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지구,우주에 대한 호기심

별의 탄생과정

by dayinformation dayinformation 2020. 12. 5.
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우리는 자연에 존재하는 모든 다양한 화학 원소를 별에 빚지고 있습니다. 사실, 우주의 존재 초기에 1 차 핵융합은 우주에 수소와 헬륨만을 제공했습니다.

 

수십만 년 후 첫 번째 별이 켜지고 내부에서 더 무거운 원소의 핵 합성이 시작되었습니다. 결국 별이란 무엇입니까? 별은 핵 합성 중에 방출되는 에너지와 별을 압박하는 중력 사이의 균형입니다. 궁극적으로 중력은 항상 이깁니다. 시간문제 일뿐입니다.

별의 진화는 중력 불안정의 결과로 1 차 밀도 변동이 커지기 시작 하는 항성 요람 이라고도 하는 거대한 분자 구름에서 시작됩니다. 은하계의 대부분의 "빈"공간 에는 실제로 cm³ 당 0.1 ~ 1 개의 분자가 포함되어 있습니다. 분자 구름의 밀도는 cm³ 당 약 백만 분자입니다. 그러한 구름의 질량은 그 크기로 인해 태양의 질량을 100,000 ~ 10,000,000 배 초과합니다. 지름이 50 ~ 300 광년입니다.

 

 별 중심의 온도가 1 천 ~ 1 천 5 백만 K로 상승하면 충돌하는 수소 핵의 운동 에너지는 쿨롱 반발을 극복하기에 충분하며 수소 연소의 핵반응이 시작됩니다. 핵 반응은 별의 제한된 중앙 부분에서 시작됩니다. 초기 열핵 반응은 즉시 별의 추가 수축을 중지합니다. 수소를 태우는 열핵 반응 중에 방출되는 열은 중력 압축을 방해하고 별이 붕괴되는 것을 방지하는 압력을 생성합니다. 별의 에너지 방출 메커니즘에 질적 변화가 있습니다. 수소 연소의 핵 반응이 시작되기 전에 중력 압축으로 인해 별의 가열이 발생했다면 이제는 또 다른 메커니즘이 열립니다. 핵융합 반응으로 인해 에너지가 방출됩니다. 별은 안정된 크기와 광도를 얻습니다. 이는 태양에 가까운 질량을 가진 별의 경우 수소 연소가 발생하는 동안 수십억 년 동안 변하지 않습니다. 이것은 항성 진화에서 가장 긴 단계입니다. 따라서 열핵 융합 반응의 초기 단계는 4 개의 수소 핵에서 헬륨 핵 형성으로 구성됩니다. 수소가 별의 중앙 부분에서 연소됨에 따라 매장량이 고갈되고 헬륨이 축적됩니다. 별의 중심에는 헬륨 코어가 형성됩니다. 별의 중심에 있는 수소가 소실되면 수소 연소의 열핵 반응으로 에너지가 방출되지 않고 중력이 다시 작용합니다. 헬륨 코어가 수축하기 시작합니다. 압축하면 별의 핵심이 더욱 뜨거워지기 시작하고 별 중심의 온도가 계속 상승합니다.

 

 

중심의 온도가 1,500 ~ 2 천만 K에 도달하면 열핵 반응이 시작되고 압축이 중지됩니다. 개체는 본격적인 별이 됩니다.

별 진화의 후속 단계는 질량에 거의 전적으로 의존하며, 별의 진화가 끝날 때에 만 그 화학적 구성이 그 역할을 할 수 있습니다.

별의 생명의 첫 단계는 태양의 생명과 비슷합니다. 그것은 수소 순환의 반응에 의해 지배됩니다.

코어의 연료가 고갈될 때까지 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 주요 시퀀스에 있는 대부분의 수명 동안이 상태를 유지합니다. 별의 중심에서 모든 수소가 헬륨으로 변하면 헬륨 코어가 형성되고 수소의 열핵 연소가 코어 주변에서 계속됩니다.

작고 차가운 적색 왜성은 천천히 수소 매장량을 태워 수 천억 년 동안 주 계열에 남아있는 반면, 거대 초거성은 형성 후 수천만 (몇 백만) 년 이내에 주 계열을 떠납니다.

 

현재, 장에서 수소 공급이 고갈된 후 빛을 발하는 별에 어떤 일이 발생하는지는 확실하지 않습니다. 우주의 나이는 138 억년으로 그러한 별에서 수소 연료 공급을 고갈시키기에는 충분하지 않기 때문에 현대 이론은 그러한 별에서 일어나는 과정에 대한 컴퓨터 시뮬레이션을 기반으로 합니다.

이론적 개념에 따르면 일부 밝은 별은 물질 (항성풍) 잃고 점차적으로 증발하여 점점 작아집니다다른 적색 왜성은 수십억  동안 서서히 냉각되어 전자기 스펙트럼의 적외선  마이크로파 범위에서 계속 약하게 방출됩니다.

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