[기초 천문학 2] 12. 항성의 진화 (2)

[기초 천문학 2] 12. 항성의 진화 (1) 세종대학교 물리천문학과 전공생입니다. 현재 1학년 전공 수강중입니다. 21학번에 편입해서… blog.naver.com

– 거성 이전의 주계열성과 임경로에 대해 궁금하신 점이 있으시면 위 링크를 통해 내용을 확인하실 수 있습니다.-

인기글

세종대학교 물리천문학과 전공생입니다.현재 1학년 전공 수강중입니다. (21학번에 편입해서 3학년이지만 처음 해보는 ww) 물리, 천문 과목은 처음이지만 학과 교수님 수업과 <기본 천문학> 교재를 이해한 내용을 바탕으로 작성하였습니다. 학습목차본의내용을그대로썼습니다.

11장에서는 균질한 화학 조성을 가지고 태어난 별의 평형 구조와 화학 조성의 변화를 이론적으로 어떻게 계산하는지에 대해 공부했습니다.별의 화학 성분이 시간이 지남에 따라 변화하면 새로운 모델이 각각의 시간에 따라 새롭게 계산되어야 합니다.이 장에서는 별의 진화 경로가 질량에 따라 어떤 차이를 보이는지 이해함으로써 항성 진화에 관한 관측적 사실을 설명합니다.이론적 계산의 상세한 내용은 이 책에서 다루기에는 너무 복잡하기 때문에 이 장에서 논의할 내용은 다소 정성적입니다.또한 매우 기본적인 별의 성질 이상의 내용이 포함되면 서로 다른 진화 경로가 상당히 복잡해질 것입니다.12.4_ 거성 단계여… 너무 어려워;; 주계열성이 개굴이었다는 것을 느끼고 기억할 때가 많아…(전부터 쌓여서 ㅋㅋ)주계열성 단계에서 거성 단계로 넘어갈 때는 Thermal Time Scale이 됩니다. 별 중심(약 10% 정도)의 수소가 모두 헬륨으로 바뀌면 Main Sequence 단계는 끝납니다.헬륨 핵과 수소 껍질 연소 단계에 접어들면서 헬륨 핵은 증가하고 별의 외피에서는 팽창이 일어납니다. 따라서 표면 온도는 감소하고 광도는 유지하게 되며 HR 다이어그램에서 오른쪽으로 이동합니다.주계열의 하단부(M<1.5Msun)에서는 서서히 광도와 온도의 변화로 HR도에서 오른쪽으로 이동해 Subgiant Branch를 만듭니다.주계열 상단부(M>1.5Msun)에서는 HR도에서 오른쪽으로 순식간에 이동(t_t:Thermal Time Scale)합니다. 그 후 별의 외피부 대류층이 서서히 발달하면서 임트랙에 접근하게 됩니다. (but 초과 사진 없음). 만약 오른쪽으로 넘어간 별이 있다면 Dynamical Time Scale에서 다시 임트랙 왼쪽으로 넘어옵니다.) 별의 거성 단계에서는 별의 질량에 따라 크게 세 가지 경로로 나뉘게 되므로 아래에 더 자세히 적어보도록 하겠습니다.절반 중 오른쪽 경로에 해당하는 사진이 위의 세 경로에 의한 항성의 진화 과정입니다.① 저질량 별 (M) < 2.3 Msun）중심 헬륨 핵은 전자 축퇴 상태 → 밀도 상승 → 전도에 의한 온도 균일을 경험합니다.중심 전체에 걸쳐서 삼중 알파 입자 핵 융합이 일어나는 급격하게 온도가 상승합니다.일반적으로 중심 핵 온도가 다시 올라가면 압력이 증가하고 다시 온도가 내려가는 것이 있는데, 퇴화된 상태에 있기 때문에 온도에 의해서 합성력이 증가하지 않습니다.즉, 중심 핵 온도가 상승할 계획입니다.그러나 중심 핵 밀도가 늘어나면 어느 순간 축퇴 상태가 풀립니다.이때 외피부는 계속 확실하고 별은 적생 거성 단계에 집입합니다.한편 수축하는 헬륨 중심 핵은 퇴화된 상태가 되어 온도가 상승하면서 온도가 10^8K에 이른다고 3겹 알파 입자 과정이 시작되면서 중심 핵은 순간적으로 헬륨 섬광을 체험합니다.헬륨(He)연소 후 이런 변화가 불과 몇초에서 열리고 급격한 He연소와 함께 팽창(HeFlash(헬륨 섬광)을 일으킵니다.(⑧)이후 별은 새로운 평형 상태(L, T)을 찾아 HR도표에서 수평 가지(HB)에 놓이게 됩니다.HB의 어디에 둘지는 헬륨 섬광(HeFlash)과정에서의 질량 손실(Mass Loss)물량으로 다릅니다.헬륨 섬광 사이는 별의 광도는 오히려 감소합니다.왜냐하면 헬륨 섬광의 에너지는 팽창한 핵의 중력 에너지로 변환되기 때문입니다.그러므로 헬륨 섬광 이후 별은 새로운 평형 상태를 찾아 중심부 헬륨은 비축 퇴상 상태에서 서서히 연소하는 탄소로 됩니다.(⑨)동시에 껍질부는 심하게 팽창하고 자신의 질량을 일으키고 잃기 시작하면서 결국 행성상 성운이 됩니다.(⑪)성운의 중심 핵 부분에는 수소가 고갈되면서 백색 왜성이 자리 잡게 됩니다.(⑫)푸른수평지/적색수평지의 위치를 확인할 수 있다별은 헬륨 섬광 이후에 수평 가지에 위치하는데 이는 별이 잃은 질량(Mass Loss)에 의존 하는데 이 양은 별마다 다른 정확히는 모르겠어요.수평 가지에 따라서 광도는 크게 바뀌지 않습니다만, 표피의 질량이 작을수록 별의 유효 온도는 높아집니다.수평 평가지는 금좌 BR형 변광성을 만들맥동 불안정대에 해당하는 틈을 기준으로 파란 부분과 붉은 부분으로 나눠집니다.금속 함량이 적으면 푸른 수평 가지(BHB)이 튀는 것과 관련 있기 때문에 수평 가지 별의 분포는 금속 함량에 의존합니다.그러므로 금속 함유량이 낮은 구상성 단일일수록, 푸른 수평 가지가 강하고 더 돋보입니다.태양과 비슷한 금속 성분을 지닌 구상 성단에는 수평 가지가 줄고 레드 클럼프(Red Clump)란 짧은 단락을 만들지만 이는 적색 거성 가지(RGB)와 연결되어 있습니다② ② Intermediate Mass Star(2.3 Msun< M< 8 Msun) 중심 온도가 높기 때문에 중심 밀도는 저질량 별에 비해 낮습니다. 즉, 물질이 축퇴 상태에 있지 않습니다. (축퇴는 온도가 OK에 가깝거나 밀도가 매우 높을 때 일어납니다. 예를 들어 중성자별, 거성, 백색왜성에서 축퇴가 일어납니다.) 따라서 He의 연소는 폭발적이지 않습니다.HR 다이어그램에서 적색 거성 가지 쪽을 왼쪽으로 이동하고 다시 임트랙 방향으로 이동합니다. 이러한 HR 도상의 움직임을 Blue Loop이라고 합니다.별들이 이러한 Instability(불안정한) 영역을 왔다 갔다 하면서 별의 광도가 주기적으로 변화합니다. 이를 세페이드 변광성이라고 하며, 세페이드 주기-광도 관계식을 이용하여 별의 절대 등급을 측정하고 별의 거리까지 측정할 수 있습니다.그렇다고 합니다. (14장 공부한 친구 가로되)(맥동변광성 원리 (14장) : 별의 외피층에 있는 헬륨 원자가 이온화에서 방출된 자유전자에 의해 불투명도가 증가)질량이 5Msun의 별은 CNO순환 반응에서 에너지가 생성되고, 중심 핵이 대류에 의해서 표 피질에서는 복사에 의해서 에너지가 외부에 전달됩니다.(⑬)핵의 수소가 소진되면서 주계열성 단계까지 끝나고 중심 핵을 둘러싼 구각에서 수소가 연소하기 시작합니다.(⑭)헬륨으로 채워진 중심 핵은 대류의 상태에 놓이고 비축 퇴상 상태에 있습니다.그리고 헬륨은 연소할 계획입니다.(⑮)그 후에는 헬륨 연소 지역이 얇은 층을 형성하며 밖으로 옮기겠습니다.헬륨으로 채워진 중심 핵은 대류의 상태에 놓이고 비축 퇴상 상태에 있습니다.그리고 태양 질량의 3~15배에 속하는 별은 중심 핵의 탄소가 퇴화된 상태에 이르는 탄소 섬광 현상이 있게 됩니다.(⑰)그 결과 초신성 폭발이 기인됩니다.이때 별은 완전히 파괴됩니다.③ High Mass Star(M > 8 Msun) 중심 온도가 이미 3α process가 일어날 수 있는 1억도에 이르렀기 때문에 RGB(적색 거성지)에 도달하기 전에 He 연소를 시작합니다.핵융합 효율이 높고 항성풍에 의한 질량 손실이 발생합니다.Wolf Rayet Star 사진자료 (위키백과)질량 손실로 인해 표피층이 많이 날면 표면 온도가 높아지므로 밝은 파란색이 됩니다. 표피층을 유지하지 못하면 Wolf Rayet Star가 됩니다…? wGPT : Wolf-Rayet (WR) 별은 드물게 대직경성 중 높은 질량을 가진 별 클래스입니다. 이 별들은 매우 크고 질량이 크기 때문에 급속히 핵융합을 소비하며 그 결과 수명이 짧습니다. 일반적으로 Wolf-Rayet 별은 O 및 B형 별에서 진화합니다. Wolf-Rayet 별의 가장 특징적인 특징인 하나는 매우 높은 표면 온도와 강력한 방사 에너지 흐름을 가지고 있다는 것입니다.질량이 5Msun의 별은 CNO순환 반응에서 에너지가 생성되고, 중심 핵이 대류에 의해서 표 피질에서는 복사에 의해서 에너지가 외부에 전달됩니다.(⑬)핵의 수소가 소진되면서 주계열성 단계까지 끝나고 중심 핵을 둘러싼 구각에서 수소가 연소하기 시작합니다.(⑭)헬륨으로 채워진 중심 핵은 대류의 상태에 놓이고 비축 퇴상 상태에 있습니다.그리고 헬륨은 연소할 계획입니다.(⑲)그 후에는 헬륨 연소 지역이 얇은 층을 형성하며 밖으로 옮기겠습니다.매우 질량이 큰 별은 중심의 탄소 핵이 대류 상태에 있는 탄소를 태우고 산소와 마그네슘에서 만들어진다.마침내 중심 핵은 쇠로 채워졌으며 이 주위를 규소, 산소, 탄소, 헬륨, 수소의 순으로 복수의 층이 둘러싸다.(㉑)핵 연료는 고 강성에서 별이 동력학 시간 척도로 수축한다.(㉒)외곽부는 폭발하며 중심 핵은 더 수축해서 중성자 별 이나 블랙 홀이다.질량이 5Msun의 별은 CNO순환 반응에서 에너지가 생성되고, 중심 핵이 대류에 의해서 표 피질에서는 복사에 의해서 에너지가 외부에 전달됩니다.(⑬)핵의 수소가 소진되면서 주계열성 단계까지 끝나고 중심 핵을 둘러싼 구각에서 수소가 연소하기 시작합니다.(⑭)헬륨으로 채워진 중심 핵은 대류의 상태에 놓이고 비축 퇴상 상태에 있습니다.그리고 헬륨은 연소할 계획입니다.(⑲)그 후에는 헬륨 연소 지역이 얇은 층을 형성하며 밖으로 옮기겠습니다.매우 질량이 큰 별은 중심의 탄소 핵이 대류 상태에 있는 탄소를 태우고 산소와 마그네슘에서 만들어진다.마침내 중심 핵은 쇠로 채워졌으며 이 주위를 규소, 산소, 탄소, 헬륨, 수소의 순으로 복수의 층이 둘러싸다.(㉑)핵 연료는 고 강성에서 별이 동력학 시간 척도로 수축한다.(㉒)외곽부는 폭발하며 중심 핵은 더 수축해서 중성자 별 이나 블랙 홀이다.그 후 외피층은 팽창하고 표면 온도는 낮아지고 광도는 증가합니다.껍질 부분에서는 수소 껍질+헬륨 껍질 연소가 번갈아 반복되면서 열적 맥동 현상(Thermally Pulsing Phase)이 일어나 껍질이 우주 공간으로 날아가 행성상 성운이 됩니다.질량이 8Msun 이하인 별은 중심핵이 탄소+산소 성분인 백색왜성으로 남습니다.그 후 외피층은 팽창하고 표면 온도는 낮아지고 광도는 증가합니다.껍질 부분에서는 수소 껍질+헬륨 껍질 연소가 번갈아 반복되면서 열적 맥동 현상(Thermally Pulsing Phase)이 일어나 껍질이 우주 공간으로 날아가 행성상 성운이 됩니다.질량이 8Msun 이하인 별은 중심핵이 탄소+산소 성분인 백색왜성으로 남습니다.그 후 외피층은 팽창하고 표면 온도는 낮아지고 광도는 증가합니다.껍질 부분에서는 수소 껍질+헬륨 껍질 연소가 번갈아 반복되면서 열적 맥동 현상(Thermally Pulsing Phase)이 일어나 껍질이 우주 공간으로 날아가 행성상 성운이 됩니다.질량이 8Msun 이하인 별은 중심핵이 탄소+산소 성분인 백색왜성으로 남습니다.- 거성 단계의 끝 — 거성 단계의 끝 — 거성 단계의 끝 — 거성 단계의 끝 -12.5_진화의 마지막 단계- 찬드라세카 한계(Chandrasekhar Mass Limit) : 1.2~1.4 Msun-전자의 양자역학적 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계-오펜하이머-볼코프 질량(Openheimer-Volkoff Mass) : 1.5~2.0 Msun-중성자의 양자역학 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계- 찬드라세카 한계(Chandrasekhar Mass Limit) : 1.2~1.4 Msun-전자의 양자역학적 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계-오펜하이머-볼코프 질량(Openheimer-Volkoff Mass) : 1.5~2.0 Msun-중성자의 양자역학 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계- 찬드라세카 한계(Chandrasekhar Mass Limit) : 1.2~1.4 Msun-전자의 양자역학적 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계-오펜하이머-볼코프 질량(Openheimer-Volkoff Mass) : 1.5~2.0 Msun-중성자의 양자역학 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계- 찬드라세카 한계(Chandrasekhar Mass Limit) : 1.2~1.4 Msun-전자의 양자역학적 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계-오펜하이머-볼코프 질량(Openheimer-Volkoff Mass) : 1.5~2.0 Msun-중성자의 양자역학 축퇴압력으로 견딜 수 있는 질량의 한계- – 사진 자료 출처 -기본천문학 교재 12장https://www.scienceall.com/dictionary/dictionary.sca?todo=scienceTermsView&knd=&code=&bbsid=619&articleid=305232&sbseq=&subjectType=&step=&fsseq=&pageno=1&pagesize=3&skeyword=%BC%F6%C6%F2+%B0%A1%C1%F6https://sites.astro.caltech.edu/~george/ay20/eaa-globcl.pdfhttps://m.blog.naver.com/togimas/221360167923