성가지의 첨단부|적색거성가지 상단]]에 이르기 전에 매끄럽게 핵의 헬륨을 점화하여 태우면서 뜨거워진다. 질량이 클수록 이 과정에서 더 뜨거워지며, 약 5''M''<sub>⊙</sub>보다 무거운 항성부터는 대개 블루 루프를 겪는 것으로 취급한다. 블루 루프의 지속 시간은 수백만 년 정도다. 이 유형의 블루 루프는 별의 일생에서 딱 한 번 발생한다.<ref name="1번 각주"/><ref name="2번 각주"/><ref name="3번 각주"/>

== 점근거성가지 ==
{{본문|점근거성가지}}

[[점근거성가지]](AGB)의 항성은 비활성화된 커다란 [[탄소]]·[[산소]] 핵을 지닌다. 이를 대신하여 핵을 감싸는 동심원 껍질에서 수소와 헬륨을 연소한다. 헬륨 껍질 연소가 시작되면 [[점근거성열#AGB의 단계|열맥동]]이 발생하는데, 일부 경우에서는 이로써 별의 표면온도가 증가하면서 블루 루프가 일어난다. 껍질이 연달아서 연소 개시와 중단을 반복하면서 여러 차례의 열맥동이 일어날 수 있다. 이러한 일이 일어나는 항성에서는 여러 차례의 블루 루프가 일어날 수 있다.<ref name="4번 각주"/>

== 적색 초거성 ==
{{본문|적색 초거성}}

[[적색 초거성]]은 [[주계열]]에서 이탈하여 크게 부풀고 차가워진 대질량성이다. [[광도]]가 크고 [[표면중력]]이 작기 때문에 급격하게 질량을 소실하고 있다. 매우 밝은 적색 초거성은 표면온도가 높아지고 크기가 작아질 정도로 질량을 빠르게 잃는다. 매우 무거운 항성은 이를 통해 적색 초거성에서 [[청색 초거성]]으로 영구히 진화하기도 하지만, 어떤 경우는 블루 루프가 일어나면서 적색 초거성으로 복귀할 수도 있다.<ref name="5번 각주"/><ref name="6번 각주"/>

== 불안정대 ==
{{본문|불안정대}}

항성은 H-R도 상 주계열 위의 황색 영역에서 블루 루프를 개시한다. 이들 상당수가 걸친 영역은 [[불안정대]]라고 일컫는데, 이 영역에 있는 항성의 외피층이 불안정하여 맥동하기 때문이다. 점근거성가지의 블루 루프 과정에서 불안정대에 걸친 항성은 [[처녀자리 W형 변광성]]이 되는 것으로 여겨진다. 이보다 질량이 큰 항성이 적색거성가지의 블루 루프에서 불안정대를 가로지를 경우, [[세페우스자리 델타형 변광성|케페우스자리 델타형 변광성]]이 나타나는 것으로 여겨진다. 두 유형의 항성 모두 그 단계에서 밝고 불안정한 [[광구]]를 지니며 종종 [[초거성]] 스펙트럼이 나타나기도 하지만, 대다수는 탄소를 연소하거나 [[초신성]]에 이를 정도로 무겁지는 않다.<ref name="4번 각주"/><ref name="7번 각주"/><ref name="8번 각주"/>

== 각주 ==
{{각주|refs=

<ref name="1번 각주">{{서적 인용|type=lecture notes|title=Stellar Structure and Evolution|first=Onno|last=Pols|date=September 2009|chapter-url=https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter9.pdf|chapter=Chapter 9: Post-main sequence evolution through helium burning|access-date=2019-01-17|archive-date=2019-05-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20190520071013/https://astro.uni-bonn.de/~nlanger/siu_web/ssescript/new/chapter9.pdf|url-status=dead}}</ref>

<ref name="2번 각주">{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:20040024 |bibcode=2004A&A...418..213X |title=Blue loops of intermediate mass stars . I. CNO cycles and blue loops |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=418 |pages=213–224 |last1=Xu |first1=H. Y. |last2=Li |first2=Y. |year=2004 |doi-access=free }}</ref>

<ref name="3번 각주">{{저널 인용|doi=10.1063/1.4768514|bibcode=2012AIPC.1498..334H|title=Sensitivity of the blue loops of intermediate-mass stars to nuclear reactions|journal=American Institute of Physics Conference Series|volume=1498|issue=1|pages=334|last1=Halabi|first1=Ghina M.|last2=El Eid|first2=Mounib|year=2012|arxiv=1410.1652|s2cid=7679927}}</ref>

<ref name="4번 각주">{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361/201730687|bibcode=2017A&A...603A..70G|title=Luminosities and infrared excess in Type II and anomalous Cepheids in the Large and Small Magellanic Clouds|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=603|pages=A70|last1=Groenewegen|first1=M. A. T.|last2=Jurkovic|first2=M. I.|year=2017|arxiv=1705.00886|s2cid=118883548}}</ref>

<ref name="5번 각주">{{저널 인용|bibcode=2011BSRSL..80..266M|title=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective|journal=Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège|volume=80|pages=266|last1=Meynet|first1=Georges|last2=Georgy|first2=Cyril|last3=Hirschi|first3=Raphael|last4=Maeder|first4=André|last5=Massey|first5=Phil|last6=Przybilla|first6=Norbert|last7=Nieva|first7=M. -Fernanda|year=2011|arxiv=1101.5873}}</ref>

<ref name="6번 각주">{{저널 인용|doi=10.1093/mnras/stt796|bibcode=2013MNRAS.433.1246S|title=Evolution of blue supergiants and α Cygni variables: Puzzling CNO surface abundances|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=433|issue=2|pages=1246|last1=Saio|first1=Hideyuki|last2=Georgy|first2=Cyril|last3=Meynet|first3=Georges|year=2013|arxiv=1305.2474}}</ref>

<ref name="7번 각주">{{저널 인용|doi=10.1086/499501|bibcode=2006PASP..118..410T|title=Rate of Period Change as a Diagnostic of Cepheid Properties|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=118|issue=841|pages=410–418|last1=Turner|first1=David G.|last2=Abdel-Sabour Abdel-Latif|first2=Mohamed|last3=Berdnikov|first3=Leonid N.|year=2006|arxiv=astro-ph/0601687|s2cid=12830101}}</ref>

<ref name="8번 각주">{{서적 인용|doi=10.1007/10057805_40|chapter=5.1.2.1 Cepheids - CEP|title=Stars and Star Clusters|volume=3B|pages=134–139|series=Landolt-Börnstein - Group VI Astronomy and Astrophysics|year=1996|last1=Duerbeck|first1=H. W.|last2=Seitter|first2=W. C.|isbn=978-3-540-56080-7}}</ref>

}}

[[분류:헤르츠스프룽-러셀 분류]]
[[분류:항성 진화]]
[[분류:천문학]]