별의 진화

소개글

별의 진화에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 서론

가. H-R도와 광도 계급 1

나. 광학적 깊이(Optical Depth)


2. 별의 진화

가. 성간 물질과 성운

나. 원시성 단계

다. 전주계열 단계

라. 주계열 단계
1) 수소 핵융합 반응
2) 주계열성의 내부 구조

마. 후주계열 단계
1) 질량이 미만인 별 : 거성으로 진화하지 않음
2) 질량이 이상인 별 : 거성 단계(적색 거성열 및 수평열)
3) 맥동 변광성의 출현
4) 질량이 이상인 별 : 점근 거성열
★ 매우 큰 질량을 가진 별의 후주계열 단계

∮참고문헌

본문내용

주계열 이후 별은 질량에 따라 후주계열 단계라 불리는 각기 다른 진화 경로를 따라 결국 죽음에 이르게 된다.
질량이 미만인 별 : 거성으로 진화하지 않음
질량이 미만인 별은 수소 핵융합 반응이 끝난 이후 중력 수축하는 헬륨핵의 온도가 핵융합이 가능한 에 도달할 수 없다. 이들은 외피층은 행성상 성운(Planetary nebula)으로 날려 보내고 중심부는 중력 수축을 계속하여 주로 헬륨으로 이루어진 백색 왜성(White Dwarf)이 된다.
질량이 이상인 별 : 거성 단계(적색 거성열 및 수평열)
<그림10. 적색 거성열(RGB)과 수평열(HB) 및 점근 거성열(AGB)>
이상의 질량을 가진 별의 중심부에 헬륨이 쌓이고 수소가 고갈되어 감에 따라 수소 핵융합 반응은 서서히 중단되게 된다. 에너지원이 고갈된 별은 전주계열 단계와 같이 별 전체가 중력 수축하게 되는데 그로 인해 내부의 온도는 올라가고 다시 헬륨핵 주위 구각에서 수소 핵융합 반응이 재개되는 수소각 연소가 발생한다. 따라서 수소각과 맞닿는 외피층의 압력이 증가하여 별은 크게 팽창하게 되고 표면 온도가 낮아져서 붉게 보이게 되는데, 별의 질량과 에너지 생성량에 따라 적색 거성 또는 적색 초거성으로 진화하게 된다.
H-R도 상에서 보게 되면 별은 주계열을 이탈하여 다시 헤니에이 경로와 하야시 경로를 따라 올라가게 되는데 이들은 적색 거성열(Red Giant branch, RGB)이라 불린다. 주계열 하단부의 질량이 작은 별은 서서히 주계열을 이탈하여 준거성열을 형성하지만 질량이 큰 상단부의 별들은 빠르게 이동하여 거성 또는 초거성에 이르는 경로를 따라가게 된다. 적색 거성열을 따라 이동하는 동안 질량이 큰 별은 광도는 큰 변화가 없으나 표면온도가 급격히 떨어지며 질량이 작은 별은 표면온도는 큰 변화 없으나 광도가 크게 높아진다.
<그림11. 적색 거성열에서의 수소각 연소>
중력 수축하는 헬륨핵의 중심부 온도가 에 도달하게 되면 3α 반응이라 불리는 헬륨 핵융합 반응이 발생하고 수분 이내에 급격히 헬륨핵 전체로 확대된다. 이를 헬륨 섬광(helium flash)이라고 하며 순식간에 급격히 확대되는 이유는 헬륨핵이 계속되는 중력 수축으로 인해 축퇴 상태에 놓여있기 때문이다. 축퇴된 물질은 열전도율이 매우 높아 헬륨핵의 어느 곳에서든 거의 동일한 온도를 유지하며 핵반응이 일어날 수 있다. 중심부에서 헬륨이 연소하면서 탄소가 쌓이는 동안 적색 거성은 H-R도에서 왼쪽 수평방향으로 이동하게 되는데 이를 수평열(Horizonal Branch, HB)이라 한다.
맥동 변광성의 출현
수소 핵융합 반응에 비해 헬륨 핵융합 반응은 압력과 온도에 따라 에너지 생성률이 매우 민감하게 변하는 특징을 가진다. 별의 중심부에서는 헬륨이 연소하고 그 둘레에서는 수소각 연소가 발생하여 그 에너지 차로 인해 별의 내부는 역학적으로 불안정한 상태에 놓인다. 그로 인한 압력과 온도의 변화에 따라 별의 에너지 생성 율이 현저하게 달라지고 이로 인해 별 전체가 늘어났다 줄어들었다 하며 광도가 변하는 맥동 변광성(pulsating variable star)이 출현하게 된다.
<그림12. 맥동 변광성의 주기-광도 관계>
질량이 인별은 거성과 맥동 변광성을 거치면서 중심부의 헬륨을 모두 소진하게 된다. 그러나 이들은 탄소 핵융합 반응이 일어나는 에는 도달하지 못하므로 행성상 성운으로 외피 층을 날려 보내고 중심부는 수축하여 탄소로 이루어진 백색 왜성이 된다. 이들은 H-R도에서 점근 거성열을 거치지 않고 수평열이 백색 왜성으로 이어진다.
질량이 이상인 별 : 점근 거성열
이상의 질량을 가진 별을 탄소 이상의 핵융합 반응이 발생하여 계속 여러 가지 중원소를 생성하게 된다. 이들은 H-R도에서 수평열 이후의 점근 거성열(Asymptotic Giant Branch, AGB) H-R도 상에서 핵반응 단계에 따라 좌측과 우측을 오가며 특정한 점을 향해 수렴하는 형태를 띠기 때문에 점근(Asymptotic)이라고 불린다. 수렴하는 점에서는 초신성 폭발이 일어나 H-R도 상에서 사라지게 된다.
로 나타나며 질량에 따라 탄소 이상의 핵융합 반응이 여러 단계에 걸쳐 발생한 뒤 최종적으로 중심부의 핵융합 반응이 종료되면 정유체 평형이 깨져 중심부는 갑자기 중력 붕괴하여 중성자별(Neutron star)이나 블랙홀(Black Hole)이 되고 그 충격파로 인해 외피층은 급격한 폭발로 날려 보내는 초신성(Supernova)이 된다.
<그림 13. 질량이 다른 별들의 후주계열 진화 경로>
<그림 14. 수명이 다한 초거성의 내부 구조, 철보다 무거운 원소는 생성되지 않는다.>
★ 매우 큰 질량을 가진 별의 후주계열 단계
질량이 아주 큰 인 별들은 후주계열 단계로 거성열이나 점근 거성열을 따라 진화하는 보통의 별과는 아주 다른 진화 단계를 거친다. 원시성으로부터 죽음에 이르기까지 별이 진화하는 전 과정에서는 항상 항성풍이 뿜어져 나오는데 별의 질량이 커질수록 전체 질량 대비 많은 양의 항성풍이 뿜어져 나오게 된다. 태양 정도의 질량을 가진 별은 일생동안 항성풍으로 인해 손실되는 질량은 아주 미미하여 그 효과를 무시할 수 있지만, 질량이 아주 큰 별에서는 그 효과가 진화 과정에 지대한 영향을 미친다.
이들 매우 큰 질량을 가진 별은 강력한 항성풍으로 인해 후주계열 단계를 거치면서 팽창하게 되는 엷은 외피층을 유지할 수가 없다. 이들은 후주계열 단계에 이르면 항성풍으로 포피부를 방출하여 점차 중심핵이 드러나게 되는데 그래서 주계열 이후에도 적색 초거성이 되지 않고 푸른빛을 띠는 높은 표면 온도를 유지하게 된다. 이러한 별을 울프-라이에 별(Wolf-Rayet star)이라고 부른다.
울프 라이에 별의 중심부의 핵반응이 종료되면 중력 붕괴하여 블랙홀을 형성하고 남은 외피층은 급격한 폭발로 날려 보내게 된다. 이들은 초신성보다도 강력한 에너지(100배 이상)를 방출하는 극초신성(Hypernova) 폭발을 일으킨다고 여겨지고 있다.
<그림15. 울프-라이에 별의 상상도>
∮참고문헌
기본 천문학, 제 5판 Hannu Karttunen 저, 강혜성 외 6인 역, 시그마프레스
: 본문 참고

키워드

성운,   원시성,   전주계열,   주계열,   거성,   백색왜성,   중성자별,   블랙홀