별의 내부 생활은 두 가지 힘의 작용에 의해 조절됩니다. 별에 반대하는 인력이 별을 붙잡고 있고, 다른 하나는 핵에서 핵 반응이 일어날 때 방출되는 힘입니다. 그와는 반대로 별을 먼 우주로 "밀어내는" 경향이 있습니다. 형성 단계에서 조밀하고 압축된 별은 중력의 강한 영향을 받습니다. 결과적으로 강한 가열이 발생하고 온도는 10-20 백만도에 이릅니다. 이것은 핵 반응을 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 불안정한 단계에 접어들고 두 가지 힘이 대립합니다. 스타에게 가장 중요한 순간이 찾아옵니다. 다른 요인들– 온도, 밀도, 화학적 구성 요소. 별의 질량이 먼저 나옵니다. 이 천체의 미래가 달려 있습니다. 별이 초신성처럼 타오르거나 백색 왜성, 중성자 별 또는 블랙홀로 변합니다.
수소는 어떻게 고갈되는가
천체 중 아주 큰 천체(목성 질량의 약 80배)만 별이 되고, 작은 천체(목성보다 약 17배 작음)는 행성이 됩니다. 중간 질량의 물체도 있으며, 너무 커서 행성의 부류에 속하기에는 너무 작고, 너무 작고 차가워서 별의 특징적인 핵 반응이 깊은 곳에서 발생합니다.
이 어두운 색의 천체는 밝기가 약하여 하늘에서 구별하기가 매우 어렵습니다. 그들은 "갈색 왜성"이라고 불립니다.
따라서 별은 성간 가스로 구성된 구름에서 형성됩니다. 이미 언급했듯이 상당히 장기별이 균형을 이루고 있습니다. 그런 다음 불안정한 기간이옵니다. 별의 향후 운명은 다양한 요인에 달려 있습니다. 0.1에서 4 태양 질량 사이의 질량을 가진 가상의 작은 별을 생각해 보십시오. 특징적인 특징질량이 작은 별은 내부 층에 대류가 없다는 것입니다. 별을 구성하는 물질은 질량이 큰 별에서와 같이 섞이지 않습니다.
이것은 코어의 수소가 고갈되면 외부 레이어에서 이 원소의 새로운 공급이 없음을 의미합니다. 수소는 연소되어 헬륨으로 변합니다. 점차적으로 중심핵은 따뜻해지고 표면층은 자체 구조를 불안정하게 만들며 별은 D-R 다이어그램에서 볼 수 있듯이 천천히 주계열 단계에서 벗어나고 있습니다. 새로운 단계에서 별 내부의 물질 밀도가 증가하고 코어의 구성이 "퇴화"되어 결과적으로 특별한 일관성이 나타납니다. 일반 물질과 다릅니다.
물질의 수정
물질이 변할 때 압력은 온도가 아닌 기체의 밀도에만 의존합니다.
Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 별은 오른쪽으로 이동한 다음 위쪽으로 이동하여 적색 거성 영역에 접근합니다. 치수가 크게 증가하고 이로 인해 외층의 온도가 떨어집니다. 적색 거성의 지름은 수억 킬로미터에 이릅니다. 우리가 이 단계에 들어가면 금성을 "삼키고" 지구를 포착할 수 없으면 지구를 가열하여 우리 행성의 생명체가 더 이상 존재하지 않게 될 것입니다.
별이 진화하는 동안 중심핵의 온도가 상승합니다. 먼저 핵반응이 일어나 최적 온도에 도달하면 헬륨이 녹습니다. 이 때 중심 온도의 급격한 상승은 폭발을 일으키고 별은 빠르게 왼쪽으로 이동합니다. H-R 다이어그램. 이것은 소위 "헬륨 플래시"입니다. 이때 헬륨을 함유한 핵은 핵을 둘러싸고 있는 껍질의 일부인 수소와 함께 타버린다. G-P 다이어그램에서 이 단계는 수평선을 따라 오른쪽으로 이동하여 고정됩니다.
진화의 마지막 단계
헬륨이 탄소로 변환되는 동안 코어가 변경됩니다. 그 온도는 탄소가 타기 시작할 때까지 (별이 크면) 상승합니다. 새로운 발병이 있습니다. 어쨌든 별 진화의 마지막 단계에서 질량의 상당한 손실이 주목됩니다. 이것은 별의 바깥층이 큰 거품. 후자의 경우 행성상 성운이 형성됩니다. 대기권 밖초당 수십 또는 수백 킬로미터의 속도로.
별의 궁극적인 운명은 별에서 일어나는 모든 일 후에 남은 질량에 달려 있습니다. 모든 변형과 폭발 동안 많은 물질을 방출하고 질량이 1.44 태양 질량을 초과하지 않으면 별은 백색 왜성으로 변합니다. 이 수치는 파키스탄 천체 물리학자인 Subrahmanyan Chandrasekhar를 기리기 위해 "Chandra-sekara 한계"라고 불립니다. 이것은 핵에 있는 전자의 압력으로 인해 격변적인 종말이 일어나지 않을 수 있는 별의 최대 질량입니다.
외층의 폭발 후에 별의 핵은 남아있고 표면 온도는 약 100,000 °K로 매우 높습니다. 별은 G-R 다이어그램의 왼쪽 가장자리로 이동하여 하강합니다. 크기가 작아짐에 따라 밝기가 감소합니다.
별은 천천히 백색 왜성의 영역에 도달합니다. 이것은 우리와 같은 작은 지름의 별이지만 물 밀도의 150만 배인 매우 높은 밀도를 특징으로 합니다. 백색 왜성을 구성하는 물질의 세제곱센티미터는 지구에서 무게가 약 1톤입니다!
백색 왜성은 플레어가 없는 별 진화의 마지막 단계를 나타냅니다. 그녀는 천천히 식고 있습니다.
과학자들은 백색 왜성의 끝이 매우 느리게 진행된다고 믿고 있습니다. 어쨌든 우주의 존재가 시작된 이래로 단일 백색 왜성은 "열적 죽음"을 겪지 않은 것으로 보입니다.
별이 크고 질량이 태양보다 크면 초신성처럼 폭발합니다. 폭발하는 동안 별은 완전히 또는 부분적으로 파괴될 수 있습니다. 첫 번째 경우에는 별의 잔류 물질과 함께 가스 구름이 남습니다. 두 번째로 중성자 별이나 블랙홀과 같은 밀도가 가장 높은 천체가 남아 있습니다.
자연의 어떤 물체와 마찬가지로 별도 변하지 않을 수 있습니다. 그들은 태어나고 발전하고 마침내 "죽습니다". 별의 진화는 수십억 년이 걸리지만 생성 시기에 대해서는 논란이 있다. 이전에 천문학자들은 별 먼지로부터의 "탄생" 과정에 수백만 년이 필요하다고 믿었지만 얼마 전까지만 해도 오리온 대성운에서 하늘의 한 지역 사진이 얻어졌습니다. 몇 년 사이에 작은
1947년 사진에서는 이 장소에서 작은 별과 같은 물체 그룹이 기록되었습니다. 1954년까지 그 중 일부는 이미 직사각형이 되었고 5년 후에는 이 물체가 별도의 것으로 분리되었습니다. 따라서 처음으로 별의 탄생 과정은 천문학 자 앞에서 문자 그대로 일어났습니다.
인간의 기준으로 별의 구조와 진화가 어떻게 시작되고 끝이 나는지 자세히 살펴 보겠습니다.
전통적으로 과학자들은 가스-먼지 환경의 구름이 응결된 결과 별이 형성되었다고 가정합니다. 중력의 작용으로 구조가 촘촘한 형성된 구름에서 불투명한 가스 공이 형성됩니다. 내부 압력은 그것을 압축하는 힘의 균형을 맞출 수 없습니다. 중력. 점차적으로, 공이 너무 많이 수축하여 항성 내부의 온도가 상승하고, 공 내부의 뜨거운 가스의 압력이 외력의 균형을 맞춥니다. 그 후 압축이 중지됩니다. 이 과정의 지속 시간은 별의 질량에 따라 달라지며 일반적으로 200만 년에서 수억 년 사이입니다.
별의 구조는 매우 높은 온도지속적인 열핵 과정에 기여하는 깊은 곳에서 (이를 형성하는 수소가 헬륨으로 바뀝니다). 별의 강렬한 복사의 원인은 이러한 과정입니다. 그들이 사용 가능한 수소 공급을 소비하는 시간은 질량에 의해 결정됩니다. 방사선의 지속 시간도 이것에 달려 있습니다.
매장량의 수소가 고갈되면 별의 진화는 형성 단계에 이르게 되는데, 이는 다음과 같이 일어난다. 에너지 방출이 중단된 후 중력이 핵을 압축하기 시작합니다. 이 경우 별의 크기가 크게 증가합니다. 광도는 프로세스가 계속됨에 따라 증가하지만 코어 경계의 얇은 층에서만 증가합니다.
이 과정은 수축하는 헬륨 코어의 온도 증가와 헬륨 핵이 탄소 핵으로 변형되는 것을 동반합니다.
우리 태양은 80억년 후에 적색 거성이 될 것으로 예측됩니다. 동시에 반경은 수십 배 증가하고 광도는 현재 지표에 비해 수백 배 증가합니다.
이미 언급했듯이 별의 수명은 질량에 따라 다릅니다. 태양보다 작은 질량을 가진 물체는 매우 경제적으로 매장량을 "소비"하므로 수백억 년 동안 빛날 수 있습니다.
별의 진화는 별의 형성으로 끝납니다. 이것은 질량이 태양의 질량에 가까운 별들, 즉 1.2를 초과하지 않습니다.
거대 별은 핵연료 공급을 빠르게 고갈시키는 경향이 있습니다. 이것은 특히 외부 껍질의 벗겨짐으로 인해 상당한 질량 손실을 동반합니다. 결과적으로 핵 반응이 완전히 중단 된 점차 냉각되는 중앙 부분 만 남습니다. 시간이 지남에 따라 그러한 별은 복사를 멈추고 보이지 않게됩니다.
그러나 때때로 별의 정상적인 진화와 구조가 교란됩니다. 대부분의 경우 이것은 모든 유형의 열핵 연료를 소모한 거대한 물체와 관련이 있습니다. 그런 다음 그것들은 중성자로 변환될 수 있습니다. 또는 과학자들이 이러한 물체에 대해 더 많이 알수록 더 많은 새로운 질문이 생깁니다.
항성 진화에 대한 연구는 단 하나의 별만을 관찰하는 것으로는 불가능합니다. 별의 많은 변화는 수세기가 지나도 알아차리기에는 너무 느리게 진행됩니다. 따라서 과학자들은 각각 특정 단계에 있는 많은 별을 연구합니다. 라이프 사이클. 지난 수십 년 동안 컴퓨터 기술을 사용한 별 구조 모델링은 천체 물리학에서 널리 퍼졌습니다.
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✪ 별과 별의 진화(천체 물리학자 Sergey Popov의 말)
✪ 별과 별의 진화(Sergey Popov와 Ilgonis Vilks 나레이션)
✪ 별의 진화. 3분만에 푸른 거인의 진화
✪ 수르딘 V.G. 별의 진화 1부
✪ S. A. Lamzin - "스타 에볼루션"
별이 생성되는 과정을 설명할 수 있다 균일하게, 그러나 별의 진화의 후속 단계는 거의 전적으로 질량에 의존하며 별의 진화의 맨 마지막 단계에서만 별의 화학적 구성이 제 역할을 할 수 있습니다.
낮은 질량의 젊은 별(최대 3개의 태양 질량) [ ] 는 주계열로 가는 길에 완전히 대류입니다. - 대류 과정은 별의 전체를 덮습니다. 이들은 여전히, 사실, 핵 반응이 막 시작되고 있는 중심에 있는 원시성이며, 모든 복사는 주로 중력 압축으로 인해 발생합니다. 정수역학적 평형이 이루어질 때까지 별의 광도는 일정한 유효 온도에서 감소합니다. Hertzsprung-Russell 도표에서 이러한 별들은 Hayashi 궤도라고 하는 거의 수직 궤도를 형성합니다. 수축이 느려짐에 따라 어린 별은 주계열에 접근합니다. 이 유형의 물체는 유형 T 황소자리의 별 과 관련이 있습니다.
이 때, 질량이 태양 질량 0.8보다 큰 별에서는 중심핵이 복사에 투명해지며, 항성 물질의 압축이 증가하여 대류가 점점 더 방해를 받기 때문에 중심핵의 복사 에너지 전달이 우세해집니다. 항성체의 외층에서는 대류 에너지 전달이 우세합니다.
낮은 질량의 별이 주계열에 도달할 때 어떤 특성을 가지고 있는지는 확실하지 않습니다. 이 별들이 젊은 범주에서 보내는 시간이 우주의 나이 를 초과하기 때문입니다. ] . 이 별의 진화에 대한 모든 아이디어는 수치 계산과 수학적 모델링에만 기초합니다.
항성이 수축함에 따라 축퇴 전자 가스의 압력이 증가하기 시작하고 별의 특정 반경에 도달하면 수축이 멈추고 수축으로 인한 별 중심의 추가 온도 상승이 멈추고, 그런 다음 감소합니다. 0.0767 태양 질량보다 작은 별의 경우에는 이런 일이 발생하지 않습니다. 핵 반응 중에 방출되는 에너지는 내부 압력과 중력 수축의 균형을 맞추기에 결코 충분하지 않습니다. 이러한 "언더스타"는 열핵 반응 과정에서 생성되는 것보다 더 많은 에너지를 방출하며 소위 갈색 왜성에 속합니다. 그들의 운명은 축퇴 가스의 압력이 멈출 때까지 계속 수축하고, 시작된 모든 핵융합 반응이 중단되면서 점진적으로 냉각되는 것입니다.
중간 질량의 젊은 별(태양 질량 2~8배) [ ] 주계열까지 대류대를 갖지 않는다는 점을 제외하고는 작은 자매 및 형제와 똑같은 방식으로 질적으로 진화합니다.
이 유형의 개체는 소위와 연결됩니다. Ae\Be Herbig 별은 분광 등급 B-F0의 불규칙 변수입니다. 그들은 또한 디스크와 바이폴라 제트를 가지고 있습니다. 표면에서 물질이 유출되는 속도, 광도 및 유효 온도는 황소자리 T보다 훨씬 높기 때문에 원형 성운의 잔해를 효과적으로 가열하고 산란시킵니다.
이러한 질량을 가진 별은 이미 모든 중간 단계를 통과하고 방사선에 의한 에너지 손실을 보상하는 핵 반응 속도를 달성할 수 있었고 질량이 축적되어 정수적 평형을 달성했기 때문에 일반 별의 특성을 가지고 있습니다. 핵심. 이 별의 경우 질량과 광도의 유출이 너무 커서 아직 별의 일부가되지 않은 분자 구름의 외부 영역의 중력 붕괴를 막을뿐만 아니라 반대로 분산시킵니다. 따라서 형성된 별의 질량은 원시 항성 구름의 질량보다 눈에 띄게 적습니다. 아마도 이것은 우리 은하에 약 300 태양 질량보다 큰 질량을 가진 별이 없다는 것을 설명합니다.
별은 다양한 색상과 크기로 제공됩니다. 최근 추정에 따르면, 스펙트럼 유형은 뜨거운 파란색에서 차가운 빨간색까지, 질량은 0.0767에서 약 300 태양 질량까지 다양합니다. 별의 광도와 색은 표면의 온도에 따라 달라지며, 그 온도는 질량에 의해 결정됩니다. 모든 새로운 별은 화학 성분과 질량에 따라 주계열에서 "그 자리를 차지합니다". 물론 이것은 별의 물리적 움직임에 관한 것이 아니라 별의 매개 변수에 따라 달라지는 표시된 다이어그램의 위치에 관한 것입니다. 사실, 도표를 따른 별의 움직임은 별의 매개변수의 변화에만 해당합니다.
새로운 수준에서 재개된 물질의 열핵 "연소"는 별의 엄청난 팽창을 일으킵니다. 별은 "부풀어 오르고" 매우 "느슨해지며" 크기가 약 100배 증가합니다. 따라서 별은 적색 거성이되고 헬륨 연소 단계는 약 수백만 년 동안 지속됩니다. 거의 모든 적색 거성은 변광성입니다.
현재로서는 내부의 수소 공급이 고갈된 후 밝은 별에 어떤 일이 발생하는지 확실하지 않습니다. 우주의 나이는 137억 년으로 이러한 별에서 공급되는 수소 연료를 고갈시키기에 충분하지 않기 때문에, 현대 이론이러한 별에서 발생하는 과정의 컴퓨터 시뮬레이션을 기반으로 합니다.
일부 별은 일부 활성 영역에서만 헬륨을 합성할 수 있으며, 이는 불안정성과 강한 항성풍을 유발합니다. 이 경우 행성상 성운의 형성은 일어나지 않고 별은 증발만 하여 갈색왜성보다 작아지게 된다. ] .
0.5 태양질량 미만의 질량을 가진 별은 수소와 관련된 반응이 핵에서 중단된 후에도 헬륨을 변환할 수 없습니다. 이러한 별의 질량은 너무 작아서 "충분한 정도로 새로운 중력 압축 단계를 제공할 수 없습니다." 점화" 헬륨. 이 별에는 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)와 같은 적색 왜성이 포함되며, 주계열 수명은 수백억에서 수조 년입니다. 핵에서 열핵 반응이 끝난 후 점차 냉각되어 전자기 스펙트럼의 적외선 및 마이크로파 범위에서 계속 약하게 방출됩니다.
도달 시 별 중간 사이즈(0.4에서 3.4 태양 질량) [ ] 적색 거성 단계에서 수소는 핵에서 끝나고 헬륨에서 탄소 합성 반응이 시작됩니다. 이 과정은 더 높은 온도에서 일어나므로 중심핵으로부터의 에너지 플럭스가 증가하고 결과적으로 별의 바깥층이 팽창하기 시작합니다. 탄소 합성의 시작은 별의 삶의 새로운 단계를 표시하며 한동안 계속됩니다. 태양 크기에 가까운 별의 경우 이 과정은 약 10억 년이 걸릴 수 있습니다.
복사 에너지 양의 변화로 인해 별은 크기, 표면 온도 및 에너지 방출의 변화를 포함하여 불안정한 기간을 겪습니다. 에너지 방출은 저주파 방사선으로 이동합니다. 이 모든 것은 강한 항성풍과 강렬한 맥동으로 인한 질량 손실 증가를 동반합니다. 이 단계의 별을 "후기형 별"(또한 "은퇴한 별")이라고 합니다. OH-IR 별또는 그들의 정확한 특성에 따라 Mira와 같은 별. 분출된 가스는 산소와 탄소와 같이 별 내부에서 생성되는 무거운 원소가 비교적 풍부합니다. 가스는 팽창하는 껍질을 형성하고 별에서 멀어지면서 냉각되어 먼지 입자와 분자를 형성합니다. 근원 별의 강한 적외선 복사로 인해 우주 메이저의 활성화를위한 이상적인 조건이 그러한 껍질에 형성됩니다.
헬륨 핵융합 반응은 온도에 매우 민감합니다. 때때로 이것은 큰 불안정으로 이어집니다. 가장 강한 맥동이 일어나며, 결과적으로 외층은 떨어져 나가 행성상 성운으로 변하기에 충분한 가속도를 제공합니다. 그러한 성운의 중심에는 별의 맨 코어가 남아있어 열핵 반응이 멈추고 냉각되면 헬륨 백색 왜성으로 변하며 일반적으로 질량이 최대 0.5-0.6 태양 질량과 지름은 지구 지름의 차수입니다.
태양을 포함한 대부분의 별은 축퇴 전자의 압력이 중력과 균형을 이룰 때까지 수축함으로써 진화를 완료합니다. 이 상태에서 별의 크기가 100분의 1로 줄어들고 밀도가 물보다 100만배 높아지면 그 별을 백색왜성이라고 한다. 에너지원을 빼앗기고 점차 냉각되면서 보이지 않는 검은 왜성이 됩니다.
태양보다 무거운 별에서 축퇴 전자의 압력은 핵의 추가 압축을 막을 수 없으며 전자는 원자핵으로 "압박"되기 시작하여 양성자를 중성자로 바꾸며 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. 이러한 물체를 중성자별이라고 합니다. 평형은 퇴화 중성자 물질의 압력에 의해 유지됩니다.
태양 질량의 5배 이상의 질량을 가진 별이 적색초거성 단계에 진입한 후, 그 중심핵은 중력의 영향으로 수축하기 시작합니다. 압축이 증가함에 따라 온도와 밀도가 증가하고 새로운 열핵 반응 시퀀스가 시작됩니다. 이러한 반응에서 헬륨, 탄소, 산소, 규소 및 철과 같은 점점 더 무거운 원소가 합성되어 핵의 붕괴를 일시적으로 억제합니다.
그 결과 주기율표의 중원소가 점점 더 많이 생성되면서 규소에서 철-56이 합성됩니다. 이 단계에서 추가적인 발열 열핵융합철-56 핵은 최대 질량 결함을 가지고 있고 에너지 방출과 함께 더 무거운 핵의 형성이 불가능하기 때문에 불가능합니다. 따라서 별의 철핵이 특정 크기에 도달하면 별의 압력이 더 이상 별의 위에 놓인 층의 무게를 견딜 수 없으며 물질의 중성화와 함께 핵의 즉각적인 붕괴가 발생합니다.
다음에 일어날 일은 아직 완전히 명확하지 않지만 어쨌든 몇 초 만에 진행 중인 프로세스는 놀라운 힘의 초신성 폭발로 이어집니다.
강력한 중성미자 제트와 회전하는 자기장이 별에 축적된 대부분의 물질을 밀어냅니다. [ ] - 철 및 라이터 요소를 포함한 소위 좌석 요소. 팽창하는 물질은 항성 중심핵에서 방출되는 중성자에 의해 포격되어 그들을 포획하여 방사성 원소를 포함하여 최대 우라늄(그리고 아마도 캘리포니아까지)을 포함하여 철보다 무거운 원소 세트를 생성합니다. 따라서 초신성 폭발은 성간 물질에 철보다 무거운 원소의 존재를 설명하지만 이것이 유일한 것은 아닙니다. 가능한 방법예를 들어, 테크네튬 별을 보여주는 그들의 형성.
폭발파와 중성미자 제트는 물질을 멀리 죽어가는 별 [ ] 성간 공간으로. 결과적으로, 이 초신성 물질은 냉각되어 우주를 여행할 때 다른 우주 "쓰레기"와 충돌할 수 있으며, 아마도 새로운 별, 행성 또는 위성의 형성에 참여할 수 있습니다.
초신성 형성 과정에서 일어나는 과정은 아직 연구 중이며 아직까지 이 문제는 명확하지 않습니다. 또한 문제는 원래 별이 실제로 남아있는 순간입니다. 그러나 중성자별과 블랙홀의 두 가지 옵션이 고려되고 있습니다.
일부 초신성에서는 초거성 내부의 강한 중력으로 인해 전자가 원자핵에 흡수되어 양성자와 합쳐져 중성자를 형성하는 것으로 알려져 있습니다. 이 과정을 중성화라고 합니다. 근처의 핵을 분리하는 전자기력이 사라집니다. 이제 별의 핵심은 원자핵과 개별 중성자로 이루어진 조밀한 공입니다.
중성자별이라고 알려진 그러한 별은 매우 작습니다. 대도시, 그리고 상상할 수 없을 정도로 높은 밀도를 가지고 있습니다. (각운동량 보존으로 인해) 별의 크기가 감소함에 따라 그들의 공전 주기는 극도로 짧아집니다. 일부 중성자별은 초당 600번 회전합니다. 그들 중 일부의 경우, 복사 벡터와 회전축 사이의 각도는 지구가 이 복사에 의해 형성된 원뿔 속으로 떨어지는 것과 같을 수 있습니다. 이 경우 별의 자전 주기와 동일한 시간 간격으로 반복되는 복사 펄스를 기록할 수 있습니다. 이러한 중성자별은 "펄서"라고 불리며 최초로 발견된 중성자별이 되었습니다.
초신성 폭발의 단계를 거친 모든 별이 중성자별이 되는 것은 아닙니다. 별의 질량이 충분히 크면 그러한 별의 붕괴가 계속되고 중성자 자체가 반경이 슈바르츠실트 반경보다 작아질 때까지 안쪽으로 떨어지기 시작할 것입니다. 그러면 별은 블랙홀이 됩니다.
블랙홀의 존재는 일반 상대성 이론에 의해 예측되었습니다. 이 이론에 따르면,
그것은 오른쪽 상단 모서리의 한 점을 차지합니다. 큰 광도와 낮은 온도. 주요 방사선은 다음에서 발생합니다. 적외선 범위. 차가운 먼지 껍질에서 나오는 복사가 우리에게 도달합니다. 진화 과정에서 다이어그램에서 별의 위치가 변경됩니다. 이 단계에서 유일한 에너지원은 중력 수축입니다. 따라서 별은 y축과 평행하게 매우 빠르게 움직입니다.
표면 온도는 변하지 않지만 반경과 광도는 감소합니다. 별 중심의 온도가 상승하여 리튬, 베릴륨, 붕소와 같은 가벼운 원소로 반응이 시작되는 값에 도달합니다. 빠르게 연소되지만 압축 속도는 느려집니다. 궤도는 y축과 평행하게 회전하고 별 표면의 온도는 상승하며 광도는 거의 일정하게 유지됩니다. 마지막으로 별의 중심에서 수소로부터 헬륨이 형성되는 반응(수소 연소)이 시작됩니다. 별이 주계열로 들어갑니다.
초기 단계의 지속 시간은 별의 질량에 의해 결정됩니다. 태양과 같은 별의 경우 약 100만 년, 질량이 10인 별의 경우 중☉ 약 1000배 작고 질량이 0.1인 별의 경우 중☉ 수천 배 더.
진화 초기에 질량이 작은 별은 복사 핵과 대류 외피를 가지고 있습니다(그림 82, I).
주계열 단계에서 별은 수소가 헬륨으로 전환되는 핵 반응의 에너지 방출로 인해 빛납니다. 수소의 공급은 질량 1의 별의 광도를 보장합니다. 중☉ 대략 10년 10년 이내. 질량이 더 큰 별은 수소를 더 빨리 소모합니다. 예를 들어 질량이 10인 별 중☉ 10 7 년 이내에 수소를 소모합니다(광도는 질량의 4제곱에 비례합니다).
수소가 타면서 별의 중심 영역이 강하게 압축됩니다.
주계열에 진입한 후, 질량이 큰 별의 진화(>1.5 중☉)는 항성 내부의 핵연료 연소 조건에 의해 결정된다. 주계열 단계에서 이것은 수소의 연소이지만, 저질량 별과 달리 중심핵에서는 탄소-질소 순환 반응이 지배적입니다. 이 주기에서 C와 N 원자는 촉매의 역할을 합니다. 그러한 주기의 반응에서 에너지 방출 속도는 에 비례합니다. 티 17 . 따라서 에너지 전달이 복사에 의해 수행되는 영역으로 둘러싸인 코어에 대류 코어가 형성됩니다.
질량이 큰 별의 광도는 태양의 광도보다 훨씬 높으며 수소는 훨씬 빨리 소모됩니다. 이것은 그러한 별의 중심 온도도 훨씬 높기 때문입니다.
대류 코어의 물질에서 수소의 비율이 감소함에 따라 에너지 방출 속도는 감소합니다. 그러나 방출 속도는 광도에 의해 결정되기 때문에 코어는 수축하기 시작하고 에너지 방출 속도는 일정하게 유지됩니다. 동시에 별은 팽창하여 적색 거성 영역으로 전달됩니다.
수소가 완전히 연소될 때쯤에는 저질량 별의 중심에 작은 헬륨 핵이 형성됩니다. 코어에서 물질 밀도와 온도는 각각 10 9 kg/m 및 10 8 K에 이릅니다. 수소 연소는 핵 표면에서 발생합니다. 핵의 온도가 상승함에 따라 수소 연소 속도가 증가하고 광도가 증가합니다. 빛의 영역이 점차 사라집니다. 그리고 대류 흐름의 속도가 증가하기 때문에 별의 바깥층이 부풀어 오른다. 크기와 광도가 증가합니다. 별이 적색 거성으로 변합니다(그림 82, II).
질량이 큰 별의 수소가 완전히 고갈되면 중심핵에서 삼중 헬륨 반응이 시작됨과 동시에 산소 형성 반응(3He => C 및 C + He => 0)이 발생합니다. 동시에, 수소는 헬륨 코어의 표면에서 연소하기 시작합니다. 첫 번째 레이어 소스가 나타납니다.
헬륨의 공급은 매우 빠르게 고갈됩니다. 각 기본 동작에서 설명된 반응에서 상대적으로 적은 에너지가 방출되기 때문입니다. 그림이 반복되면서 별에 두 개의 레이어 소스가 나타나고 코어에서 C + C => Mg 반응이 시작됩니다.
이 경우의 진화 경로는 매우 복잡한 것으로 판명되었습니다(그림 84). Hertzsprung-Russell 도표에서 별은 거인의 순서를 따라 움직이거나 (초거성 영역에서 매우 큰 질량을 가짐) 주기적으로 세페이가 됩니다.
질량이 작은 별에서는 결국 어느 수준에서 대류 흐름의 속도가 두 번째에 도달합니다. 공간 속도, 껍질이 부서지고 별은 행성상 성운으로 둘러싸인 백색 왜성으로 변합니다.
Hertzsprung-Russell 도표에서 저질량 별의 진화 경로는 그림 83에 나와 있습니다.
진화의 끝에서 큰 질량 별은 매우 복잡한 구조를 가지고 있습니다. 각 층에는 고유한 화학 조성이 있으며 여러 층 소스에서 핵 반응이 일어나고 중앙에 철심이 형성됩니다(그림 85).
철과의 핵 반응은 에너지 소비(방출이 아니라)가 필요하기 때문에 진행되지 않습니다. 따라서 철심은 빠르게 압축되고 온도와 밀도가 증가하여 10 9 K의 온도와 10 9 kg / m 3의 압력과 같은 환상적인 값에 도달합니다. 사이트에서 가져온 자료
이 순간에 가장 중요한 두 가지 과정이 시작되어 핵에서 동시에 매우 빠르게(분 단위로) 진행됩니다. 첫 번째는 핵이 충돌하는 동안 철 원자가 14개의 헬륨 원자로 붕괴되고, 두 번째는 전자가 양성자로 "압박"되어 중성자를 형성한다는 것입니다. 두 프로세스 모두 에너지 흡수와 관련이 있으며 코어의 온도(압력도 포함)는 즉시 떨어집니다. 별의 바깥층은 중심을 향해 떨어지기 시작합니다.
외층이 떨어지면 온도가 급격히 상승합니다. 수소, 헬륨, 탄소가 타기 시작합니다. 이것은 중앙 코어에서 오는 강력한 중성자 흐름을 동반합니다. 그 결과 가장 강력한 핵폭발, 이미 모든 무거운 원소를 포함하고 있는 별의 외층을 캘리포니아까지 버리십시오. 현대의 견해에 따르면, 중화학 원소(즉, 헬륨보다 무거운)의 모든 원자는 우주에서 정확히 플레어로 형성되었습니다.
연방 교육청
구 VPO
우파 주립 경제 및 서비스 아카데미
물리학과
테스트
"현대 자연 과학의 개념"분야에서
"별과 그들의 진화"라는 주제로
완성자: Lavrinenko R.S.
그룹 SZ-12
확인자: Altaiskaya A.V.
우파-2010
소개 ...........................................................................................................................3
별의 진화 단계 ........................................................................................................................................................... ........................................................................................................................................................... ………………………………………………………………………………………………
별의 특성과 화학적 조성 ........................................................................................... 11
태양의 진화에 대한 예측 ........................................................................................................... ...........20
별의 열에너지원 .................................................................................................................................................................................. ........................................................................................................................................................... ……………………………………………………………………………………………………………………
결론…………………………………………………………..............
문학…………………………………………………………………………
소개
달이 없는 맑은 밤에는 수평선 위로 약 3,000개의 별을 육안으로 볼 수 있습니다. 그리고 별이 빛나는 하늘을 볼 때마다 우리는 스스로에게 질문합니다. 별은 무엇입니까? 겉보기에는 별과 행성 사이의 유사점을 찾을 수 있습니다. 결국, 행성은 단순한 눈으로 관찰할 때 다양한 밝기의 발광점으로 볼 수 있습니다. 그러나 우리보다 이미 수천 년 전에 하늘의 세심한 관찰자 - 양치기와 농부, 선원 및 캐러밴 횡단 참가자 -는 별과 행성이 다른 자연의 현상이라는 결론에 도달했습니다. 달과 태양과 마찬가지로 행성은 하늘에서 위치를 바꾸고 한 별자리에서 다른 별자리로 이동하며 1년에 상당한 거리를 이동할 수 있으며 별은 서로 상대적으로 고정되어 있습니다. 깊은 노인들조차도 별자리의 윤곽을 어린 시절에 보았던 것과 정확히 동일하게 봅니다.
별은 태양계에 속할 수 없습니다. 그것들이 행성들과 거의 같은 거리에 있다면, 그들의 겉보기 부동성에 대한 설명을 찾는 것은 불가능할 것입니다. 별들도 우주에서 움직인다고 가정하는 것은 당연하지만 우리에게서 멀리 떨어져 있어 별들의 겉보기 움직임은 무시할 수 있을 정도입니다. 별이 고정되어 있다는 환상이 만들어집니다. 그러나 별이 너무 멀리 떨어져 있다면 행성의 겉보기 밝기와 비슷한 겉보기 밝기로 행성보다 몇 배나 더 강력하게 연구해야 합니다. 그러한 추론은 별이 본질적으로 태양과 유사한 천체라는 생각으로 이어졌습니다. 이 아이디어는 Giordano Bruno가 옹호했습니다. 그러나 마침내 두 가지 발견 후에 문제가 해결되었습니다. 첫 번째는 1718년 Halley에 의해 만들어졌습니다. 그는 "고정 별"이라는 전통적인 이름의 관례를 보여주었습니다. 세차 상수를 명확히 하기 위해 그는 현대의 별 목록을 고대의 목록과 비교했으며 무엇보다도 히파르코스 목록(기원전 129년경)과 비교했습니다. 역사 문서와 프톨레마이오스의 Almagest 1(138 AD) 목록과 함께 언급된 최초의 별 목록입니다. ). 균질한 그림, 모든 별의 규칙적인 변위를 배경으로 Halley는 놀라운 사실을 발견했습니다. "별 3개: ... 또는 황소자리 Aldebaran의 눈, Sirius 및 Arcturus는 이 규칙과 직접적으로 모순됩니다." 따라서 별의 고유 운동이 발견되었습니다. 그것은 독일 천문학자 Tobias Mayer와 영국 천문학자 Nevil Maskelyne에 의해 수십 개의 별들의 적절한 움직임을 측정한 후 XVIII 세기의 70년대에 최종 승인을 받았습니다. 두 번째 발견은 1824년 요제프 프라운호퍼(Josef Fraunhofer)가 별의 스펙트럼을 처음으로 관찰한 것입니다. 그 후 별의 스펙트럼에 대한 자세한 연구는 태양과 같은 별도 고온의 가스로 구성되어 있으며 모든 별의 스펙트럼은 여러 클래스로 나눌 수 있으며 태양의 스펙트럼은 다음과 같다는 결론을 이끌어 냈습니다. 이 수업 중 하나. 이것으로부터 별들의 빛은 태양의 빛과 같은 성질을 갖는다는 것이 나온다.
태양은 별 중 하나입니다. 이것은 지구가 물리적으로 연결되어 움직이는 우리와 매우 가까운 별입니다. 그러나 많은 별이 있고 다른 광채와 다른 색상을 가지고 있으며 엄청난 양의 에너지를 우주로 방출하므로 이 에너지를 잃으면 변할 수밖에 없습니다. 일종의 진화 경로를 거쳐야 합니다.
항성 진화의 단계
별은 물리적 특성, 내부 구조 및 화학적 조성이 시간에 따라 변하는 거대한 플라즈마 시스템입니다. 항성 진화의 시간은 매우 길며 하나 또는 다른 특정 별의 진화를 직접 추적하는 것은 불가능합니다. 이것은 하늘에 있는 많은 별들 각각이 진화의 어떤 단계를 거친다는 사실에 의해 상쇄됩니다. 관찰을 요약하면 항성 진화의 일반적인 방향을 복원할 수 있습니다(Hertzsprung-Russell 다이어그램(그림 1)에 따르면 주계열과 위아래 편차로 표시됨).
그림 1. Hertzsprung-Russell 다이어그램
Hertzsprung-Russell 도표에서 별은 고르지 않게 분포되어 있습니다. 별의 약 90%는 다이어그램을 대각선으로 가로지르는 좁은 띠에 집중되어 있습니다. 이 밴드를 주계열이라고 합니다. 그것의 상단은 밝은 파란색 별 영역에 있습니다. 주계열에 위치한 별의 개체군과 주계열에 인접한 영역의 차이는 몇 자릿수입니다. 그 이유는 주계열에서 별의 생명의 대부분을 차지하는 수소를 태우는 단계에 별들이 있기 때문입니다. 태양은 주계열에 있습니다. 주계열 다음으로 인구가 많은 지역은 백색왜성, 적색거성, 적색초거성이다. 적색거성과 초거성은 대부분 헬륨과 더 무거운 핵을 태우는 단계의 별이다.
별의 구조와 진화에 대한 현대 이론은 관측 데이터와 잘 일치하는 별의 발달 과정을 설명합니다.
별 진화의 주요 단계는 탄생(별 형성)입니다. 수력학적 및 열적 평형에서 통합 시스템으로서 별의 오랜 기간(보통 안정됨) 존재; 그리고 마지막으로 그녀의 "죽음"의 기간, 즉. 항성을 파괴하거나 치명적인 압축을 일으키는 돌이킬 수 없는 불균형.
일반적으로 받아들여지는 가스와 먼지 구름의 가설에 따르면, 별은 성간 가스와 먼지 구름의 중력 압축의 결과로 탄생합니다. 그러한 구름이 더 조밀해짐에 따라 원시별이 먼저 형성되고 중심의 온도는 입자의 열 운동 속도가 임계값을 초과하는 데 필요한 한계에 도달할 때까지 꾸준히 증가합니다. 상호 정전기적 반발 및 열 반응에 들어갑니다. 핵융합.
4개의 양성자의 다단계 핵융합 반응의 결과, 결국 헬륨 핵(2개 양성자 + 2개 중성자)이 형성되고 다양한 샘 소립자. 최종 상태에서 형성된 입자의 총 질량은 4개의 초기 양성자의 질량보다 작으므로 반응 중에 자유 에너지가 방출됩니다. 이 때문에 새로 태어난 별의 내부 핵은 빠르게 초고온으로 가열되고 과잉 에너지는 덜 뜨거운 표면을 향해 튀기 시작합니다. 동시에 별 중심의 압력이 상승하기 시작합니다. 따라서 열핵 반응 과정에서 수소를 "연소"함으로써 별은 중력 인력이 초밀도 상태로 압축되는 것을 허용하지 않고 지속적으로 갱신되는 내부 열압으로 중력 붕괴에 대응하여 안정적인 에너지를 생성합니다. 균형. 활발하게 수소를 연소하는 별은 수명 주기 또는 진화의 "주요 단계"에 있다고 합니다. 별 내부에서 한 화학 원소가 다른 화학 원소로 변형되는 것을 핵융합 또는 핵합성이라고 합니다.
특히, 태양은 약 50억 년 동안 활성 핵합성 과정에서 수소를 연소하는 활성 단계에 있었고, 그 지속을 위한 코어의 수소 매장량은 앞으로 55억 년 동안 우리 발광체에 충분할 것입니다. 별이 더 무거울수록 더 많은 수소 연료를 가지고 있지만 중력 붕괴의 힘에 대항하기 위해 별의 질량이 증가함에 따라 저장되는 수소의 성장률을 초과하는 속도로 수소를 연소시켜야 합니다. 질량이 태양질량의 15배 이상인 별의 경우 안정적으로 존재하는 시간은 약 1000만년에 불과한 것으로 밝혀졌다. 이것은 우리 태양에 할당된 시간이 약 100억 년으로 3배 더 높기 때문에 우주의 기준으로 볼 때 극히 미미한 시간입니다.
조만간 어떤 별이든 열핵로에서 연소하기에 적합한 모든 수소를 소모하게 될 것입니다. 그것은 또한 별의 질량에 달려 있습니다. 태양(그리고 질량의 8배 미만인 모든 별)은 아주 평범한 방식으로 삶을 마감합니다. 별의 내장에 저장된 수소가 고갈됨에 따라 별이 탄생한 바로 그 순간부터 이 시간을 참을성 있게 기다려온 중력 수축력이 우세해지기 시작합니다. 그리고 그들의 영향으로 별이 시작됩니다 수축 및 응축. 이 과정은 두 가지 효과가 있습니다. 별의 중심부 바로 주변에 있는 층의 온도는 거기에 포함된 수소가 헬륨을 형성하면서 핵융합 반응을 일으키는 수준까지 상승합니다. 동시에, 이제 실질적으로 하나의 헬륨으로 구성된 코어 자체의 온도가 너무 많이 상승하여 헬륨 자체 - 붕괴되는 1차 핵합성 반응의 일종의 "재"가 새로운 열핵 융합 반응에 들어갑니다: 하나의 탄소 핵은 세 개의 헬륨 핵으로 구성됩니다. 1차 반응의 산물에 의해 연료가 공급되는 이 열핵융합의 2차 반응 과정은 별의 수명 주기에서 중요한 순간 중 하나입니다.
별의 중심부에서 헬륨이 2차 연소되는 동안 너무 많은 에너지가 방출되어 별이 말 그대로 부풀어 오르기 시작합니다. 특히 생명의 이 단계에서 태양의 외피는 금성의 궤도를 넘어 확장될 것이다. 이 경우 별의 복사 에너지 총량은 일생의 주요 단계와 거의 같은 수준으로 유지되지만, 이 에너지는 이제 훨씬 더 넓은 표면적을 통해 방출되기 때문에 별의 외층은 적색으로 냉각됩니다. 스펙트럼의 일부. 별이 적색 거성으로 변합니다.
태양과 같은 별의 경우 핵합성의 2차 반응을 공급하는 연료가 고갈된 후 중력 붕괴 단계가 다시 시작됩니다. 이번에는 마지막 단계입니다. 핵 내부의 온도는 더 이상 다음 핵융합 수준을 시작하는 데 필요한 수준까지 상승할 수 없습니다. 따라서 별은 중력의 힘이 다음 힘 장벽에 의해 균형을 이룰 때까지 수축합니다. 그 역할은 축퇴 전자 가스의 압력에 의해 수행됩니다. 이 단계까지 별의 진화에서 실업자 엑스트라의 역할을 했던 전자는 핵융합 반응에 참여하지 않고 핵융합 과정에 있는 핵 사이를 자유롭게 이동하며, 압축의 특정 단계에서 박탈된다. "생활 공간"이 줄어들고 별의 추가 중력 압축에 "저항"하기 시작합니다. 별의 상태가 안정되고 퇴화하는 백색 왜성이 되어 완전히 식을 때까지 잔류열을 우주로 방출합니다.
태양보다 무거운 별들이 훨씬 더 멋진 종말을 기다리고 있습니다. 헬륨이 연소된 후 압축 중 헬륨의 질량은 핵 질량이 증가함에 따라 다음 핵합성 반응(탄소, 규소, 마그네슘 등)을 시작하는 데 필요한 온도로 코어와 쉘을 가열하기에 충분합니다. 동시에 별의 핵에서 새로운 반응이 시작될 때마다 이전 반응이 껍질에서 계속됩니다. 사실, 우주를 구성하는 철까지의 모든 화학 원소는 이러한 유형의 죽어가는 별 내부에서 핵 합성의 결과로 정확하게 형성되었습니다. 그러나 철이 한계입니다. 그것은 붕괴와 그것에 추가 핵자를 추가하는 데 외부 에너지의 유입이 필요하기 때문에 어떤 온도와 압력에서도 핵융합 또는 붕괴 반응의 연료로 사용할 수 없습니다. 그 결과 무거운 별은 점차 내부에 철핵을 축적하여 더 이상의 핵 반응을 위한 연료로 사용할 수 없습니다.
핵 내부의 온도와 압력이 일정 수준에 도달하자마자 전자는 철 핵의 양성자와 상호 작용하기 시작하여 중성자를 형성합니다. 그리고 아주 짧은 시간(일부 이론가들은 몇 초가 걸린다고 생각함)에, 항성의 이전 진화를 통해 자유로이 전자는 문자 그대로 철 핵의 양성자에 용해됩니다. 별의 핵의 전체 물질은 연속적인 중성자 묶음으로 바뀌고 중력 붕괴로 빠르게 수축하기 시작합니다. 그 이유는 반대하는 축퇴 전자 가스의 압력이 0으로 떨어지기 때문입니다. 지지대가 무너지는 별의 바깥 껍질은 중심을 향해 붕괴됩니다. 붕괴된 외피와 중성자 핵의 충돌 에너지는 너무 높아서 빠른 속도로 튀어나와 핵에서 사방으로 흩어집니다. 별은 말 그대로 초신성의 눈부신 섬광과 함께 폭발합니다. 초신성 폭발이 일어나는 동안 몇 초 만에 은하계의 모든 별을 동시에 합친 것보다 더 많은 에너지가 우주로 방출될 수 있습니다.
약 10-30 태양 질량의 질량을 가진 별에서 초신성 폭발과 껍질의 팽창 후 진행되는 중력 붕괴는 중성자 별의 형성으로 이어지며, 그 물질은 퇴화 중성자의 압력이 시작될 때까지 압축됩니다. 스스로 느끼게 한다. 다시 말해, 이제 중성자(전자가 이전에 그랬던 것처럼)가 더 압축에 저항하기 시작하여 자신을 위한 생활 공간을 요구합니다. 이것은 일반적으로 별의 지름이 약 15km에 도달할 때 발생합니다. 결과적으로 빠르게 회전하는 중성자 별이 형성되어 회전 주파수와 함께 전자기 펄스를 방출합니다. 그러한 별을 펄서라고 합니다. 마지막으로 항성 중심의 질량이 태양 질량의 30배를 초과하면 더 이상의 중력 붕괴를 막을 수 없으며 초신성 폭발의 결과로 블랙홀이 형성됩니다.
구체에서 발생 별, 모든 것을 기억하십시오 별방사하고 그들을방사선은 ... 두 가지 모두의 혁명 기간을 가지고 있습니다. 별비교적 그들을공통 무게 중심은 ... 그것의 마지막 단계와 같습니다. 진화안정성을 잃습니다. 그런 별폭발할지도...
광도 다이어그램 별~에서 그들을스펙트럼 클래스(다이어그램... , 태양 부근에서 가장 별서로 다른 거리에서 상대적으로 좁은 스트립을 따라 집중됩니다. 별은 진화하고 그들을 진화돌이킬 수없는, 왜냐하면 모든 ...
소개 .................................................................. . ........................................................... .......3 1장. 진화러시아의 신문 ... 어느, 3 박탈 별사회주의 노동의 영웅... 끝까지 그들을 진화누가 안해...
