티스토리 뷰
별은 어떻게 탄생했는가
지구에서 가장 가까운 별은 우리 자신의 태양이므로 천문학자들이 자세히 연구 할 수있는 있다는 이야기가 천문학자 사이에서 맴돌고 있습니다. 우리가 태양에 대해 배운 교훈은 다른 별에도 적용될 수 있습니다. 별의 생명은 중력에 대항하는 끊임없는 투쟁입니다. 중력은 별을 붕괴 시키려고 끊임없이 노력합니다. 그러나 별의 핵은 매우 뜨거워 가스 내에 압력을 생성합니다. 이 압력은 중력의 힘을 상쇄하여 별을 정수 역학적 평형이라고합니다. 별이 별을 안쪽으로 당기는 중력과 별을 바깥쪽으로 밀어내는 압력 사이에 평형이 있는 한별은 괜찬습니다. 대부분의 별의 일생 동안 내부 열과 복사는 별의 핵에있는 핵 반응에 의해 발생합니다. 별의 삶의 이 단계를 보고 주계열이라고합니다.별이 주계열에 도달하기 전에 별은 수축하고 핵 반응을 시작할만큼 핵이 아직 뜨겁거나 밀도가 높지 않습니다. 따라서 주 시퀀스에 도달할때까지 수축에서 발생하는 열에 의해 정수압지지가 제공됩니다. 어느 시점에서 별은 핵반응에 대한 핵심 물질이 부족할 것입니다. 별의 핵연료가 떨어지면 메인 시퀀스에서 시간이 끝납니다. 별이 충분히 크면 일련의 비효율적인 핵 반응을 통해 내부 열을 생성 할 수 있습니다. 그러나 결국 이러한 반응은 항성 자체의 중력을 지탱하기에 충분한 열을 더 이상 생성하지 못해 별이 붕괴 될 것입니다. 그 다음 우리가 알아볼 것은 스텔라 진화입니다. 스텔라 진화는 별은 자연의 다른 모든 것과 마찬가지로 태어나고, 살고, 죽습니다. 천문학자들은 삶의 모든 단계에서 별을 관찰하여 모든 별이 지나가는 것처럼 보이는 수명주기를 짧습니다. 별의 운명과 생명은 주로 질량에 달려 있고, 모든 별은 거대한 분자 구름 속의 물질 붕괴에서 시작됩니다. 이 구름은 별사이에 형성되는 구름이며 주로 분자 가스와 먼지로 구성되어 있습니다. 구름 내부의 난기류는 매듭을 형성하고 그 자체의 중력에 의해 붕괴 될 수 있습니다. 매듭이 무너짐에 따라 중앙의 재료가 가열되기 시작합니다. 그 핫코어는 프로토스 타라고 불리며 결국 별이 됩니다. 구름은 하나의 큰별로 무너지는 것이 아니라 물질의 서로 다른 매듭이 각각 고유 한 원시 별이 될 것입니다. 이것이 바로이 물질 구름을 종종 별의 핵종류라고 부르는 이유입니다. 그들은 많은 별이 형성되는 곳입니다. 원시성이 질량을 얻으면 코어가 더 뜨거워지고 밀도가 높아집니다. 어떤 시점에서는 수소가 헬륨으로 융합되기 시작할만큼 충분히 뜨겁고 밀도가 높아질 것입니다. 융합이 시작 되려면 코어가 1500만 켈빈이어야합니다. 프로토 스타가 수소를 융합하기 시작하면 생명의 주 계열 단계로 들어갑니다. 주 계열의 별은 수소를 핵의 헬륨으로 융합하는 별입니다. 이 반응으로 인한 복사와 열은 별의 생명의이 단계에서 중력이 별을 무너뜨리는 것을 막아줍니다. 이것은 또한 스타의 삶에서 가장 긴 단계입니다. 우리의 태양은 주 계열에서 약 100억년을 보낼 것입니다. 그러나 더 무거운 별은 연료를 더 빨리 사용하며 수백만년 동안만 주계열에 있을 수 있습니다. 결국 별의 핵심은 수소가 부족합니다. 그럴 때 별은 더 이상 중력을 견딜 수 없습니다. 내부층이 붕괴되기 시작하여 핵이 압착되어 별 중심의 압력과 온도가 증가합니다. 코어가 붕괴되는 동안 별의 외부 물질 층이 바깥쪽으로 확장됩니다. 별은 그 어느 때보 다 더 크게 확장됩니다. 그 결과 별은 수백배 커졌습니다. 이 시점에서 별은 적색 거성이라고 부르기도 합니다. 다음에 일어나는 일은 별의 질량에 달려 있습니다.중간 크 기의 별이 적색 거성 단계에 도달하면 핵은 헬륨이 탄소로 융합되도록 충분한 열과 압력을 갖게되어 핵이 붕괴. 핵의 헬륨이 사라지면 별은 질량의 대부분을 흘려서 행성상 성운이라고하는 물질 구름을 형성합니다. 별의 핵심은 냉각되고 수축되어 백색 왜성이라고하는 작고 뜨거운 공이 남습니다. 백색 왜성은 전자의 압력 때문에 중력에 의해 붕괴되지 않습니다. 태양 질량의 7배가 넘는 적색 거성은 더욱 화려한 결말을 맞이하게 됩니다. 이 고질량 별은 중질량 별과 동일한 단계를 거칩니다. 첫째, 바깥층은 거대한 별처럼 부풀어 오르지 만 더 커져서 적색 초거성을 형성합니다. 다음으로 코어가 수축하기 시작하여 매우 뜨겁고 밀도가 높아집니다. 그런 다음 헬륨과 탄소의 융합이 코어에서 시작됩니다. 헬륨의 공급이 떨어지면 코어가 다시 수축되지만 코어의 질량이 더 많기 때문에 탄소를 네온으로 융합 할 수있을만큼 뜨겁고 밀도가 높아집니다. 실제로 탄소 공급이 다 소모되면 코어가 철원자로 채워질때까지 다른 융합 반응이 발생합니다. 이 시점까지 핵융합 반응은 에너지를 방출하여 별이 중력과 싸울 수 있도록합니다. 그러나 철을 융합하려면 과도한 에너지를 생성하기보다는 에너지 입력이 필요합니다. 코어가 철로 가득 차있는 별은 중력과의 싸움에서 패배합니다. 철 원자가 함께 뭉개 짐에 따라 중심 온도는 1000억도 이상으로 상승합니다. 양전하를 띤 핵사이의 반발력은 중력을 극복하고 핵은 폭발적인 충격파로 별의 심장에서 반동합니다. 우주에서 가장 멋진 사건 중 하나에서 충격은 초신성이라고 불리는 엄청난 폭발을 일으켜 별에서 물질을 멀리 밀어냅니다. 물질은 성간 공간으로 분출됩니다. 별 질량의 약 75퍼센트가 초신성 공간으로 분출됩니다. 남은 코어의 운명은 질량에 따라 다릅니다. 남은 핵이 우리 태양 질량의 약 1.4~5배이면 중성자 별이됩니다. 코어가 더 크면 블랙홀로 붕괴됩니다. 중성자 별이 되려면 별은 초신성 이전에 태양 질량의 약 7~20배로 시작해야합니다. 태양 질량의 20배이상의 별만이 블랙홀이됩니다.