별의 진화

목차

1. 태양의 질량
2. 신성
3. 초신성
4. 정리

본문내용

1. 태양의 질량
별이 탄생하면 내부에서 핵융합이 계속적으로 일어나기 때문에 활발한 진화가 진행된다.
별도 사람과 같이 탄생 후 성장하여 전성기를 거쳐서 노년기에 접어들고 마지막에는 죽게 된다.
-별의 중심부(core)에서는 핵융합에 의해 열(에너지)이 발생하고 있는데 이러한 핵융합을 지속적으로 일으키기 위해서 수소원자가 많이 있어야 한다. 별이 갖고 있는 수소량의 약 20%가 별의 중심부에 있다. 주계열에 머물고 있는 동안 별의 중심부에 수소는 핵융합의 연료로서 사용되고 결국은 H2(헬륨핵)로 바뀐다. 수소가 다 소모되어 감에 따라 핵융합의 효율이 떨어지고 또 열공급이 줄어들기 때문에 별중심부의 온도가 급속히 저하한다. 온도가 떨어지면 핵융합을 일으키기 힘들게 된다. 그래서 별의 핵심을 둘러싼 수소층이 핵융합에 “쓰이지 않는 채 팽창하기 시작하여 핵융합의 효율이 떨어짐에 따라 일어나는 collapse를 막으려 한다. 결과적으로 적색거성으로 변한다. 팽창함에 따라 바깥쪽의 층이 식으면서 그 색깔이 빨갛게 변한 것이다. 즉 M 혹은 K class의 별로 바뀐다.
-일반적으로 Main sequence에 있는 별이 적색거성으로 빨리 바뀌지만 Mira같은 천천히 변하는 별도 있다. 이러한 거성을 ‘불안정 적색거성’이라고 한다/ mira는 지구로부터 75pc(dir245광년_)떨어져 있으면 태양보다 약 200배나 큰 초거성이다
-적색거성단계에 있을 때 collapse에 의해 수축한 별의 핵심은 아직도 충분히 뜨겁고 ‘He을 공급하지 못하게 되면 내부 압력(복사압)이 떨어져서 결국은 별이 무너지게 된다.
-결과적으로 별이 작아지고 따라서 열에너지가 집중됨으로써 백색 고온상태 , 즉 백생왜성이 된다. 백색왜성은 태양보다 훨씬 작고, 훨씬 고밀도, 고온이다. 그 밀도는 물의 밀도보다 10만배 이상까지 도달하는데, 온도는 약 10000도~100000도정도로 태양표면보다 뜨겁다.
-백색왜성은 1910년 하버드대학의 Henry pickering에 의해 발견되었다

참고 자료

코스모스(칼 세이건, 1981년 문화서적) : 제 9 장 태어나고 죽는 별의 목숨 (326~358p)
기본천문학(K. J. Donner외, 1995년 형설출판사) : 제 12 장 항성진화(285~306p)
재미있는 천문학 여행(박석제, 1995년 김영사) : 제 7 장 생성되고 소멸되는 별 들의 세계(145~157p)