별의 진화

· 별의 탄생

+) 성간물질 : 별과 별 사이공간을 채우고 있는 먼지, 기체

+) 성운 : 성간물질이 많이 모여 구름처럼 보이는 것

저온 고밀도 성운 : 내부압력 < 중력 → 수축 → 중력 수축 에너지 ex) 암흑 성운

          ↓

       원시별         :  중력 수축 에너지로 인해 온도가 상승하고, 빛을 방출하기 시작

          ↓

   영년 주계열    : 중력 수축을 멈추고 수소 핵융합 반응을 시작하는 지점

 

 

→ 질량이 큰 경우

- 수평 방향으로 진화 (△T ↑)

- 진화 속도가 빨라 주계열에 빨리 도달한다.

 

→ 질량이 작은 경우

- 수직방향으로 진화 (△L ↑)

- 진화 속도가 느려 주계열에 느리게 도달한다.

 

 

 

- 주계열 단계 : 별의 일생 중 90%를 머무르는 가장 안정적인 단계

① 에너지원 : 중심핵의 수소 핵융합 반응

→ 태양질량의 1.5배 이하, 1800만K 이하 : P-P 반응 우세, 중심복사 외곽대류

→ 태양질량의 1.5배 이상, 1800만K 이상 : CNO 순환반응 우세, 중심대류 외곽복사

 

② 정역학 평형 : 내부 압력 = 중력 → 크기를 일정하게 유지

 

③ 물리량의 관계

 

 

 

 

 

 

 

 

 

- 거성, 초거성 단계

헬륨 중심핵 수축 (중력수축E로 인해 T 증가) → 수소 껍질(각) 연소 (핵융합E 발생으로 T증가) → 외곽층 팽창

→ 온도 상승으로 1억K에 도달하면, 중심핵에서 헬륨 핵융합 반응 시작

* 외곽층이 팽창하는 단계에서, 외곽층 팽창으로 인해 반지름이 증가, 표면온도 감소, 광도가 증가한다.

 

→ H-R도에서는 오른쪽 위로 이동한다.

- 질량이 좀 작다 : 거성

- 질량이 좀 크다 : 초거성

 

 

 

 

- 중심으로 갈수록 질량이 큰 원소가 분포한다.

 

 

 

 

 

 

- 별의 종말

① 거성 단계 이후 별은 매우 불안정한 상태가 된다.

② 중심부는 계속 수축하고, 외곽부는 수축과 팽창(맥동변광성)을 반복한다.

③ 별의 마지막 모습은 질량에 따라 달라진다.

 

→ 별의 질량이 태양과 비슷할 때

탄소핵 수축 → 헬륨 껍질 연소, 수소 껍질 연소 → 맥동 변광성 → 외곽부 : 행성상 성운 / 중심부 : 백색왜성

 

→ 별의 질량이 태양보다 클 때

원시별 (중력수축E) → 주계열성(수소핵융합E, 정역학 평형) → 초거성 → 초신성 폭발(외곽부 / 철보다 무거운 원소들 생성) 

→ 태양 질량의 1.4배 < 핵 질량 < 태양 질량의 3배 : 중성자별(중심부)

→ 태양 질량의 3배 < 핵 질량 : 블랙홀(중심부)

 

 

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