작은 별의 수명주기

별은 진정으로 별 먼지에서 태어나고 별은 모든 무거운 원소를 생산하는 공장이기 때문에 우리 세계와 그 안의 모든 것도 별 먼지에서 나옵니다.

대부분 수소 가스 분자로 구성된 구름은 중력이 스스로 붕괴하여 별을 형성 할 때까지 상상할 수없는 추위의 우주를 떠돌아 다닙니다.

모든 별은 동일하게 만들어 지지만 사람처럼 다양한 변형이 있습니다. 별의 특성을 결정하는 주요 요인은 그 형성에 관여하는 별 먼지의 양입니다.

어떤 별은 매우 크고 짧고 장엄한 삶을 가지고있는 반면, 다른 별은 처음에 별이 될만큼 질량이 거의 없었고 수명이 매우 길기도합니다. NASA와 다른 우주 당국이 설명 하듯이 별의 수명주기는 질량에 크게 의존합니다.

우리 태양과 비슷한 크기의 별은 작은별로 간주되지만 빨간색만큼 작지는 않습니다. 태양의 절반 정도의 질량을 가지며 별처럼 영원에 가까운 드워프 가져 오기.

G 형 주 계열성 (또는 황색 왜성)으로 분류되는 태양과 같은 저 질량 별의 수명주기는 약 100 억년 동안 지속됩니다. 이 정도 크기의 별은 초신성이되지는 않지만 극적인 방식으로 삶을 끝냅니다.

우리의 발을 땅에 붙이고 행성이 궤도를 돌게하는 신비한 힘인 중력은 별의 형성을 담당합니다. 우주 주위를 떠 다니는 성간 가스와 먼지 구름 안에서 중력은 분자를 작은 덩어리로 합쳐서 부모 구름에서 벗어나 원형 별이됩니다. 때때로 붕괴는 초신성과 같은 우주 사건에 의해 촉발됩니다.

증가 된 질량 덕분에 원시 별은 더 많은 별 먼지를 끌어들일 수 있습니다. 운동량을 보존하면 붕괴되는 물질이 회전 디스크를 형성하고 온도가 증가하는 압력과 가스 분자에 의해 방출되는 운동 에너지로 인해 증가합니다. 센터.

오리온 성운에는 다른 곳에서도 여러 원시 별이 존재한다고 믿어집니다. 아주 어린 아이들은 너무 확산되어 눈에 띄지 않지만 결국 합쳐지면 불투명 해집니다. 이런 일이 발생하면 물질의 축적은 적외선을 코어에 가두어 온도와 압력을 더욱 증가시켜 결국 더 많은 물질이 코어로 떨어지는 것을 방지합니다.

그러나 별의 외피는 계속해서 물질을 끌어 당기고 성장하지만 놀라운 일이 발생할 때까지 계속됩니다.

비교적 약한 힘인 중력이 열핵 반응으로 이어지는 일련의 사건을 촉발 할 수 있다고 믿기는 어렵지만, 그게 일어나는 일입니다. 원형 별이 계속해서 물질을 축적함에 따라 핵의 압력이 너무 강해져 수소가 헬륨으로 융합되기 시작하고 원형 별이 별이됩니다.

열핵 활동의 출현은 별에서 회전축을 따라 맥동하는 강렬한 바람을 만듭니다. 별 주변을 순환하는 물질은이 바람에 의해 분출됩니다. 이것은 플레어와 분출을 포함한 격렬한 표면 활동을 특징으로하는 별 형성의 T-Tauri 단계입니다. 별은이 단계에서 질량의 최대 50 %를 잃을 수 있으며, 태양 크기의 별은 수백만 년 동안 지속됩니다.

결국 별 주변의 물질이 소멸되기 시작하고 남은 물질은 행성으로 합쳐집니다. 태양풍이 가라 앉고 별은 주 계열에서 안정된 기간에 정착합니다. 이 기간 동안 핵에서 발생하는 수소와 헬륨의 융합 반응에 의해 생성 된 외부 힘은 중력의 내부 당기는 균형을 맞추고 별은 물질을 잃거나 얻지 않습니다.

밤하늘에있는 대부분의 별은 주 계열성이다. 왜냐하면이 기간은 어떤 별의 수명에서 가장 길기 때문이다. 메인 시퀀스에있는 동안 별은 수소를 헬륨으로 융합하고 수소 연료가 다 떨어질 때까지 계속합니다.

핵융합 반응은 작은 별보다 질량이 큰 별에서 더 빨리 발생하므로 질량이 큰 별은 흰색 또는 파란색 빛으로 더 뜨거워지고 더 짧은 시간 동안 타 오릅니다. 태양 크기의 별은 100 억년 동안 지속되는 반면, 초대형 청색 거성은 2 천만년 동안 만 지속될 수 있습니다.

일반적으로 두 가지 유형의 열핵 반응이 주 계열성에서 발생하지만 태양과 같은 더 작은 별에서는 양성자-양성자 사슬이라는 한 가지 유형 만 발생합니다.

양성자는 수소 핵이며 별의 핵에서 정전기 반발을 극복 할 수있을만큼 빠르게 이동하고 충돌하여 헬륨 -2 핵을 형성합니다. V-과정에서 중성미자와 양전자. 다른 양성자가 새로 형성된 헬륨 -2 핵과 충돌하면 헬륨 -3으로 융합되어 감마 광자를 방출합니다. 마지막으로 두 개의 헬륨 -3 핵이 충돌하여 하나의 헬륨 -4 핵과 두 개의 양성자를 더 생성합니다.이 핵은 연쇄 반응을 계속합니다. 따라서 전체적으로 양성자-양성자 반응은 4 개의 양성자를 소모합니다.

주요 반응 내에서 발생하는 하나의 하위 사슬은 베릴륨 -7과 리튬 -7을 생성하지만, 이들은 양전자와 충돌 한 후 결합하여 두 개의 헬륨 -4 핵을 ​​생성하는 전이 원소입니다. 또 다른 하위 사슬은 베릴륨 -8을 생성하는데, 이는 불안정하고 자발적으로 두 개의 헬륨 -4 핵으로 분할됩니다. 이러한 하위 프로세스는 전체 에너지 생산의 약 15 %를 차지합니다.

인간의 생명주기에서 황금기는 에너지가 약해지기 시작하는시기이며, 별도 마찬가지입니다. 저 질량 별의 황금기는 별이 핵의 모든 수소 연료를 소비했을 때 발생하며, 이 기간은 포스트 메인 시퀀스라고도합니다. 코어의 핵융합 반응이 중단되고 외부 헬륨 껍질이 붕괴되어 붕괴하는 껍질의 위치 에너지가 운동 에너지로 변환됨에 따라 열 에너지를 생성합니다.

추가 열로 인해 껍질의 수소가 다시 융합되기 시작하지만 이번에는 반응이 코어에서만 발생했을 때보 다 더 많은 열을 생성합니다.

수소 껍질 층의 융합은 별의 가장자리를 바깥쪽으로 밀고 외부 대기가 팽창하고 냉각되어 별이 적색 거성으로 변합니다. 이것이 약 50 억년 후에 태양에 발생하면 지구까지의 거리의 절반이 확장 될 것입니다.

팽창은 쉘에서 발생하는 수소 융합 반응에 의해 더 많은 헬륨이 배출됨에 따라 코어의 온도 상승을 동반합니다. 너무 뜨거워 져 코어에서 헬륨 융합이 시작되어 베릴륨, 탄소 및 산소를 생성합니다.이 반응 (헬륨 플래시라고 함)이 시작되면 빠르게 확산됩니다.

껍데기의 헬륨이 고갈되면 작은 별의 핵은 생성 된 무거운 원소를 융합하기에 충분한 열을 생성 할 수 없으며 핵을 둘러싼 껍데기가 다시 붕괴됩니다. 이 붕괴는 상당한 양의 열을 생성합니다 – 쉘에서 헬륨 융합을 시작하기에 충분한 – 그리고 새로운 반응은 별의 반경이 원래의 100 배만큼 증가하는 새로운 확장 기간을 시작합니다. 반지름.

우리 태양이이 단계에 도달하면 화성의 궤도를 넘어 확장됩니다.

아이들을위한 별의 생애주기에 대한 모든 이야기에는 행성상 성운에 대한 설명이 포함되어야합니다. 왜냐하면 그것들은 우주에서 가장 눈에 띄는 현상 중 일부이기 때문입니다. 행성상 성운이라는 용어는 행성과 관련이 없기 때문에 잘못된 이름입니다.

그것은 하나님의 눈 (나선 성운)의 극적인 이미지와 인터넷을 채우는 다른 이미지를 담당하는 현상입니다. 행성상 성운은 본질적으로 행성 적이기보다는 작은 별의 죽음을 상징합니다.

별이 두 번째 적색 거성 단계로 확장됨에 따라 핵은 동시에 매우 뜨거운 흰색으로 붕괴됩니다. 난쟁이, 원래 별의 질량 대부분이 지구 크기의 구체. 백색 왜성은 팽창하는 껍질에서 가스를 이온화하는 자외선을 방출하여 극적인 색상과 모양을 생성합니다.

행성상 성운은 오래 지속되지 않으며 약 20,000 년 후에 사라집니다. 그러나 행성상 성운이 사라진 후에도 남아있는 백색 왜성은 매우 오래 지속됩니다. 그것은 기본적으로 전자와 혼합 된 탄소와 산소 덩어리로, 너무 단단하게 채워 져서 퇴화된다고합니다. 양자 역학의 법칙에 따르면 더 이상 압축 할 수 없습니다. 별은 물보다 백만 배 더 밀도가 높습니다.

백색 왜성 내부에서는 핵융합 반응이 일어나지 않지만 작은 표면적 덕분에 뜨겁게 유지되어 방출되는 에너지의 양을 제한합니다. 그것은 결국 냉각되어 검은 색의 불활성 탄소 덩어리가되고 전자를 퇴화시킬 것이지만 이것은 100 억에서 1000 억년이 걸릴 것입니다. 우주는 아직이 일이 일어나기에 충분히 오래되지 않았습니다.

태양 크기의 별은 수소 연료를 소비하면 백색 왜성이되지만, 중심에 질량이 태양 크기의 1.4 배인 별은 다른 운명을 겪습니다.

찬드라 세 카르 한계로 알려진이 질량을 가진 별들은 중력이 전자 퇴화의 외부 저항을 극복하기에 충분하기 때문에 계속해서 붕괴되고 있습니다. 백색 왜성이 아니라 중성자 별이됩니다.

찬드라 세 카르의 질량 제한은 별이 질량의 많은 부분을 방출 한 후 코어에 적용되고 손실 된 질량은 이 별은 중성자 별이되기 위해 적색 거성 단계에 들어가기 전에 태양 질량의 약 8 배를 가져야합니다.

적색 왜성은 태양 질량의 절반에서 3/4 사이의 질량을 가진 별입니다. 그들은 모든 별 중에서 가장 차갑고 핵에 많은 헬륨을 축적하지 않습니다. 결과적으로 그들은 핵연료를 고갈 시켰을 때 적색 거성으로 확장되지 않습니다. 대신, 그들은 행성상 성운의 생성없이 백색 왜성으로 직접 수축합니다. 하지만이 별들은 너무 느리게 타 오르기 때문에 그들 중 하나가이 과정을 거치기까지는 오랜 시간 (아마도 천억 년 정도)이 걸릴 것입니다.

태양 질량이 0.5 개 미만인 별을 갈색 왜성이라고합니다. 그들은 실제로 별이 아닙니다. 왜냐하면 그들이 형성되었을 때 수소 융합을 시작하기에 충분한 질량이 없었기 때문입니다. 중력의 압축력은 그러한 별들이 방출 할 수있는 충분한 에너지를 생성하지만, 스펙트럼의 먼 붉은 끝에는 거의 감지 할 수없는 빛이 있습니다.

연료 소비가 없기 때문에 우주가 지속되는 한 그러한 별이 그대로 유지되는 것을 막을 수있는 방법이 없습니다. 태양계 바로 근처에 하나 또는 여러 개가있을 수 있으며, 너무 어둡게 빛나기 때문에 우리는 그들이 그곳에 있다는 것을 결코 알 수 없었습니다.