우주는 끊임없이 변화하는 대우주이며, 모든 물체, 물질 또는 물질은 변형과 변화의 상태에 있습니다. 이러한 프로세스는 수십억 년 동안 지속됩니다. 인간의 삶의 기간에 비하면 이 헤아릴 수 없는 기간은 엄청납니다. 우주적 규모에서 이러한 변화는 매우 일시적입니다. 지금 우리가 밤하늘에 보고 있는 별들은 이집트 파라오들이 볼 수 있었던 수천년 전과 똑같았지만, 사실 그동안 천체의 물리적 특성의 변화는 단 한 순간도 멈추지 않았다. 별은 태어나고 살며 확실히 나이를 먹습니다. 별의 진화는 평소와 같이 계속됩니다.
100,000년 전 - 우리 시대와 10만 년 후의 다양한 역사적 기간에 큰곰자리 별의 위치
보통 사람에게 공간은 고요하고 고요한 세계로 보입니다. 사실 우주는 장대한 변화가 일어나는 거대한 물리적 실험실이다. 화학적 구성 요소, 별의 물리적 특성 및 구조. 별의 수명은 빛을 발하고 열을 발산하는 한 지속됩니다. 그러나 그러한 찬란한 상태가 영원히 지속되는 것은 아니다. 밝은 탄생 뒤에는 별의 성숙기가 따르며, 이는 필연적으로 천체의 노화와 죽음으로 끝납니다.
50~70억년 전 가스와 먼지 구름에서 원시별의 형성
오늘날 별에 관한 우리의 모든 정보는 과학의 틀에 들어맞습니다. 열역학은 항성 물질이 존재하는 정수압 및 열 평형 과정에 대한 설명을 제공합니다. 핵물리학과 양자물리학을 통해 우리는 별이 존재하고 열을 방출하며 주변 공간에 빛을 주는 핵융합의 복잡한 과정을 이해할 수 있습니다. 별이 탄생할 때 자체 에너지원에 의해 유지되는 정수압 및 열 평형이 형성됩니다. 찬란한 일몰에 뛰어난 경력이 균형이 깨졌습니다. 차례가 온다 되돌릴 수 없는 과정, 그 결과 별이 파괴되거나 붕괴됩니다. 이는 즉각적이고 장엄한 과정입니다. 눈부신 죽음천체.
초신성 폭발은 우주 초기에 태어난 별의 생애에 대한 밝은 피날레입니다.
별의 물리적 특성 변화는 질량에 기인합니다. 물체의 진화 속도는 화학적 구성과 어느 정도 기존 천체 물리학적 매개변수(회전 속도 및 상태)에 의해 영향을 받습니다. 자기장. 설명된 프로세스의 엄청난 지속 시간으로 인해 모든 일이 실제로 어떻게 발생하는지 정확하게 이야기하는 것은 불가능합니다. 진화 속도와 변형 단계는 별의 탄생 시간과 탄생 당시 우주에서의 위치에 따라 달라집니다.
모든 별은 외부 및 내부의 영향을 받아 차가운 성간 가스 덩어리에서 태어납니다. 중력가스 볼 상태로 압축됩니다. 엄청난 열에너지 방출과 함께 기체 물질의 압축 과정이 잠시 멈추지 않습니다. 새로운 지층의 온도는 움직이기 시작할 때까지 증가합니다. 온도 핵융합. 이 순간부터 항성 물질의 압축이 멈추고 물체의 정수압 상태와 열 상태 사이의 균형이 이루어집니다. 우주는 새로운 본격적인 별로 보충되었습니다.
주요 항성 연료는 시작된 열핵 반응의 결과로 생성된 수소 원자입니다.
별의 진화에서 열에너지의 원천은 근본적으로 중요합니다. 별 표면에서 우주로 빠져나가는 복사에너지와 열에너지는 천체 내부층을 냉각시켜 보충한다. 끊임없이 발생하는 열핵 반응과 별의 장에서 중력 압축이 손실을 보상합니다. 별의 내부에 충분한 핵연료가 있으면 별은 밝은 빛으로 빛나고 열을 방출합니다. 열핵융합 과정이 느려지거나 완전히 멈추면 별의 내부 압축 메커니즘이 활성화되어 열 및 열역학적 평형을 유지합니다. 이 단계에서 물체는 이미 열에너지를 방출하는데, 이는 물체에서만 볼 수 있습니다. 적외선 범위.
설명된 과정을 바탕으로 우리는 별의 진화가 항성 에너지원의 일관된 변화를 나타낸다는 결론을 내릴 수 있습니다. 현대 천체 물리학에서 별의 변형 과정은 세 가지 규모에 따라 정리될 수 있습니다.
각각의 경우에 별의 나이, 물리적 특성 및 물체의 죽음 유형을 결정하는 과정이 고려됩니다. 물체가 자체 열원에 의해 구동되고 핵 반응의 산물인 에너지를 방출하는 한 핵 타임라인은 흥미롭습니다. 이 단계의 기간은 열핵융합 과정에서 헬륨으로 변환되는 수소의 양을 결정하여 추정됩니다. 별의 질량이 클수록 핵반응의 강도가 커지고 그에 따라 물체의 광도도 높아집니다.
초거성부터 적색왜성까지 다양한 별의 크기와 질량
열 시간 규모는 별이 모든 열 에너지를 소비하는 진화 단계를 정의합니다. 이 과정은 마지막 수소 매장량이 모두 소모되고 핵반응이 중단되는 순간부터 시작됩니다. 개체의 균형을 유지하기 위해 압축 프로세스가 시작됩니다. 별의 물질은 중심을 향해 떨어진다. 이 경우 운동 에너지는 열 에너지로 변환되어 별 내부에 필요한 온도 균형을 유지하는 데 소비됩니다. 에너지의 일부는 우주 공간으로 빠져나갑니다.
별의 광도는 질량에 따라 결정된다는 점을 고려하면 물체가 압축되는 순간 공간에서의 밝기는 변하지 않습니다.
별 형성은 동적 시간 규모에 따라 발생합니다. 항성 가스는 중심을 향해 안쪽으로 자유롭게 낙하하여 미래 물체의 장내 밀도와 압력을 증가시킵니다. 가스볼 중심의 밀도가 높을수록 더 높은 온도개체 내부. 이 순간부터 열은 천체의 주요 에너지가 됩니다. 밀도가 높을수록, 온도가 높을수록 심해의 압력도 커집니다. 미래의 별. 분자와 원자의 자유 낙하가 멈추고 항성 가스의 압축 과정이 멈춥니다. 이러한 물체의 상태를 일반적으로 원시별이라고 합니다. 물체는 90%의 분자 수소입니다. 온도가 1800K에 도달하면 수소는 원자 상태로 전환됩니다. 붕괴 과정에서 에너지가 소비되고 온도 상승이 느려집니다.
우주는 75%가 분자 수소로 구성되어 있으며, 원시별이 형성되는 동안 별의 핵 연료인 원자 수소로 변합니다.
이 상태에서는 가스 볼 내부의 압력이 감소하여 압축력이 자유로워집니다. 이 순서는 모든 수소가 먼저 이온화되고 그 다음 헬륨이 이온화될 때마다 반복됩니다. 10⁵ K의 온도에서 가스는 완전히 이온화되고 별의 압축이 멈추고 물체의 정수압 평형이 발생합니다. 별의 추가 진화는 열 시간 척도에 따라 훨씬 더 느리고 더 일관되게 일어날 것입니다.
원시성의 반경은 형성 초기부터 100 AU에서 감소해 왔습니다. 최대 ¼ a.u. 물체는 가스 구름 한가운데에 있습니다. 항성 가스 구름의 외부 영역에서 입자가 부착된 결과로 별의 질량은 지속적으로 증가합니다. 결과적으로, 별의 내부 층에서 외부 가장자리로 에너지가 전달되는 대류 과정과 함께 물체 내부의 온도가 증가합니다. 그 후, 천체 내부의 온도가 증가함에 따라 대류는 복사 전달로 대체되어 별 표면을 향해 이동합니다. 이 순간, 물체의 광도는 급격히 증가하고, 성구 표면층의 온도도 상승한다.
열핵융합 반응이 시작되기 전 새로 형성된 별의 대류 과정과 복사 전달
예를 들어, 우리 태양의 질량과 동일한 질량을 가진 별의 경우 원시성 구름의 압축은 불과 몇 백 년 안에 발생합니다. 물체 형성의 마지막 단계에 관해서는 별 물질의 응축이 수백만 년 동안 늘어났습니다. 태양은 매우 빠르게 주계열을 향해 움직이고 있으며, 이 여행에는 수억 년에서 수십억 년이 걸릴 것입니다. 즉, 별의 질량이 클수록 본격적인 별이 형성되는 데 걸리는 시간이 길어집니다. 질량이 15M인 별은 약 6만년 동안 훨씬 더 오랫동안 주계열로 향하는 경로를 따라 이동할 것입니다.
일부 핵융합 반응은 더 높은 온도에서 시작되지만 저온, 수소 연소의 주요 단계는 400만도의 온도에서 시작됩니다. 이 순간부터 주순서 단계가 시작됩니다. 새로운 형태의 항성 에너지 재생산, 즉 핵이 등장합니다. 물체를 압축하는 동안 방출되는 운동 에너지는 배경으로 사라집니다. 달성된 평형은 주계열의 초기 단계에 있는 별의 길고 조용한 수명을 보장합니다.
별 내부에서 일어나는 열핵반응 중 수소 원자의 핵분열과 붕괴
이 순간부터 별의 일생을 관찰하는 것은 천체 진화의 중요한 부분인 주계열의 위상과 분명히 연결됩니다. 이 단계에서 항성 에너지의 유일한 원천은 수소 연소의 결과입니다. 물체는 평형 상태에 있습니다. 소비로 핵연료물체의 화학적 조성만 변합니다. 태양이 주계열 단계에 머무는 기간은 대략 100억년 동안 지속될 것이다. 이것은 우리의 토착 별이 수소 공급량을 모두 사용하는 데 걸리는 시간입니다. 거대한 별의 경우 진화가 더 빠르게 진행됩니다. 더 많은 에너지를 방출함으로써 거대한 별은 단지 1천만년에서 2천만년 동안 주계열 단계에 머물게 됩니다.
덜 무거운 별은 훨씬 더 오랫동안 밤하늘에서 빛납니다. 따라서 질량이 0.25M인 별은 수백억 년 동안 주계열 단계에 머물게 됩니다.
별의 스펙트럼과 광도 사이의 관계를 평가하는 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램. 다이어그램의 지점은 알려진 별의 위치입니다. 화살표는 별이 주계열에서 거대왜성과 백색왜성 단계로 이동하는 것을 나타냅니다.
별의 진화를 상상하려면 주계열성에서 천체의 경로를 나타내는 다이어그램을 살펴보세요. 그래프의 위쪽 부분은 무거운 별들이 집중되어 있는 곳이기 때문에 물체로 인해 덜 포화된 것처럼 보입니다. 이 위치는 짧은 수명 주기로 설명됩니다. 오늘날 알려진 별 중 일부는 질량이 70M입니다. 질량이 상한인 100M을 초과하는 물체는 전혀 형성되지 않을 수 있습니다.
질량이 0.08M 미만인 천체는 열핵융합 시작에 필요한 임계질량을 극복하고 평생 동안 차갑게 유지될 기회가 없습니다. 가장 작은 원시별은 붕괴되어 행성과 같은 왜성을 형성합니다.
일반 별(우리 태양)과 행성 목성을 비교한 행성 같은 갈색 왜성
시퀀스의 맨 아래에는 우리 태양의 질량과 같고 약간 더 많은 질량을 가진 별이 지배하는 집중된 물체가 있습니다. 주계열의 상부와 하부 사이의 가상 경계는 질량이 – 1.5M인 물체입니다.
별의 상태 발전을 위한 각 옵션은 별의 질량과 별 물질의 변형이 일어나는 시간에 따라 결정됩니다. 그러나 우주는 다면적이고 복잡한 메커니즘이므로 별의 진화는 다른 경로를 택할 수 있습니다.
주계열을 따라 이동할 때 질량이 태양과 거의 같은 별에는 세 가지 주요 경로 옵션이 있습니다.
시간, 물체의 화학적 조성 및 질량에 따른 원시별의 진화에 대한 가능한 옵션
주계열 다음에는 거대단계가 온다. 이때까지 별 내부의 수소 매장량은 완전히 고갈되고 물체의 중앙 영역은 헬륨 코어이며 열핵 반응은 물체 표면으로 이동합니다. 열핵융합의 영향으로 껍질은 팽창하지만 헬륨 핵의 질량은 증가합니다. 평범한 별은 적색 거성으로 변합니다.
질량이 낮은 별에서는 핵 밀도가 거대해져서 별 물질이 축퇴된 상대론적 가스로 변합니다. 별의 질량이 0.26M보다 약간 크면 압력과 온도가 증가하여 헬륨 합성이 시작되어 물체의 중앙 영역 전체를 덮습니다. 이 순간부터 별의 온도는 급격히 상승합니다. 주요 특징그 과정은 축퇴 가스가 팽창하는 능력이 없다는 것입니다. 고온의 영향으로 헬륨 핵분열 속도만 증가하고 폭발 반응이 동반됩니다. 그러한 순간에 우리는 헬륨 섬광을 관찰할 수 있습니다. 물체의 밝기는 수백 배로 증가하지만 별의 고뇌는 계속된다. 별은 헬륨 핵과 방출된 외부 껍질에서 모든 열역학적 과정이 일어나는 새로운 상태로 전환됩니다.
등온 헬륨 코어와 층상 핵합성 영역을 갖춘 태양형 주계열성과 적색거성의 구조
이 상태는 일시적이며 안정적이지 않습니다. 항성 물질은 지속적으로 혼합되며 그 중 상당 부분이 주변 공간으로 분출되어 행성상 성운을 형성합니다. 중심부에는 백색 왜성이라고 불리는 뜨거운 핵이 남아 있습니다.
질량이 큰 별의 경우 위에 나열된 과정은 그다지 치명적이지 않습니다. 헬륨 연소는 탄소와 실리콘의 핵분열 반응으로 대체됩니다. 결국 별핵은 별철로 변하게 됩니다. 거대 단계는 별의 질량에 의해 결정됩니다. 물체의 질량이 클수록 중심 온도는 낮아집니다. 이것은 분명히 탄소와 다른 원소의 핵분열 반응을 촉발시키기에는 충분하지 않습니다.
일단 백색 왜성 상태가 되면 물체는 극도로 불안정한 상태가 됩니다. 핵반응이 중단되면 압력이 낮아지고 핵은 붕괴 상태가 됩니다. 에너지 방출 이 경우, 철이 헬륨 원자로 붕괴되는 데 소비되며, 헬륨 원자는 양성자와 중성자로 더욱 붕괴됩니다. 실행 프로세스는 빠른 속도로 발전하고 있습니다. 별의 붕괴는 규모의 동적 부분을 특징으로 하며 시간이 몇 분의 1초 정도 걸립니다. 핵연료 잔여물의 연소는 폭발적으로 일어나서 찰나의 순간에 엄청난 양의 에너지를 방출합니다. 이것은 물체의 상위 레이어를 날려버리기에 충분합니다. 백색왜성의 마지막 단계는 초신성 폭발이다.
별의 핵이 붕괴되기 시작합니다(왼쪽). 붕괴로 인해 중성자별이 형성되고 별의 바깥층(가운데)으로 에너지 흐름이 생성됩니다. 초신성 폭발 중 별의 바깥층이 벗겨질 때 방출되는 에너지(오른쪽).
나머지 초밀도 코어는 양성자와 전자의 클러스터가 되며, 서로 충돌하여 중성자를 형성합니다. 우주는 중성자별이라는 새로운 물체로 채워졌습니다. 밀도가 높기 때문에 코어가 퇴화되고 코어 붕괴 과정이 중지됩니다. 별의 질량이 충분히 크면 남은 별 물질이 마침내 물체의 중심으로 떨어져 블랙홀을 형성할 때까지 붕괴가 계속될 수 있습니다.
일반적인 평형별의 경우 설명된 진화 과정이 일어날 가능성은 거의 없습니다. 그러나 백색 왜성과 중성자별의 존재는 항성 물질의 압축 과정이 실제로 존재함을 증명합니다. 우주에 그러한 물체의 수가 적다는 것은 그 존재가 일시적이라는 것을 나타냅니다. 항성 진화의 마지막 단계는 두 가지 유형의 순차적 사슬로 표현될 수 있습니다.
별의 진화 다이어그램. 주계열 밖의 별들의 생명이 지속되는 옵션.
과학적인 관점에서 진행 중인 프로세스를 설명하는 것은 매우 어렵습니다. 핵 과학자들은 항성 진화의 마지막 단계에서 물질의 피로를 다루고 있다는 데 동의합니다. 장기간의 기계적, 열역학적 영향의 결과로 물질은 물리적 특성을 변화시킵니다. 장기적인 핵반응으로 인해 고갈된 별 물질의 피로는 축퇴된 전자 가스의 출현, 그에 따른 중성자화 및 소멸을 설명할 수 있습니다. 위의 모든 과정이 처음부터 끝까지 진행되면 별의 물질은 더 이상 물리적 물질이 아닙니다. 별은 우주에서 아무것도 남기지 않고 사라집니다.
별의 탄생지인 성간 거품과 가스, 먼지 구름은 사라지고 폭발한 별만으로는 보충될 수 없습니다. 우주와 은하계는 평형 상태에 있습니다. 질량의 지속적인 손실이 있으며, 우주 공간의 한 부분에서 성간 공간의 밀도가 감소합니다. 결과적으로, 우주의 다른 부분에서는 새로운 별이 형성될 수 있는 조건이 만들어집니다. 즉, 이 계획은 작동합니다. 특정 양의 물질이 한 곳에서 손실되면 우주의 다른 곳에서는 동일한 양의 물질이 다른 형태로 나타납니다.
별의 진화를 연구함으로써 우리는 우주가 물질의 일부가 별의 구성 재료인 수소 분자로 변환되는 거대한 희박 용액이라는 결론에 도달했습니다. 다른 부분은 공간에 용해되어 물질적 감각의 영역에서 사라집니다. 이런 의미에서 블랙홀은 모든 물질이 반물질로 전환되는 장소입니다. 무슨 일이 일어나고 있는지의 의미를 완전히 이해하는 것은 매우 어렵습니다. 특히 별의 진화를 연구할 때 핵, 양자 물리학 및 열역학 법칙에만 의존하는 경우 더욱 그렇습니다. 공부하다 이 문제공간의 곡률을 허용하여 한 에너지를 다른 에너지로, 한 상태를 다른 상태로 변환할 수 있는 상대 확률 이론이 포함되어야 합니다.
우리 각자는 인생에서 적어도 한 번은 별이 빛나는 하늘을 보았습니다. 누군가는 이 아름다움을 바라보며 낭만적인 감정을 경험했고, 다른 사람은 이 모든 아름다움이 어디서 오는지 이해하려고 노력했습니다. 우주에서의 생명체는 지구상의 생명체와 달리 다른 속도로 흐릅니다. 시간 대기권 밖자신의 범주에 살고 있기 때문에 우주의 거리와 크기는 엄청납니다. 우리는 은하계와 별의 진화가 우리 눈앞에서 끊임없이 일어나고 있다는 사실을 거의 생각하지 않습니다. 광대한 공간의 모든 물체는 특정한 물리적 과정의 결과입니다. 은하, 별, 심지어 행성에도 주요 발달 단계가 있습니다.
우리 행성과 우리 모두는 별에 의존합니다. 태양은 언제까지 태양계에 생명을 불어넣으며 따뜻함으로 우리를 기쁘게 할 것입니까? 수백만 년, 수십억 년이 지난 미래에는 무엇이 우리를 기다리고 있을까요? 이와 관련하여, 별이 어디에서 왔는지, 그리고 밤하늘에 있는 이 멋진 발광체의 삶이 어떻게 끝나는지, 천체의 진화 단계에 대해 더 자세히 배우는 것은 흥미로울 것입니다.
우리 은하에 거주하는 별과 행성의 진화 은하수그리고 전체 우주는 대부분 잘 연구되었습니다. 우주에서는 물리 법칙이 흔들리지 않아 기원을 이해하는 데 도움이 됩니다. 공간 객체. 이 경우 우주의 기원 과정에 대한 지배적인 교리인 빅뱅 이론에 의존하는 것이 관례입니다. 우주를 뒤흔들고 우주의 형성을 이끈 사건은 우주적 기준으로 볼 때 번개처럼 빠르다. 우주에서는 별의 탄생부터 죽음까지의 순간이 지나갑니다. 먼 거리가 우주의 불변성에 대한 환상을 만들어냅니다. 멀리서 타오르는 별은 수십억 년 동안 우리를 비추다가 더 이상 존재하지 않을 수도 있습니다.
은하와 별의 진화론은 빅뱅 이론의 발전이다. 별의 탄생과 출현의 교리 스타 시스템일어나는 일의 규모와 우주 전체와는 달리 관찰할 수 있는 기간이 다릅니다. 현대적인 수단과학.
별의 생애주기를 연구할 때 우리에게 가장 가까운 별의 예를 사용할 수 있습니다. 태양은 우리 시야에 보이는 수백조 개의 별 중 하나입니다. 또한, 지구에서 태양까지의 거리(1억 5천만km)는 물체를 떠나지 않고도 연구할 수 있는 독특한 기회를 제공합니다. 태양계. 얻은 정보를 통해 다른 별들이 어떻게 구성되어 있는지, 이 거대한 열원이 얼마나 빨리 고갈되는지, 별의 발달 단계는 무엇인지, 조용하고 어두운 이 빛나는 삶의 끝은 어떻게 될 것인지 자세히 이해할 수 있게 될 것입니다. 또는 반짝거리고 폭발적입니다.
빅뱅 이후 작은 입자수조 개의 별을 위한 "산부인과 병원"이 된 성간 구름을 형성했습니다. 압축과 팽창의 결과로 모든 별이 동시에 탄생한 것이 특징이다. 우주 가스 구름의 압축은 자체 중력과 인근의 새로운 별에서 유사한 과정의 영향으로 발생했습니다. 팽창은 성간 가스의 내부 압력과 가스 구름 내부 자기장의 영향으로 인해 발생했습니다. 동시에 구름은 질량 중심을 중심으로 자유롭게 회전했습니다.
폭발 후 형성된 가스 구름은 98%의 원자 및 분자 수소와 헬륨으로 구성됩니다. 이 대산괴의 단지 2%만이 먼지와 고체 미세 입자로 구성되어 있습니다. 이전에는 모든 별의 중심에는 백만 도의 온도로 가열된 철 핵이 있다고 믿어졌습니다. 별의 거대한 질량을 설명하는 것은 바로 이러한 측면이었습니다.
물리적 힘의 반대에서는 에너지 방출로 인한 빛이 가스 구름에 침투하지 않기 때문에 압축력이 우세했습니다. 방출된 에너지의 일부와 함께 빛은 바깥쪽으로 확산되어 밀도가 높은 가스 축적 내부에 영하의 온도와 영역을 생성합니다. 저기압. 이 상태에서 우주 가스는 빠르게 수축하고 중력 인력의 영향으로 입자가 별 물질을 형성하기 시작한다는 사실로 이어집니다. 가스 집합이 밀도가 높을 때 강렬한 압축으로 인해 성단이 형성됩니다. 가스 구름의 크기가 작을 때 압축으로 인해 단일 별이 형성됩니다.
무슨 일이 일어나고 있는지에 대한 간략한 설명은 미래의 별이 원시별 상태로의 빠르고 느린 압축이라는 두 단계를 거친다는 것입니다. 간단하고 이해하기 쉬운 언어로 표현하면, 빠른 압축은 항성 물질이 원시성의 중심을 향해 떨어지는 현상입니다. 형성된 원시별 중심을 배경으로 느린 압축이 발생합니다. 다음 수십만 년 동안 새로운 지층의 크기는 줄어들고 밀도는 수백만 배 증가합니다. 점차적으로, 원시성은 높은 밀도의 별 물질로 인해 불투명해지고, 지속적인 압축으로 인해 내부 반응 메커니즘이 촉발됩니다. 내부 압력과 온도가 증가하면 미래 별 자체의 무게 중심이 형성됩니다.
원시별은 수백만 년 동안 이 상태를 유지하며 천천히 열을 방출하고 점차 수축하여 크기가 줄어듭니다. 결과적으로 새로운 별의 윤곽이 나타나고 물질의 밀도는 물의 밀도와 비슷해집니다.
평균적으로 우리 별의 밀도는 1.4kg/cm3입니다. 이는 염분이 많은 사해의 물 밀도와 거의 같습니다. 중심에서 태양의 밀도는 100kg/cm3입니다. 항성물질은 액체상태가 아니고 플라즈마 형태로 존재한다.
약 1억 K에 달하는 엄청난 압력과 온도의 영향으로 수소 순환의 열핵반응이 시작됩니다. 압축이 멈추고 중력 에너지가 수소의 열핵 연소로 변환되면 물체의 질량이 증가합니다. 이 순간부터 에너지를 방출하는 새로운 별은 질량을 잃기 시작합니다.
위에서 설명한 별 형성 버전은 설명하는 기본 다이어그램일 뿐입니다. 첫 단계별의 진화와 탄생. 오늘날 우리 은하계와 우주 전체에서 일어나는 그러한 과정은 항성 물질의 극심한 고갈로 인해 사실상 보이지 않습니다. 우리 은하 관측의 전체 의식 역사에서 새로운 별의 고립된 모습만이 주목되었습니다. 우주 규모로 보면 이 수치는 수백, 수천 배 증가할 수 있습니다.
대부분의 생애 동안 원시별은 먼지가 많은 껍질에 의해 인간의 눈에 숨겨져 있습니다. 핵에서 나오는 방사선은 적외선으로만 관찰할 수 있는데, 이는 별의 탄생을 볼 수 있는 유일한 방법입니다. 예를 들어, 1967년 오리온 성운에서 천체물리학자들은 적외선 범위를 발견했습니다. 새로운 별, 복사 온도는 700도 켈빈이었습니다. 그 후, 원시별의 발상지는 우리 은하뿐만 아니라 우주의 다른 먼 구석에도 존재하는 소형 소스라는 것이 밝혀졌습니다. 적외선 복사 외에도 새로운 별의 탄생지는 강렬한 무선 신호로 표시됩니다.
별을 아는 전체 과정은 여러 단계로 나눌 수 있습니다. 맨 처음에는 별까지의 거리를 결정해야 합니다. 별이 우리로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지, 별에서 빛이 얼마나 오랫동안 나오는지에 대한 정보는 이 기간 동안 별에 무슨 일이 일어났는지에 대한 아이디어를 제공합니다. 인간이 먼 별까지의 거리를 측정하는 방법을 배운 후에 별은 크기와 운명이 다를 뿐 동일한 태양이라는 것이 분명해졌습니다. 별까지의 거리, 빛의 수준, 방출되는 에너지의 양을 알면 별의 열핵융합 과정을 추적하는 데 사용할 수 있습니다.
별까지의 거리를 결정한 후 스펙트럼 분석을 사용하여 별의 화학적 구성을 계산하고 구조와 나이를 알아낼 수 있습니다. 분광기의 출현 덕분에 과학자들은 별빛의 본질을 연구할 수 있는 기회를 갖게 되었습니다. 이 장치는 별이 존재하는 여러 단계에서 보유하고 있는 항성 물질의 가스 구성을 결정하고 측정할 수 있습니다.
공부하는 스펙트럼 분석태양과 다른 별들의 에너지를 이용하여 과학자들은 별과 행성의 진화가 공통의 뿌리를 가지고 있다는 결론에 도달했습니다. 모든 천체는 동일한 유형, 유사한 화학적 구성을 가지고 있으며 빅뱅의 결과로 발생한 동일한 물질에서 유래되었습니다.
별의 물질은 다음과 같이 구성되어 있습니다. 화학 원소(철까지) 우리 행성으로. 유일한 차이점은 특정 원소의 양과 태양과 지구의 단단한 표면 내부에서 발생하는 과정에 있습니다. 이것이 별을 우주의 다른 물체와 구별하는 것입니다. 별의 기원은 또 다른 물리적 학문인 양자역학의 맥락에서도 고려되어야 합니다. 이 이론에 따르면, 항성 물질을 정의하는 물질은 끊임없이 분열하는 원자와 기본 입자자신만의 소우주를 만드는 것. 이러한 관점에서 별의 구조, 구성, 구조 및 진화가 중요합니다. 결과적으로 우리 별과 다른 많은 별의 질량의 대부분은 수소와 헬륨이라는 두 가지 요소로만 구성됩니다. 별의 구조를 설명하는 이론적 모델을 통해 별의 구조와 다른 우주 물체와의 주요 차이점을 이해할 수 있습니다.
주요 특징은 우주의 많은 물체가 일정한 크기와 모양을 갖고 있는 반면, 별은 발달하면서 크기가 바뀔 수 있다는 것입니다. 뜨거운 가스는 서로 느슨하게 결합된 원자들의 조합입니다. 별이 형성된 지 수백만 년이 지나면 별 물질의 표면층이 식기 시작합니다. 별은 대부분의 에너지를 우주 공간으로 방출하여 크기가 감소하거나 증가합니다. 열과 에너지는 별 내부에서 표면으로 전달되어 복사 강도에 영향을 줍니다. 즉, 같은 별이 다른 기간존재 자체가 달라 보입니다. 수소 순환 반응을 기반으로 한 열핵 과정은 가벼운 수소 원자를 더 무거운 원소인 헬륨과 탄소로 변환하는 데 기여합니다. 천체 물리학자와 핵 과학자에 따르면, 이러한 열핵 반응은 생성되는 열량 측면에서 가장 효율적입니다.
핵의 열핵융합이 왜 그러한 원자로의 폭발로 끝나지 않습니까? 문제는 중력장의 힘이 안정된 부피 내에 별 물질을 담을 수 있다는 것입니다. 이것으로부터 우리는 명확한 결론을 내릴 수 있습니다. 모든 별은 중력과 열핵 반응 에너지 사이의 균형으로 인해 크기를 유지하는 거대한 몸체입니다. 이러한 이상적인 자연 모델의 결과는 작동 가능한 열원입니다. 장기. 지구상 최초의 생명체는 30억년 전에 출현한 것으로 추정됩니다. 그 먼 시절의 태양은 지금처럼 지구를 따뜻하게 했습니다. 결과적으로, 방출되는 열과 태양 에너지의 규모가 초당 300만 ~ 400만 톤 이상이라는 사실에도 불구하고 우리 별은 거의 변하지 않았습니다.
우리 별이 존재하는 동안 얼마나 많은 무게를 잃었는지 계산하는 것은 어렵지 않습니다. 이것은 엄청난 수치가 될 것이지만 엄청난 질량과 높은 밀도로 인해 우주 규모의 손실은 미미해 보입니다.
별의 운명은 별의 초기 질량과 화학적 조성에 따라 달라집니다. 수소의 주요 매장량은 핵에 집중되어 있지만 별은 소위 주계열에 남아 있습니다. 별의 크기가 커지는 경향이 있다는 것은 열핵융합의 주요 원천이 말라버렸다는 뜻이다. 천체 변형의 긴 마지막 길이 시작되었습니다.
우주에서 형성된 발광체는 처음에는 가장 일반적인 세 가지 유형으로 나뉩니다.
저질량 별(왜성)은 보유하고 있는 수소를 천천히 태워버리고 아주 평온하게 삶을 살아갑니다.
그러한 별들은 우주의 대다수를 차지하며, 황색 왜성인 우리 별도 그중 하나입니다. 노년기가 시작되면서 황색왜성은 적색거성 또는 초거성이 됩니다.
별의 기원 이론에 따르면 우주의 별 형성 과정은 끝나지 않았습니다. 제일 밝은 별우리 은하계에서는 태양에 비해 가장 클뿐만 아니라 가장 젊습니다. 천체 물리학자와 천문학자들은 그러한 별을 청색초거성이라고 부릅니다. 결국 그들은 수조 개의 다른 별들과 같은 운명을 겪게 될 것입니다. 처음에는 빠른 탄생, 찬란하고 열정적인 삶이 있고, 그 후에는 느린 쇠퇴의 시기가 옵니다. 태양 크기의 별은 주계열(중간 부분)에 위치하여 긴 수명 주기를 갖습니다.
별의 질량에 관한 데이터를 사용하여 우리는 그것을 가정할 수 있습니다. 진화의 길개발. 이 이론의 명확한 예시는 우리 별의 진화입니다. 영원한 것은 없다. 열핵 융합의 결과로 수소는 헬륨으로 변환되므로 원래 매장량은 소비되고 감소됩니다. 머지않아 언젠가는 이러한 보유고가 고갈될 것입니다. 우리 태양이 크기의 변화 없이 50억년 이상 계속해서 빛난다는 사실로 판단하면, 별의 성숙한 나이는 여전히 거의 같은 기간 동안 지속될 수 있습니다.
수소 매장량의 고갈은 중력의 영향으로 태양의 핵이 급격히 줄어들기 시작한다는 사실로 이어질 것입니다. 코어의 밀도는 매우 높아질 것이며, 그 결과 열핵 과정이 코어에 인접한 층으로 이동하게 될 것입니다. 이 상태를 붕괴라고 하며, 이는 별의 상층부에서 발생하는 열핵반응으로 인해 발생할 수 있습니다. 결과적으로 고압헬륨과 관련된 열핵 반응이 촉발됩니다.
별의 이 부분에 있는 수소와 헬륨의 매장량은 수백만 년 동안 지속될 것입니다. 머지않아 수소 매장량의 고갈이 방사선 강도의 증가, 껍질의 크기 및 별 자체의 크기의 증가로 이어질 것입니다. 결과적으로 우리 태양은 매우 커질 것입니다. 지금부터 수백억 년 후의 이 그림을 상상한다면, 눈부시게 밝은 원반 대신 거대한 비율의 뜨겁고 붉은 원반이 하늘에 떠 있을 것입니다. 적색 거성은 별 진화의 자연스러운 단계이며 변광성의 범주로의 전환 상태입니다.
이러한 변화의 결과로 지구에서 태양까지의 거리가 줄어들어 지구는 태양 코로나의 영향 영역에 들어가 그 안에서 "튀기"시작합니다. 행성 표면의 온도는 10배 증가하여 대기가 사라지고 물이 증발하게 됩니다. 그 결과, 행성은 생명이 없는 바위 사막으로 변할 것입니다.
적색거성 단계에 도달한 일반 별은 중력 과정의 영향을 받아 백색왜성이 됩니다. 별의 질량이 태양의 질량과 거의 같으면 그 별의 모든 주요 과정은 충동이나 폭발적인 반응 없이 조용히 일어날 것입니다. 백색 왜성은 오랫동안 죽어 땅에 타버릴 것입니다.
별의 초기 질량이 태양의 1.4배보다 큰 경우 백색 왜성은 최종 단계가 되지 않습니다. 별 내부의 질량이 크기 때문에 별 물질의 압축 과정은 원자 및 분자 수준에서 시작됩니다. 양성자는 중성자로 변하고 별의 밀도는 증가하며 크기는 급격히 감소합니다.
과학에 알려진 중성자별의 직경은 10-15km입니다. 이렇게 작은 크기의 중성자별은 엄청난 질량을 가지고 있습니다. 1입방센티미터의 항성 물질의 무게는 수십억 톤에 이릅니다.
처음에 질량이 큰 별을 다룬 경우 진화의 마지막 단계는 다른 형태를 취합니다. 거대한 별의 운명은 블랙홀, 즉 탐험되지 않은 자연과 예측할 수 없는 행동을 가진 물체입니다. 별의 거대한 질량은 중력의 증가, 압축력의 증가에 기여합니다. 이 프로세스는 일시 중지할 수 없습니다. 물질의 밀도는 무한해질 때까지 증가하여 단일 공간을 형성합니다(아인슈타인의 상대성 이론). 그러한 별의 반지름은 결국 0이 되어 우주 공간의 블랙홀이 됩니다. 거대한 별과 초거대 별이 대부분의 공간을 차지한다면 훨씬 더 많은 블랙홀이 있을 것입니다.
적색거성이 중성자별이나 블랙홀로 변할 때 우주는 다음과 같은 현상을 경험할 수 있다는 점에 유의해야 합니다. 독특한 현상— 새로운 우주 물체의 탄생.
초신성의 탄생은 별 진화의 가장 극적인 마지막 단계입니다. 여기에는 자연의 자연법칙이 작용합니다. 한 몸의 존재가 중단되면 새로운 생명이 탄생합니다. 초신성의 탄생과 같은 주기의 기간은 주로 거대한 별에 관한 것입니다. 고갈된 수소 매장량으로 인해 열핵융합 과정에 헬륨과 탄소가 포함됩니다. 이 반응의 결과로 압력은 다시 증가하고 별의 중심에는 철심이 형성됩니다. 강한 중력의 영향으로 질량 중심이 별의 중앙 부분으로 이동합니다. 핵은 너무 무거워져 자체 중력에 저항할 수 없게 됩니다. 결과적으로 코어의 급속한 팽창이 시작되어 순간 폭발로 이어집니다. 초신성의 탄생은 폭발, 엄청난 힘의 충격파, 광대한 우주의 밝은 섬광입니다.
우리 태양은 거대한 별이 아니기 때문에 비슷한 운명이 태양을 위협하지 않으며 우리 행성은 그러한 결말을 두려워해서는 안된다는 점에 유의해야합니다. 대부분의 경우 초신성 폭발은 먼 은하계에서 발생하기 때문에 거의 감지되지 않습니다.
별의 진화는 수백억 년에 걸쳐 진행되는 과정입니다. 진행되는 프로세스에 대한 우리의 생각은 단지 수학적, 물리적 모델, 이론일 뿐입니다. 지구의 시간은 우리 우주가 살아가는 거대한 시간주기의 한 순간에 불과합니다. 우리는 수십억 년 전에 일어난 일을 관찰하고 앞으로 일어날 일을 상상할 수만 있습니다. 다음 세대지구인.
질문이 있으시면 기사 아래 댓글에 남겨주세요. 우리 또는 방문자가 기꺼이 답변해 드리겠습니다.
단 하나의 별을 관찰함으로써 별의 진화를 연구하는 것은 불가능합니다. 별의 많은 변화는 너무 느리게 일어나서 수세기가 지난 후에도 알아차릴 수 없습니다. 따라서 과학자들은 각 별이 수명주기의 특정 단계에 있는 많은 별을 연구합니다. 지난 수십 년 동안 컴퓨터 기술을 사용하여 별의 구조를 모델링하는 것이 천체 물리학에서 널리 보급되었습니다.
1 / 5
✪ 별과 별의 진화(천체물리학자 세르게이 포포프의 해설)
✪ 별과 별의 진화(Sergey Popov 및 Ilgonis Vilks 내레이션)
✪ 별의 진화. 3분만에 청색거성으로 진화
✪ 수르딘 V.G. 스텔라 진화 파트 1
✪ S. A. Lamzin - “Stellar Evolution”
별이 만들어지는 과정을 설명할 수 있다 획일적인 방법으로그러나 별 진화의 후속 단계는 거의 전적으로 질량에 달려 있으며, 별 진화의 마지막 단계에서만 화학적 구성이 중요한 역할을 할 수 있습니다.
어린 저질량 별(태양 질량의 최대 3배) [ ]는 주계열에 접근하고 있으며 완전히 대류적입니다. 대류 과정은 별의 몸 전체를 덮습니다. 이들은 본질적으로 핵반응이 막 시작되는 중심에 있는 원시별이며 모든 방사선은 주로 중력 압축으로 인해 발생합니다. 정수압 평형이 확립될 때까지 별의 광도는 일정한 유효 온도에서 감소합니다. 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 이러한 별은 하야시 궤도라고 불리는 거의 수직인 궤도를 형성합니다. 압축 속도가 느려짐에 따라 어린 별은 주계열에 접근합니다. 이 유형의 물체는 황소자리 T 별과 연관되어 있습니다.
이때 질량이 태양 질량의 0.8보다 큰 별의 경우 핵은 복사에 투명해지며, 항성 물질의 압축이 증가함에 따라 대류가 점점 더 방해를 받기 때문에 핵의 복사 에너지 전달이 우세해집니다. 별 몸체의 바깥층에서는 대류 에너지 전달이 우세합니다.
이 별들이 젊은 범주에서 보낸 시간이 우주의 나이를 초과하기 때문에 질량이 낮은 별이 주 계열에 들어가는 순간 어떤 특성을 갖는지는 확실하지 않습니다. ] . 이 별들의 진화에 관한 모든 아이디어는 수치 계산과 수학적 모델링에만 기반을 두고 있습니다.
별이 수축함에 따라 축퇴전자가스의 압력은 증가하기 시작하고, 별의 특정 반경에 도달하면 압축이 중단되어 압축한 다음 감소합니다. 태양 질량이 0.0767보다 작은 별의 경우에는 이런 일이 발생하지 않습니다. 핵 반응 중에 방출되는 에너지는 내부 압력과 중력 압축의 균형을 맞추는 데 충분하지 않습니다. 이러한 "언더스타"는 열핵 반응 중에 생성되는 것보다 더 많은 에너지를 방출하며 소위 갈색 왜성으로 분류됩니다. 그들의 운명은 축퇴 가스의 압력이 멈출 때까지 지속적인 압축과 시작된 모든 열핵 반응의 중단과 함께 점진적인 냉각입니다.
중간 질량의 젊은 별(태양 질량의 2~8배) [ ] 주계열까지 대류 구역이 없다는 점을 제외하면 작은 형제 자매들과 정확히 같은 방식으로 질적으로 진화합니다.
이 유형의 개체는 소위와 연결됩니다. Ae\Be Herbig 별은 스펙트럼 등급 B-F0의 불규칙 변수를 갖습니다. 그들은 또한 디스크와 양극 제트를 전시합니다. 표면에서 물질이 유출되는 속도, 광도 및 유효 온도는 T Taurus보다 훨씬 높으므로 원시성 구름의 잔재를 효과적으로 가열하고 분산시킵니다.
그러한 질량을 가진 별은 모든 중간 단계를 거쳐 핵의 정수압 평형을 달성하기 위해 질량이 축적되는 동안 방사선으로 손실된 에너지를 보상하는 핵반응 속도를 달성할 수 있었기 때문에 이미 일반 별의 특성을 가지고 있습니다. 이 별들의 경우 질량과 광도의 유출이 너무 커서 아직 별의 일부가 되지 않은 분자 구름의 외부 영역의 중력 붕괴를 막을 뿐만 아니라 반대로 분산시킵니다. 따라서 생성된 별의 질량은 원시성운의 질량보다 눈에 띄게 적습니다. 아마도 이것은 약 300 태양 질량보다 큰 질량을 가진 별이 우리 은하에 없다는 것을 설명합니다.
별은 다양한 색상과 크기로 제공됩니다. 최신 추정에 따르면 스펙트럼 유형에 따라 뜨거운 파란색에서 차가운 빨간색까지, 질량으로는 0.0767에서 약 300 태양 질량까지 다양합니다. 별의 광도와 색상은 표면 온도에 따라 달라지며, 온도는 질량에 따라 결정됩니다. 모든 새로운 별은 화학적 조성과 질량에 따라 주계열에서 "그 자리를 차지"합니다. 당연히 우리는 별의 물리적 움직임에 대해 이야기하는 것이 아니라 별의 매개 변수에 따라 표시된 다이어그램의 위치에 대해서만 이야기합니다. 실제로 다이어그램을 따라 별이 움직이는 것은 별 매개변수의 변화에만 해당합니다.
새로운 수준에서 재개된 물질의 열핵 "연소"는 별의 엄청난 팽창을 유발합니다. 별은 "부풀어오르고" 매우 "느슨해지며" 크기가 약 100배 증가합니다. 따라서 별은 적색거성이 되고, 헬륨 연소 단계는 약 수백만 년 동안 지속됩니다. 거의 모든 적색거성은 변광성이다.
현재로서는 핵의 수소 공급이 고갈된 후 가벼운 별에 무슨 일이 일어나는지는 확실하지 않습니다. 우주의 나이는 137억년으로 그러한 별의 수소 연료 공급을 고갈시키기에는 충분하지 않기 때문에 현대 이론은 그러한 별에서 일어나는 과정에 대한 컴퓨터 시뮬레이션을 기반으로 합니다.
일부 별은 특정 활성 영역에서만 헬륨을 합성할 수 있어 불안정성과 강한 항성풍을 유발합니다. 이 경우 행성상 성운의 형성은 일어나지 않고, 별은 증발만 할 뿐 갈색왜성보다 훨씬 작아진다. ] .
질량이 0.5 태양보다 작은 별은 핵에서 수소와 관련된 반응이 중단된 후에도 헬륨을 변환할 수 없습니다. 이러한 별의 질량은 너무 작아서 "점화"할 만큼 새로운 중력 압축 단계를 제공할 수 없습니다. 헬륨 이러한 별에는 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)와 같은 적색왜성이 포함되며, 프록시마의 주계열 체류 시간은 수백억 년에서 수십조 년에 이릅니다. 코어의 열핵 반응이 중단된 후 점차적으로 냉각되면서 전자기 스펙트럼의 적외선 및 마이크로파 범위에서 계속 약하게 방출됩니다.
도달 시 별 평균 크기(0.4에서 3.4 태양 질량) [ ] 적색 거성 단계의 핵에서 수소가 고갈되고 헬륨에서 탄소 합성 반응이 시작됩니다. 이 과정은 더 많이 발생합니다. 고온따라서 핵으로부터의 에너지 흐름이 증가하고 결과적으로 별의 바깥층이 팽창하기 시작합니다. 탄소 합성의 시작은 별의 삶의 새로운 단계를 나타내며 한동안 계속됩니다. 태양과 크기가 비슷한 별의 경우 이 과정은 약 10억년이 걸릴 수 있습니다.
방출되는 에너지 양의 변화로 인해 별은 크기, 표면 온도 및 에너지 방출의 변화를 포함하여 불안정한 기간을 겪게 됩니다. 에너지 출력은 저주파 방사쪽으로 이동합니다. 이 모든 것은 강한 항성풍과 강렬한 맥동으로 인해 증가하는 질량 손실을 동반합니다. 이 단계의 별을 "후기형 별"(또는 "은퇴 별")이라고 합니다. OH-IR 별또는 정확한 특성에 따라 미라와 같은 별. 분출된 가스에는 별 내부에서 생성된 산소, 탄소 등 중원소가 상대적으로 풍부합니다. 가스는 팽창하는 껍질을 형성하고 별에서 멀어지면서 냉각되어 먼지 입자와 분자가 형성됩니다. 근원별에서 나오는 강한 적외선 복사로 인해 우주 메이저가 활성화되기 위한 이상적인 조건이 그러한 껍질에 형성됩니다.
헬륨의 열핵 연소 반응은 온도에 매우 민감합니다. 때때로 이것은 큰 불안정성을 초래합니다. 강한 맥동이 발생하여 결과적으로 외부 층에 충분한 가속도를 부여하여 떨어져 나가 행성상 성운으로 변합니다. 그러한 성운의 중심에는 열핵 반응이 멈추고 냉각되면서 헬륨 백색 왜성으로 변하는 별의 맨핵이 남아 있으며 일반적으로 태양 질량의 최대 0.5-0.6 질량과 직경을 갖습니다. 지구의 직경 정도입니다.
태양을 포함한 대부분의 별은 축퇴된 전자의 압력이 중력의 균형을 이룰 때까지 수축하여 진화를 완료합니다. 이 상태에서 별의 크기가 100배로 줄어들고, 밀도가 물의 밀도보다 100만 배 높아지면 그 별을 백색왜성이라 부른다. 에너지원이 부족하여 점차 냉각되어 보이지 않는 흑색왜성이 됩니다.
태양보다 더 큰 별에서는 축퇴된 전자의 압력이 핵의 추가 압축을 막을 수 없으며 전자는 원자핵으로 "압착"되기 시작하여 양성자를 중성자로 바꾸는데, 그 사이에는 정전기적 반발력이 없습니다. 이러한 물질의 중성화는 실제로 하나의 거대한 원자핵인 별의 크기가 수 킬로미터로 측정되고 밀도가 물의 밀도보다 1억 배 더 높다는 사실로 이어집니다. 그러한 물체를 중성자별이라고 부른다. 그 평형은 축퇴된 중성자 물질의 압력에 의해 유지됩니다.
질량이 태양질량의 5배보다 큰 별이 적색초거성 단계에 들어간 후, 그 별의 핵은 중력의 영향으로 수축되기 시작합니다. 압축이 진행됨에 따라 온도와 밀도가 증가하고 새로운 열핵 반응이 시작됩니다. 이러한 반응에서는 헬륨, 탄소, 산소, 규소, 철 등 점점 더 무거운 원소가 합성되어 일시적으로 핵 붕괴를 억제합니다.
결과적으로, 주기율표의 점점 더 무거운 원소가 형성됨에 따라 철-56은 실리콘으로부터 합성됩니다. 이 단계에서는 철-56 핵의 질량 결함이 최대이고 에너지 방출에 따른 더 무거운 핵의 형성이 불가능하기 때문에 추가적인 발열성 열핵융합이 불가능해집니다. 따라서 별의 철심이 특정 크기에 도달하면 그 안의 압력은 더 이상 별을 덮고 있는 층의 무게를 견딜 수 없으며 물질의 중성화로 인해 핵의 즉각적인 붕괴가 발생합니다.
다음에 무슨 일이 일어날지는 아직 완전히 명확하지 않지만, 어쨌든 몇 초 만에 일어나는 과정은 놀라운 힘의 초신성 폭발로 이어집니다.
강력한 중성미자 제트와 회전하는 자기장은 별에 축적된 많은 물질을 밀어냅니다. [ ] - 철분과 라이터 요소를 포함한 소위 좌석 요소. 폭발하는 물질은 별의 핵에서 탈출하는 중성자에 의해 포격되어 이를 포획하여 방사성 물질을 포함하여 철보다 무거운 우라늄(심지어 칼리포늄)까지의 원소 세트를 생성합니다. 따라서 초신성 폭발은 성간 물질에 철보다 무거운 원소가 존재한다는 것을 설명하지만 이것이 유일한 것은 아닙니다. 가능한 방법예를 들어 테크네튬 별에 의해 입증되는 형성입니다.
폭발파와 중성미자 제트는 죽어가는 별에서 물질을 운반합니다. [ ] 성간 공간으로. 그 후, 냉각되어 우주를 이동하면서 이 초신성 물질은 다른 우주의 "인양"과 충돌할 수 있으며 아마도 새로운 별, 행성 또는 위성의 형성에 참여할 수 있습니다.
초신성이 형성되는 동안 일어나는 과정은 여전히 연구되고 있으며, 지금까지 이 문제에 대한 명확성은 없습니다. 또한 원래 별에 실제로 무엇이 남아 있는지도 의심스럽습니다. 그러나 중성자별과 블랙홀이라는 두 가지 옵션이 고려되고 있습니다.
일부 초신성에서는 초거성 깊은 곳의 강한 중력으로 인해 전자가 원자핵에 흡수되어 양성자와 합쳐져 중성자를 형성하는 것으로 알려져 있습니다. 이 과정을 중성화라고 합니다. 근처의 핵을 분리하는 전자기력이 사라집니다. 별의 핵은 이제 원자핵과 개별 중성자로 이루어진 조밀한 공입니다.
중성자별로 알려진 이러한 별은 극히 작습니다. 큰 도시, 상상할 수 없을 정도로 높은 밀도를 가지고 있습니다. 각운동량 보존으로 인해 별의 크기가 감소함에 따라 이들의 공전 주기는 극도로 짧아집니다. 일부 중성자별은 초당 600번 회전합니다. 그들 중 일부의 경우 방사선 벡터와 회전축 사이의 각도는 지구가 이 방사선에 의해 형성된 원뿔에 떨어지도록 할 수 있습니다. 이 경우 별의 공전 주기와 동일한 간격으로 반복되는 복사 펄스를 감지할 수 있습니다. 이러한 중성자별을 '펄서'라고 부르며, 최초로 발견된 중성자별이 되었습니다.
모든 별이 초신성 폭발 단계를 거친 후 중성자별이 되는 것은 아닙니다. 별의 질량이 충분히 크면 해당 별의 붕괴가 계속되고 중성자 자체는 반경이 슈바르츠실트 반경보다 작아질 때까지 안쪽으로 떨어지기 시작합니다. 그 후, 별은 블랙홀이 됩니다.
블랙홀의 존재는 일반상대성이론에 의해 예측됐다. 이 이론에 따르면,
> 수명주기별
설명 별의 삶과 죽음: 사진, 분자구름, 원시별, 황소자리 T, 주계열, 적색거성, 백색왜성을 포함한 발달 단계.
이 세상의 모든 것은 진화하고 있습니다. 모든 주기는 탄생, 성장으로 시작하여 죽음으로 끝납니다. 물론 별들은 특별한 방식으로 이러한 주기를 가지고 있습니다. 적어도 그들의 시간 범위는 더 크고 수백만 년, 수십억 년으로 측정된다는 점을 기억합시다. 게다가 그들의 죽음은 특정한 결과를 가져온다. 그것은 어떻게 생겼나요? 별의 생애주기?
스타의 탄생부터 시작해보자. 어떤 변화도 없이 우주에 조용히 존재할 수 있는 거대한 차가운 분자 가스 구름을 상상해 보세요. 그러나 갑자기 초신성이 근처에서 폭발하거나 다른 구름과 충돌합니다. 이러한 푸시로 인해 파기 프로세스가 활성화됩니다. 그것은 작은 부분으로 나뉘어져 있으며 각 부분은 자체적으로 수축됩니다. 아시다시피 이 그룹들은 모두 스타가 되기 위해 준비하고 있습니다. 중력은 온도를 가열하고 저장된 운동량은 회전 과정을 유지합니다. 아래쪽 다이어그램은 별의 주기(사진과 함께 천체의 수명, 발달 단계, 변형 옵션 및 죽음)를 명확하게 보여줍니다.
물질은 더 조밀하게 응축되고 가열되며 중력 붕괴에 의해 반발됩니다. 이러한 물체를 원시성(protostar)이라고 부르며, 그 주위에 물질로 이루어진 원반이 형성됩니다. 부품이 물체에 끌리면서 질량이 증가합니다. 남은 잔해들은 그룹화되어 행성계를 만들 것입니다. 별의 추가 발전은 모두 질량에 달려 있습니다.
물질이 별에 닿으면 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다. 새로운 별의 무대는 프로토타입인 T Tauri의 이름을 따서 명명되었습니다. 600광년 떨어진(근처)에 위치한 변광성이다.
물질이 분해되어 에너지를 방출하기 때문에 매우 밝은 밝기에 도달할 수 있습니다. 그러나 중앙 부분은 핵융합을 지탱할 만큼 온도가 충분하지 않습니다. 이 단계는 1억년 동안 지속됩니다.
어느 순간 천체의 온도가 필요한 수준까지 올라가 핵융합이 활성화됩니다. 모든 스타들이 이런 과정을 겪는다. 수소는 헬륨으로 변해 엄청난 열과 에너지를 방출합니다.
에너지는 감마선으로 방출되지만 별의 느린 움직임으로 인해 동일한 파장으로 낙하합니다. 빛이 밀려나 중력과 충돌하게 됩니다. 여기서 이상적인 균형이 형성된다고 가정할 수 있습니다.
그녀는 얼마나 오랫동안 메인 시퀀스에 있을 것인가? 별의 질량부터 시작해야 합니다. 적색 왜성(태양 질량의 절반)은 수천억 년 동안 연료 공급을 태워버릴 수 있습니다. 평균 별(예: )은 100억~150억 명을 삽니다. 그러나 가장 큰 것의 나이는 수십억 또는 수백만 년입니다. 다이어그램에서 다양한 클래스의 별의 진화와 죽음이 어떻게 보이는지 확인하세요.
녹는 과정에서 수소가 고갈되고 헬륨이 축적됩니다. 수소가 전혀 남지 않으면 모든 핵반응이 멈추고 별은 중력으로 인해 수축하기 시작합니다. 핵 주변의 수소 껍질이 가열되어 점화되어 물체가 1,000~10,000배 더 커지게 됩니다. 어느 순간 우리 태양은 이 운명을 반복하여 지구의 궤도로 올라갈 것입니다.
온도와 압력이 최대에 도달하고 헬륨이 탄소로 융합됩니다. 이 시점에서 별은 수축하여 적색 거성이기를 멈춥니다. 질량이 커질수록 물체는 다른 무거운 원소를 태울 것입니다.
태양 질량 별은 탄소를 융합할 만큼 중력 압력이 충분하지 않습니다. 그러므로 헬륨이 없어지면 죽음이 일어납니다. 바깥층이 방출되고 백색왜성이 나타난다. 처음에는 뜨거웠지만, 수천억 년이 지나면 식어갑니다.
별의 내부 수명은 두 가지 힘, 즉 별에 대항하여 별을 붙잡고 있는 중력과 핵에서 일어나는 핵반응 중에 방출되는 힘의 영향에 의해 조절됩니다. 반대로, 별을 먼 우주로 "밀어내는" 경향이 있습니다. 형성 단계에서 밀도가 높고 압축된 별은 중력의 영향을 많이 받습니다. 결과적으로 강한 가열이 발생하고 온도는 1000만~2000만도에 이릅니다. 이것은 핵반응을 시작하기에 충분하며 그 결과 수소가 헬륨으로 변환됩니다.
그런 다음 오랜 기간 동안 두 힘이 서로 균형을 이루고 별은 안정된 상태에 있게 됩니다. 중심핵의 핵연료가 점차 고갈되면 별은 두 힘이 서로 반대되는 불안정 단계에 들어갑니다. 스타에게 가장 중요한 순간이 온다. 다양한 요인– 온도, 밀도, 화학 성분. 별의 질량이 우선이며, 이 천체의 미래는 그것에 달려 있습니다. 별은 초신성처럼 폭발하거나 백색왜성, 중성자별 또는 블랙홀로 변할 것입니다.
수소가 고갈되는 과정
천체 중에서 가장 큰 것(목성 질량의 약 80배)만이 별이 되고, 작은 것(목성보다 약 17배 작음)은 행성이 됩니다. 중간 질량의 몸체도 있으며, 행성 클래스에 속하기에는 너무 크고, 별의 특징적인 핵반응이 깊이에서 발생하기에는 너무 작고 차갑습니다.
이 어두운 색의 천체는 광도가 낮아 하늘에서 구별하기가 매우 어렵습니다. 그들은 "갈색 왜성"이라고 불립니다.
따라서 별은 성간 가스 구름으로 형성됩니다. 이미 언급했듯이 별은 꽤 오랫동안 균형 잡힌 상태를 유지합니다. 그런 다음 불안정한 기간이옵니다. 별의 추가 운명은 다양한 요인에 따라 달라집니다. 질량이 태양질량의 0.1~4배인 가상의 작은 별을 생각해 보세요. 질량이 낮은 별의 특징은 내부 층에 대류가 없다는 것입니다. 별을 구성하는 물질은 질량이 큰 별에서 일어나는 것처럼 혼합되지 않습니다.
이는 핵의 수소가 고갈되면 외부 층에 이 원소의 새로운 매장량이 없다는 것을 의미합니다. 수소는 연소되어 헬륨으로 변합니다. 조금씩 핵이 가열되고, 표면층이 자체 구조를 불안정하게 만들고, H-R 다이어그램에서 볼 수 있듯이 별은 천천히 위상이 바뀌게 됩니다. 주요 순서. 새로운 단계에서는 별 내부의 물질 밀도가 증가하고 핵의 구성이 "퇴화"되며 결과적으로 특별한 일관성이 나타납니다. 일반적인 물질과는 다릅니다.
물질의 변형
물질이 변할 때 압력은 온도가 아닌 기체의 밀도에만 의존합니다.
헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 별은 오른쪽으로 이동한 다음 위쪽으로 이동하여 적색거성 영역에 접근합니다. 크기가 크게 증가하고 이로 인해 외부 레이어의 온도가 떨어집니다. 적색 거성의 직경은 수억 킬로미터에 이릅니다. 우리가 이 단계에 들어가면 금성을 "삼킬" 것이고, 지구를 포착할 수 없다면 지구상의 생명체가 더 이상 존재하지 않을 정도로 가열될 것입니다.
별이 진화하는 동안 중심핵의 온도는 증가합니다. 먼저 핵반응이 일어나고 최적의 온도에 도달하면 헬륨이 녹기 시작합니다. 이런 일이 발생하면 중심 온도가 갑자기 상승하여 플레어가 발생하고 별이 빠르게 왼쪽으로 이동합니다. G-R 다이어그램. 이른바 '헬륨 플래시'다. 이때 헬륨을 함유한 핵은 핵을 둘러싸고 있는 껍질의 일부인 수소와 함께 연소됩니다. H-R 다이어그램에서 이 단계는 수평선을 따라 오른쪽으로 이동하여 기록됩니다.
진화의 마지막 단계
헬륨이 탄소로 변환되면 핵이 변형됩니다. 별이 큰 경우 탄소가 타기 시작할 때까지 온도가 상승합니다. 새로운 발병이 발생합니다. 어쨌든 별 진화의 마지막 단계에서 질량이 크게 감소하는 것으로 나타났습니다. 이는 폭발 중에 별의 바깥층이 다음과 같이 폭발할 때 점진적으로 또는 갑자기 발생할 수 있습니다. 큰 거품. 후자의 경우 행성상 성운이 형성됩니다. 구형 껍질은 수십 또는 수백 km/초의 속도로 우주 공간으로 퍼집니다.
별의 최종 운명은 그 안에서 일어난 모든 일 이후에 남은 질량에 달려 있습니다. 모든 변형과 플레어 중에 많은 물질을 방출하고 질량이 1.44 태양 질량을 초과하지 않으면 별은 백색 왜성으로 변합니다. 이 수치는 파키스탄의 천체 물리학자인 Subrahmanyan Chandrasekhar를 기리기 위해 "Chandra-sekhar 한계"라고 불립니다. 이는 핵의 전자 압력으로 인해 재앙적인 종말이 발생하지 않을 수 있는 별의 최대 질량입니다.
외층이 폭발한 후에도 별의 핵은 남아 있으며, 표면 온도는 약 100,000°K로 매우 높습니다. 별은 H-R 다이어그램의 왼쪽 가장자리로 이동하여 아래로 내려갑니다. 크기가 작아질수록 광도도 감소합니다.
별은 천천히 백색 왜성 영역에 도달하고 있습니다. 이 별들은 (우리처럼) 작은 직경의 별이지만 밀도가 매우 높아 물 밀도의 150만 배에 이릅니다. 백색왜성을 구성하는 물질의 1입방센티미터 무게는 지구상에서 약 1톤에 달합니다!
백색 왜성은 폭발이 없는 별 진화의 마지막 단계를 나타냅니다. 그녀는 점차 식어 가고 있습니다.
과학자들은 백색 왜성의 종말이 매우 느리다고 믿습니다. 적어도 우주가 시작된 이래로 백색 왜성은 "열사"를 겪은 적이 없는 것 같습니다.
별이 크고 질량이 태양보다 크면 초신성처럼 폭발합니다. 플레어가 발생하는 동안 별은 완전히 또는 부분적으로 붕괴될 수 있습니다. 첫 번째 경우, 뒤에 남는 것은 별에서 나온 잔여 물질이 포함된 가스 구름입니다. 두 번째에는 중성자 별이나 블랙홀과 같은 밀도가 가장 높은 천체가 남아 있습니다.
