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별의 진화
항성진화 또는 별의 진화는 항성의 평생 일어나는 변화의 과정을 가리키는 용어입니다. 별의 수명을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량입니다. 질량의 크기에 따라 별은 짧고, 약 수백만 년, 약 수억 년의 긴 수명으로 나뉩니다. 항성의 수명 항성의 수명은 영원에 가까울 정도로 길어서 인간이 항성을 지켜보면서 보면서 변화 과정을 관찰하는 것은 불가능하며 대신 천체물리학자들은 우주 항성의 공간 분포를 통해 자연의 수명을 간접적으로 예측합니다. 또한, 별의 수명에 따라 항성의 내부 구조가 변화하는 별의 진화를 연구하기 위해 컴퓨터 시뮬레이션을 사용합니다. 항성의 진화는 항성 양성소라고도 불리는 거대한 분자 구름 내에서 시작됩니다. 우주 대부분의 공간 밀도는 1세제곱 미터당 0.1~1 수준의 분자이지만, 거대분자 구름 내부의 밀도는 일반적으로 1세제곱 미터당 수백만 분자가 존재합니다. 분자 구름의 지름은 50~300광년이며 태양 질량의 10만 배에서 천만 배에 이르는 물질이 있습니다. 분자 구름이 은하의 중심을 중심으로 궤도를 돌 때, 중력 붕괴는 분자 구름이 은하 나선형 팔의 밀도가 높은 영역을 충돌하거나 통과시킬 수 있는 몇 가지 요인 중 하나에 의해 발생합니다. 초신성 폭발 근처에서 파편은 분자 구름으로 빠르게 밀려 나와 중력 붕괴를 일으킵니다. 은하와 은하 사이의 충돌은 두 은하의 가스 구름 사이에 조석력에 의해 응축되고 혼합된 많은 양의 항성을 초래할 수 있습니다. 분자 구름은 수축하지만 작은 부분으로 나뉩니다. 이 작은 부분 내에서 응축된 가스는 열의 형태로 중력 작용으로 위치 에너지를 방출합니다. 가스 온도와 압력이 증가함에 따라 분자 구름의 파편은 원시별로 불리는 회전하는 뜨거운 가스 질량을 만듭니다. 처음 탄생하는 항성은 항성의 재료로 쓰이며 예외 없이 나머지 분자 구름에 숨겨져 있으며 가시광선으로 볼 수 없습니다. 갈색왜성 종종 이 아기별의 분자 구름은 주변 가스에 의해 방출되는 밝은 빛에 대한 실루엣 형태로 나타납니다. 그들은 갈색 왜성이라고 불리지만, 태어날 때 질량이 매우 작은 천체는 융합 효과를 일으키는 온도를 생성하지 않습니다. 항성과 갈색 왜성을 구별하는 경계는 천체의 화학적 구성에 달려 있습니다. 무거운 원소 함량이 높으면 별이 될 수 있는 질량의 하한선이 낮습니다. 목성의 질량의 13배 이상의 갈색 왜성은 중수소 융합을 일으킬 수 있기 때문에 일부 천문학자들은 이 수준 이상의 천체만 갈색 왜성으로 취급합니다. 갈색 왜성은 중수소 융합을 일으킬 만큼 무거운 경우와 관계없이 천천히 시원하고 희미하게 빛나고 수억 년 동안의 시간을 보냅니다. 질량이 무거운 별은, 중심핵의 온도는 약 수만 켈빈에 도달하고 양성자-양자 연쇄 반응이 시작되어 수소가 융합을 일으키는 동안 중수소를 통해 헬륨으로 변환됩니다. 태양 질량보다 약간 무거운 별은 NCO 순환에서 대부분 에너지를 생산합니다. 복사압은 중심핵에서 생성된 에너지를 통해 형성되며, 이 복사 압력은 항성이 중력 붕괴를 일으키는 것을 방지하기 위해 위의 가압 중량에 저항하기 위해 이 상태를 유체 정적 평형 상태로 만듭니다. 이때부터 항성은 안정적인 크기를 유지할 것입니다. 항성의 탄생부터 죽음 새로 태어난 별은 각각 크기와 색상을 가지고 있습니다. 그들의 분광형은 뜨겁고, 파란색, 차갑고, 빨간색이며, 질량은 최소 태양의 0.085배에서 최대 20배 이상 다양합니다. 한 항성의 밝기와 색상은 표면 온도에 따라 달라지며, 이 차이를 결정하는 근본적인 요소는 질량입니다. 어린 별은 헤르츠스프룽 러셀 도표의 메인 라인 중 하나에 있으며, 작고 차가운 적색 왜성은 천천히 수소를 태우고 메인 라인에 오래 머물러 수조 년을 보냅니다. 반면에 뜨거운 초거성은 수백만 년 동안만 머물며, 태양처럼 질량이 중간 정도인 항성은 약 100억 년 정도 머뭅니다. 태양은 지금까지 자신의 삶의 절반을 보냈다고 추측됐으며, 현재 주 계열 상태에 있습니다. 항성이 중심핵에서 수소가 다 떨어지면 주 계열을 떠납니다. 수십억 년이 지난 지금, 항성이 처음 태어나면 질량에 따라 헬륨으로 수소를 지속해서 치환하는 과정이 축적되고, 항성의 중심에는 융합의 산물인 헬륨이 축적됩니다. 뜨겁고 밝은 별은 차갑고 어두운 별보다 수소 핵융합이 더 빨리 헬륨으로 변합니다. 중간에 쌓인 헬륨은 중력으로 별을 수축시켜 수소보다 밀도가 높아서 융합의 핵 빈도를 증가시킵니다. 이러한 중력 수축에 대해 별의 모양이 붕괴하지 않도록 온도가 높아져야 합니다. 결국 핵융합의 연료 역할을 하는 수소가 중심핵에 고갈돼 수소 융합에 의해 생성되고, 바깥쪽으로 팽창하면서 더는 중력 붕괴와 평형을 이루도록 압력을 받지 않으면 별은 약 1억 켈빈까지 가열될 것이고, 그 온도는 그나마 전자 퇴행 압력으로 중력을 상쇄할 수 있거나 중앙 핵이 헬륨 융합을 일으킬 수 있습니다.
항성의 진화방향
어떤 방향으로 진화할 것인지는 별에 따라 다릅니다.
적색 왜성
적색 왜성은 수명은 태양의 거의 수백 배(약 200억~4 조 7천억 년)이기 때문에 컴퓨터 시뮬레이션에서만 추론할 수 있습니다. 시뮬레이션 결과 가스 구름으로 시작해 수백억 년 동안 주계열성에 머물러 있다가 수소를 태우지 못하면 갑자기 수축하는 것으로 나타났습니다. 중간 질량 별. 중간 질량의 별에서 융합 작용은 중심 핵 외부의 수소층에서 더 빠르며 별 부피가 증가하기 시작합니다. 이 때문에 별의 외곽 층이 항성의 중심에서 멀어져 외곽에 합류하는 중력이 약화하고 빠르게 확장되는 동시에 수소의 밀도가 감소하고 핵융합 빈도가 감소하고 표면 온도가 감소합니다. 표면 온도가 떨어지면 항성은 주계열 별보다 더 빨간색으로 보입니다. 이 별들은 적색거성이라고 불립니다. 헤르츠스프룽 러셀 도표에 따르면, 적색거성은 분광학 K 또는 M의 거대한 비 주계열성입니다. 대표적인 적색거성은 황소자리의 알데바란이나 목동자리의 아크투루스가 있습니다. 태양 질량의 최대 몇 배에 달하는 별은 수소를 함유한 여러 층이 형성되는 전자축퇴압력의 도움으로 헬륨으로 구성된 중심핵 구조를 개발합니다. 항성의 중력 때문에 중심핵 바로 위의 수소층은 압축되어 주계열성 나이보다 빠른 속도로 수소 핵융합을 일으킵니다. 핵융합 속도가 빨라질수록 항성은 전보다 훨씬 밝아지고 크기도 1천 배에서 1만 배 정도 커집니다. 이때 단위 면적당 발광량이 줄어드는 데다 광도의 변화가 표면적의 변화가 아니라 소량이어서 유효 온도가 낮아집니다. 이 팽창된 항성의 외곽 부분은 대류층으로 구성되어 있지만, 내부 물질은 핵융합 반응이 일어나는 항성 표면으로 대류를 통해 혼합됩니다. 질량이 매우 작은 별을 제외한 모든 별은 핵융합의 산물이 오래될수록 별 내부 깊숙이 축적되지만 이 기간에 융합 제품은 대류층을 통해 별 표면에서 볼 수 있습니다. 수소, 헬륨의 동위원소에서 발생하는 변화는 관찰할 수 없어서 별의 구성에서 발생하는 엄청난 변화에도 관찰할 수 있는 변화는 매우 미미합니다. CNO 순환의 영향으로 12C의 백분율은 별 표면에서 13C보다 낮으며 탄소와 질소의 비율 변화가 관찰됩니다. 이러한 변화의 측면은 분광 관측을 통해 감지될 수 있으며 진화가 진행 중인 몇 개의 오래된 별에서 관찰되었습니다. 중심핵의 수소는 핵융합 작용을 통해 헬륨으로 변하고 이 헬륨은 중심핵에 축적돼 핵은 더욱 압축되고 나머지 수소융합 속도는 더욱 빨라집니다. 이것은 삼중 알파 과정을 포함한 헬륨 핵융합 작용을 시작합니다. 태양 질량의 0.5배를 초과하는 별들 사이에서 헬륨 융합 작용은 전자 퇴행 압력 때문에 수백만 년에서 수천만 년 사이에 발생하지 않습니다. 반면에 무거운 별은 헬륨이 축적된 핵과 결합한 질량과 헬륨 융합 단계에서 더 빨리 들어갈 수 있는 층이 있습니다. 거대한 질량 별. 거대한 질량 별은 수소를 빠르게 소비하면서 적색 초거성 또는 극대 거성으로 진화합니다. 거대한 질량 별은 적색 초거성 또는 극대 거성으로 진화했으며, 수소, 헬륨, 탄소, 산소, 네온, 마그네슘 등의 순서 핵융합으로 진화했습니다. 철은 끝에서 생산됩니다. 거대한 질량 별은 그들이 죽을 때 초신성 또는 극초신성으로 끝납니다.