천문학에서 별의 진화의 정의

별의 진화는 거대한 분자 구름의 중력 붕괴에서 시작됩니다. 일반적인 GMC는 약 100광년(9.5 ×1014km)으로 최대 6개의 광년을 포함합니다. 100만 개의 태양질량(1.2 ×1037kg) 붕괴되면 GMC가 점점 더 작은 파편으로 부서집니다. 각각의 조각에서 붕괴된 가스는 열로서 중력 전위를 방출합니다. 온도와 압력이 증가함에 따라 파편은 원형 별로 알려진 슈퍼 핫 가스의 회전하는 공에 응축됩니다. 질량이 0.08 태양질량(1.6 ×1021) 미만인 프로토스터는 수소의 핵융합을 시작할 수 있을 정도로 높은 온도에 도달하지 못합니다. 이것들은 갈색 난쟁이라고 불립니다. 13 목성질량(2.5 ×10kg) 보다 무거운 갈색 난쟁이들이 중수소를 융합하여 일부 천문학자들은 오직 이 물체만이 갈색 난쟁이로 불릴 수 있는데, 이는 행성보다 크지만 이보다 더 작은 것을 별자리의 물체로 분류합니다. 중수소의 태우기 여부에 관계없이 두 유형 모두 희미하게 빛나다가 서서히 사라지고 수 억년 동안 서서히 냉각됩니다. 더 큰 프로토스터의 경우 핵온도는 마침내 10메가 켈빈에 도달하여 양성자-양성자 연쇄반응을 시작하고 가능하게 할 것입니다. 

 

수소, 중수소, 헬륨을 먼저 융합합니다. 태양질량(2.0 ×1030kg)을 약간 넘는 별에서 CNO 주기는 에너지 생성에 상당한 기여를 합니다. 핵융합은 비교적 빠르게 정전기적 평형을 이루지만 핵에서 방출되는 에너지는 별의 무게를 상쇄하고 또 다른 중력 붕괴를 방지하는 '방사선 압력'을 가합니다. 그 별은 빠르게 안정된 상태로 발전하여 진화의 주요 단계를 시작합니다.

별의 진화의 또 다른 단계

수백만 년에서 수십억 년 후 별의 초기 질량에 따라 수소가 헬륨으로 지속적으로 융합되면 핵 안에 헬륨이 형성될 것입니다. 더 크고, 더 뜨거운 별은 더 차갑고, 더 무겁지 않은 헬륨보다 더 빨리 헬륨을 생산합니다. 수소보다 밀도가 높은 헬륨의 축적은 핵에서 중력 자기 압축과 점진적인 핵융합 속도를 유발합니다. 이러한 중력 압축의 증가를 견디고 안정적인 상태를 유지하기 위해서는 더 높은 온도에 도달해야 합니다. 

 

마지막으로 핵은 수소 공급을 고갈시키고 중력의 힘에 대항하기 위해 수소의 융합으로 생기는 외부 압력 없이 전자 변형이 중력과 싸울 수 있을 때까지, 또는 핵은 헬륨 퓨전을 시작할 수 있을 정도로 뜨거워집니다(약 100메가 켈빈) 이중 어느 것이 먼저 일어나는지는 별의 질량에 달려 있습니다. 

질량이 낮은 별

태양 질량이 약 0.5 미만인 별은 핵이 수소 융합을 멈춘 후에도 헬륨을 융합할 수 없습니다. 핵에 가해지는 압력을 충분히 견딜 수 있을 만큼 무거운 별의 외피가 없을 뿐입니다. 이들은 프록시마 센터 우리와 같은 적색 왜성으로, 그중 일부는 태양보다 수천 배 더 오래 살 것입니다. 최근 천체물리학적 모델에 따르면 태양 질량 0.1의 적색 왜성은 거의 6조 년 동안 주계열을 유지하고 있으며, 백색 왜성으로 천천히 붕괴하려면 수 천억 달러가 더 필요할 수 있다고 합니다.

 

태양의 경우처럼 별의 중심부가 정체되더라도 별은 이후에 끌어당길 수 있는 수소 층으로 둘러싸여 있을 것입니다. 그러나 이 별이 완전히 대류 하면(가장 질량이 낮은 별의 경우처럼) 주변에 그런 층이 없을 것입니다. 그렇다면 아래 중간 크기의 별에 대해 설명한 것처럼 적색 거성으로 발전하지만 헬륨은 절대 융합하지 않을 것이며, 그렇지 않으면 전자 퇴행 압력이 붕괴를 멈추고 백색 왜성으로 변할 때까지 수축하여 직접 백색 왜성으로 변할 것입니다. 

중형 별

두 경우 모두 중심부 바로 위의 수소 함유 층에서 가속된 융합으로 인해 별이 팽창합니다. 이렇게 하면 외층의 중심부에서 멀어져서 중력이 줄어들기 때문에 외층은 에너지 생산량이 증가하는 것보다 더 빨리 팽창하여 냉각되어 별이 주계열에 있을 때보다 더 붉어집니다. 이러한 별을 적색 거성이라고 합니다. 

 

허츠스프룽-러셀 다이어그램에 따르면 적색 거성은 항성 분류 K 또는 M의 큰 비주계열성입니다. 황소자리의 알데바란과 부테스자리의 아크투루스가 그 예입니다. 태양 질량이 최대 몇 개인별은 여전히 수소를 포함하는 층으로 둘러싸인 전자 축의 압력에 의해지지가 되는 헬륨 핵을 형성합니다. 중력은 바로 위층의 수소를 압축하여 같은 질량의 주계열성에서 수소가 융합하는 거보다 더 빨리 융합하도록 만듭니다. 그러면 별이 더 밝아지거나 팽창하고, 팽창 정도가 광도 증가를 능가하여 유효 온도가 감소합니다. 

 

에너지 출력의 변화로 인해 특정 기간 동안 별의 크기와 온도가 변합니다. 에너지 출력 자체는 더 낮은 주파수 방출로 이동합니다. 이는 강력한 항성풍과 격렬한 맥동을 통한 질량 감소 증가를 동반합니다. 이 생명체 단계의 별은 정확한 특성에 따라 후기형 별, OH-IR 별 또는 미라형 별이라고 불립니다. 방출된 가스는 별 내부에 생성된 무거운 원소가 상대적으로 풍부하며, 별의 종류에 따라 특히 산소 또는 탄소가 풍부할 수 있습니다. 가스는 주변성 외피라고 불리는 팽창하는 껍질에 축적되어 별에서 멀어지면서 냉각되어 먼지 입자와 분자가 형성될 수 있습니다. 중심 별 이상 조건에서 유입된 높은 적외선 에너지는 이러한 주변성 외피에서 형성되어 메이저 여기를 형성합니다. 

 

헬륨 연소 반응은 온도에 매우 민감하기 때문에 불 안전성을 유발합니다. 거대한 맥동이 쌓이고, 결국 별의 위층에 충분한 운동 에너지를 공급하여 행성상 성운을 형성할 가능성이 있습니다. 성운의 중심에는 별의 중심부가 남아 있으며, 별은 냉각되어 밀도가 높은 백색 왜성이 됩니다. 

맺음말

고전적 일반 상대성 이론에 따르면, 양자 효과로 인해 블랙홀 내부에서 외부 관찰자로 물질이나 정보가 흘러갈 수는 없지만, 이 엄격한 규칙에서 벗어날 수 있습니다. 우주에 블랙홀이 존재한다는 것은 이론적으로나 천문학적 관찰을 통해 잘 뒷받침되고 있습니다. 핵붕괴 초신성 메커니즘 자체는 불완전하게 이해되어 있기 때문에, 가시적인 초신성을 생성하지 않고 별이 블랙홀로 직접 붕괴하는 것이 가능한지, 아니면 일부 초신성이 처음에는 불안정한 중성자별을 형성했다가 블랙홀로 붕괴하는 것이 가능한지는 아직 알려지지 않았으며, 별의 쵝 질량과 최종 잔해 사이의 정확한 관계도 완전히 확실하지 않습니다. 이러한 불확실성을 해결하려면 더 많은 초신성과 초신성 잔해를 분석해야 합니다.