별의 특성_별의 진화

3. 별의 진화

(1) 원시별에서 주계열성까 전까지

① 별은 밀도가 크고 온도가 낮은 성운에서 탄생한다. 거대한 성운이 수축하면 성운의 밀도가 점점 커지고 기체 원반이 형성되며, 성운의 중심부에서는 중력 수축에 의해 온도가 높아지고 밀도가 커짐에 따라 원시별이 생성된다.

 

② 원시별이 중력 수축하여 내부 온도가 높아지고, 표면 온도가 약 1000K에 이르면 가시광선을 방출하기 시작한다.

 

③ 원시별이 중력 수축을 계속하여 중심부 온도가 약 1000만K이 되면 중심부넹서 수소 핵융합 반응이 일어나는 주계성이 된다.

▶ 질량이 큰 원시별은 대체로 H-R도의 오른쪽에서 왼쪽으로 수평 방향으로 진화하여 주계열성에 도달하고, 질량이 작은 원시별은 대체로 H-R도의 위쪽에서 아래쪽으로 수직 방향으로 진화하여 주계열성이 된다.

 

④ 질량이 클수록 중력 수축이 빠르게 일어나 주계열성에 빨리 도달한다.

 

(2) 주계열 단계

① 원시별의 중심부 온도가 약 1000만K에 이르면 별의 중심에서 일어나는 수소 핵융합 반응에 의해 에너지를 생성한다.

 

② 수소 핵융합 반응에 의해 별의 내부 온도가 상승하여 기체 압력이 커지면 별의 중력과 내부 기체 압력 차에 의한 힘이 평형을 이루는 정역학 평형 상태에 도달하고, 별의 반지름은 거의 일정하게 유지된다.

 

③ 별의 일생 중 약 90%를 머무르는 가장 안정적인 단계로, 관측되는 별 중에서는 주계열성이 가장 많다. 질량이 큰 별일수록 중심부의 온도가 높아 수소 핵융합 반응이 빠르게 일어나 수소를 빨리 소비하기 때문에 별이 주계열 단계에 머무르는 기간이 짧아진다.

 

분광형	색지수 (B-A)	표면 온도 (K)	반지름 (태양반지름=1)	질량 (태양 질량=1)	광도 (태양 광도=1)	주계열성의 수명(년)
O5Ⅴ	-0.33	40000	12	40	500000	100만
B0Ⅴ	-0.30	28000	7	18	20000	1000만
A0Ⅴ	0.0	10000	2.5	3.2	80	5억
F0Ⅴ	+0.30	7400	1.3	1.7	6	27억
G0Ⅴ	+0.58	6000	1.05	1.1	1.22	90억
K0Ⅴ	+0.81	4900	0.85	0.8	0.4	140억
M0Ⅴ	+1.40	3500	0.6	0.5	0.06	2000억

 

④ 주계열성의 질량-광도 단계 : 주계열성은 질랴이 큰 별일수록 광도가 크다.

▶ 주계열성의 겉보기 등급을 관측하고 별까지를 이용하여 절대 등급을 구하면, 질량-광도 관계를 이용하여 별의 질량을 간접적으로 구할 수 있다.

 

⑤ 주계열성의 질량-반지름 관계 : 주계열성의 경우 질량이 큰 별일수록 반지름이 크다.

 

 

(3) 거성, 초거성 단계

① 별의 중심핵에서 핵융합 반응에 사용되는 수소가 고갈되면 별은 주계열 단계를 벗어난다. 중심부에서 수소 핵융합 반응이 멈추면 별의 중력과 평형을 이루던 기체 압력 차에 의한 힘이 감소하여 중심부는 수축한다.

 

② 중심부가 수축할 때 발생한 열에너지에 의해 중심부 바로 바깥쪽에서 수소 핵융합 븐응이 일어나고, 이때 발생한 열에너지에 의해 별의 바깥층이 팽창하면서 별의 크기가 커진다.

 

③ 별의 크기가 커지면서 광도가 급격히 커지지만 표면 온도가 낮아져 붉은색으로 보이는데, 이러한 특징을 가진 별을 적색 거성, 적색 초거성이라고 한다.

 

④ 질량이 태양과 비슷한 별이 주계열 단계를 떠나면 적색 거성으로 진화하고, 질량이 태양보다 매우 큰 별이 주계열 단계를 떠나면 적색 거성보다 반지름과 광도가 크게 증가하여 반지름은 태양의 수백 배 이상, 광도는 태양의 수만 배~수십만 배인 적색 초거성이 되고, H-R도의 오른쪽 맨 위쪽으로 이동한다.

 

※ 주계열의 단계

별의 중심핵에서 수소 핵융합 반응이 일어나는 단계이다. 별의 일생 중 가장 길고 안정적인 단계이다.

 

(4) 별의 종말

① 질량이 태양과 비슷한 별의 진화

• 거성 단계 이후 중심부는 계속 수축하고, 별의 바깥층은 정역학 평형 상태를 이루기 위해 수축과 팽창을 반복하여 반지름과 표면 온도, 광도가 주기적으로 변하는 맥동 변광성 단계를 거친다.
• 맥동 변광성 단계 이후, 별의 바깥층 물질이 우주 공간으로 방출되어 행성상 성운이 만들어지며, 별의 중심부는 더욱 수축하여 크기는 매우 작고 밀도가 큰 백색 왜성이 된다.

② 질량이 매우 큰 별의 진화

• 별 중심부에서 계속적인 핵융합이 일어나 탄소, 규소, 철 등의 무거운 원소가 만들어진다. 중심부에서 핵융합 반응이 멈추면 별은 빠르게 중력 수축하다가 결국 엄청난 에너지와 무거운 원소를 우주 공간으로 방출하는 초신성 폭발을 일으킨다.
• 초신성 폭발 이후 중심부는 더욱 수축하여 밀도가 매우 큰 중성자별이 생성된다. 별의 중심부 질량이 더욱 큰 경우에는 밀도가 표면 중력이 너무 커서 빛조차 빠져나올 수 없는 블랙홀이 생성된다.
• 초신성 폭발이 일어날 때, 금, 은, 우라늄 등 철보다 무거운 원소들이 생성되며, 초신성 폭발 당시 우주 공간으로 방출된 물질들은 초기의 성간 물질과 함께 성운의 일부가 되고, 이 성운에서 다시 새로운 별이 탄생한다.

※ 별의 진화

주계열 이후의 단계는 별의 질량에 따라 진화 경로가 달라진다.