천문학

수소 연료가 고갈되면 별의 크기가 커지는 이유는 무엇입니까?

수소 연료가 고갈되면 별의 크기가 커지는 이유는 무엇입니까?


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수소 연료가 고갈되면 별의 크기가 커지는 이유는 무엇입니까? 예를 들어, 태양은 반경이 250배 증가할 것으로 예상됩니다. 온도가 떨어질 것으로 예상되는 경우 이러한 현상의 원인은 무엇입니까? 온도가 떨어지면 어떻게 기체가 팽창할 수 있습니까?


태양은 결코 수소를 다 써버리지 않을 것입니다. 이것은 일반적인 오해입니다.

이 순간 태양은 수소를 헬륨으로 융합하고 있습니다. 이 융합된 헬륨은 핵에 도달할 때까지 핵에 남아 있습니다. 임계 질량. 이 시점에서 코어가 붕괴되기 시작합니다. 이 붕괴 코어 주변의 온도와 압력을 증가시킵니다. 수소가 융합되어 발생하는 곳 수소 융합을 증가 또한 원인 방사선 압력의 증가 외부 레이어를 확장하고 냉각시킵니다.

핵이 약 1억 켈빈의 온도에 도달하면 헬륨 핵융합이 극적으로 시작됩니다. (헬륨 플래시) 코어에 높은 방사선 압력이 있습니다. 여기에서 태양이 현재 반경의 250배에 도달하게 됩니다.

헬륨 핵융합이 안정화되면 코어의 복사압이 감소하여 태양의 반경이 축소됩니다.

그만큼 온도는 표면에서만 떨어질 것입니다 확장됨에 따라 핵심에서 멀어지기 때문입니다.


별이 충돌하여 초대형 백색 왜성 생성

마크 홀랜즈(Mark Hollands)가 이끄는 워릭 대학(University of Warwick)의 천문학자 팀은 이전에 그런 천체 주변에서 관찰된 적이 없는 독특한 탄소가 풍부한 대기를 가진 초대질량 백색 왜성을 발견했습니다. 연구원들은 지구에서 약 150광년 떨어진 곳에 위치한 이 별이 완전한 파괴를 가까스로 피한 두 부모 백색 왜성의 충돌 산물이라고 결론지었습니다. 이번 발견은 이렇게 병합된 백색 왜성의 기원이 대기의 구성과 몇 가지 다른 중요한 단서의 도움으로 확인된 최초의 사례임을 나타냅니다.

“우리는 수소와 탄소의 독특한 표면 구성을 가진 백색 왜성을 발견했습니다. 이 별은 우리가 전에 본 적이 없는 것으로 두드러졌습니다.”라고 Warwick의 Astronomy and Astrophysics 그룹과 저자인 Dr Hollands는 저널에 발표된 결과를 자세히 설명하는 논문에서 말했습니다. 자연 천문학, 말한다. “이것은 우리가 많은 헬륨을 볼 것으로 예상되기 때문에 단일 별의 항성 진화로 설명할 수 없습니다.”

Hollands는 천문학자들이 백색 왜성을 관찰할 때 때때로 헬륨과 혼합되거나 헬륨과 탄소가 혼합된 수소의 외부층을 볼 것으로 예상한다는 사실을 암시하고 있습니다. “수소와 탄소의 이러한 조합을 동시에 볼 수 있을 것으로 기대하지는 않습니다. 그 사이에 두꺼운 헬륨 층이 있어야 이를 방지할 수 있습니다. 우리가 보았을 때 그것은 아무 의미가 없었습니다.”

WDJ0551+4135로 명명된 거대한 백색 왜성의 기원으로 단일 별 진화를 배제한 후 Hollands는 팀이 두 백색 왜성의 합병 결과로 형성되었다는 결론을 내릴 수밖에 없었다고 말합니다.

거대한 백색 왜성을 탄생시키는 합병 과정의 발견은 그러한 별의 진화와 우리은하 내에 얼마나 흔한 초신성이 존재하는지에 대한 우리의 이해에 대해 새로운 질문을 제기할 가능성이 있습니다. 하지만 먼저 팀의 의혹을 확인해야 했고 더 많은 단서를 수집해야 했습니다.

초대형 백색왜성과 함께 탐정 플레이하기

속도, 질량 및 온도와 같은 별의 다른 특성을 측정하여 결론에 도달하기 위해 팀은 우주 탐정의 역할을 맡아 거대한 백색 왜성의 탄생에 대한 정교한 조사를 시작했습니다. 그리고 여느 형사와 마찬가지로 Hollands와 그의 팀은 다양한 도구 기술을 사용하여 사건을 정리했습니다.

이 팀은 유럽 우주국(ESA)의 가이아 우주 망원경의 측량 데이터를 활용하여 최초의 발견을 했습니다. 그런 다음 별의 빛 신호를 특성화하여 구성을 결정하는 분광학으로 알려진 방법으로 전환하여 이 데이터를 이해합니다.

“대기의 구성을 분석하기 위해 우리는 세 가지 세트의
William Herschel 망원경을 사용한 분광 관측
카나리아 제도”라고 Hollands는 설명합니다. "우리가 사용한 스펙트럼을 분석하기 위해
고급 항성 대기 코드는
백색 왜성은 외부 층을 제거한 다음 이를 고급 원자 물리학과 결합하여 백색 왜성 스펙트럼 모델을 생성하여 데이터와 비교할 수 있습니다.”

그들은 또한 WDJ0551+4135의 운동, 별의 속도, 별 뒤에 있는 힘(운동학이라고도 함)의 기원에 대한 다른 단서를 발견했습니다. "WDJ0551+4135는 온도와 질량의 백색 왜성에 대한 빠른 운동학을 가지고 있어 보이는 것보다 더 오래되었으며 단일 백색 왜성으로 형성되기까지 오랜 역사를 가지고 있음을 암시합니다."

Hollands가 지적하듯이, 질량이 큰 별의 기만적인 나이는 나이가 많은 별이 젊은 별보다 빠르게 움직이는 경향이 있다는 사실에서 비롯되지만, WDJ0551+4135가 나이가 많다면 자외선 데이터로 수집된 우주 망원경보다 더 시원해야 합니다. 스위프트가 보여주는 것 같았습니다. 이 불일치는 두 개의 오래된 백색 왜성이 합병하여 충돌이 발생한 후 새로 태어난 백색 왜성에서 냉각 과정이 다시 시작되도록 함으로써 설명될 수 있습니다.

백색 왜성의 화학적 조성과 질량이 크다는 사실과 같이 팀이 발견한 모든 증거는 이 병합 이론에 수렴되었습니다. 홀랜즈는 "이 모든 것이 함께 WDJ0551+4135가 두 개의 평균 질량 백색 왜성의 합병으로 형성되었다는 강력한 근거가 됩니다."라고 말합니다.

죽음과 환생 이야기: 초대형 백색왜성의 기원

Hollands와 팀은 단서를 모은 후 WDJ0551+4135 및 아마도 다른 거대한 백색 왜성이 어떻게 되었는지에 대한 이야기를 구성할 수 있었습니다. Hollands는 다음과 같이 설명합니다. “이 시스템은 같은 성운에서 거의 같은 시기에 형성된 두 개의 주계열성 쌍성계로 시작했을 것입니다.

"둘 중 더 무거운 첫 번째 별이 수소 연료를 다 썼을 때 크기가 원래 직경의 약 100배까지 팽창하여 적색 거성으로 변했을 것입니다."

그러면 이것은 너무 커서 두 번째 별을 둘러쌀 것이고, 이 별은 적색 거성의 미약한 외부 층 내에서 계속 공전할 것입니다. 두 번째 별에 대한 가스 항력은 별 사이의 분리를 침식하여 더 가깝게 만듭니다.

연구원은 계속해서 다음과 같이 말합니다. “곧 이 거인은 외부 봉투를 배출하고 압축된 조밀한 핵만 남게 됩니다. 바로 새로 형성된 백색 왜성입니다. 이 시점에서 우리는 백색 왜성과 주계열(수소 연소)을 포함하는 쌍성계를 가지고 있습니다. 그런 다음 이 과정이 반복되어 두 개의 별을 더 가깝게 만들고 작은 분리가 있는 두 개의 백색 왜성을 포함하는 시스템을 생성합니다.

“이에 따라 수억년 또는 수십억 년에 걸쳐 궤도 에너지를 방출하는 중력파의 방출로 인해 나머지 분리가 더 줄어들 것입니다.

홀랜즈는 죽음과 재생에 관한 이 놀라운 이야기를 마치면서 "결국 두 개의 백색 왜성이 접촉하여 하나의 백색 왜성으로 합쳐집니다."라고 말했습니다.

하지만 그렇다고 해서 우리 물리학자 팀이 우주 탐정에서 사건이 종결된 것은 아닙니다. 아직 풀리지 않은 질문이 있습니다.

경우 폐쇄? 거의…

문제는 WDJ0551+4135가 얼마나 독특하고 이를 탄생시킨 합병 프로세스가 얼마나 흔한가 하는 것입니다.

홀랜즈는 "백색 왜성 병합이 일어난다는 증거가 많이 있지만, 일반적으로 개별 백색 왜성이 병합으로 형성되었는지 여부를 결정하는 것은 매우 어렵습니다."라고 덧붙였습니다. 결합된 질량이 탄소의 급속한 핵 연소를 점화할 만큼 충분히 높아서 두 개의 백색 왜성을 파괴하는 백색 왜성 병합.

그리고 집에 더 가까운 우리은하 내에서 홀랜즈는 우리가 때때로 매우 가까운 궤도에서 이중 백색 왜성계를 볼 수 있다고 말합니다. 공전 주기는 몇 분 정도로 짧습니다. 그는 이러한 경우 중력파 방출로 인해 수백만 또는 수십억 년에 걸쳐 별이 병합될 것으로 예상한다고 덧붙였습니다.

"마지막으로 백색 왜성의 질량 분포를 볼 때, 우리는 그들이 모두 고립된 별에서 형성되었을 때 예상했던 것보다 더 무거운 백색 왜성이 있다는 것을 알 수 있습니다. 물리학자가 설명합니다. 목

불행히도 가이아 임무가 알려진 백색 왜성의 양을 10배로 늘렸음에도 불구하고, 어떤 특정한 거대한 백색 왜성이 합병의 결과인지 확인하는 것은 어렵습니다. "이 경우 우리는 이 결정을 내리기 위해 특이한 구성과 운동학을 사용했습니다."라고 그는 말합니다. "거대한 백색 왜성인 EUVE0317-855의 경우, 백색 왜성 냉각에서 암시되는 다른 연대를 가진 동반자 백색 왜성이 넓은 궤도에 있는데, 이는 그 계가 이전에 3개의 백색 왜성이었고 그 중 2개가 합쳐졌음을 나타냅니다."

물론, 두 백색 왜성 사이의 그러한 합병은 항상 초질량 백색 왜성을 초래할 수 있습니다. "만약 합쳐진 두 백색 왜성의 결합 질량이 충분히 높으면 새로운 무거운 백색 왜성을 형성하는 대신 그 결과 시스템을 파괴하는 열핵 초신성 폭발이 발생합니다."라고 Hollands는 경고합니다. “수십 년 동안 이 질량 한계는 태양의 1.4배인 것으로 생각되었으며, 이 지점에서 백색 왜성은 자체 무게로 붕괴되지 않고는 존재할 수 없습니다. 그러나 지난 10여 년 동안 다른 은하들에서 발광하지 않는 백색 왜성 초신성이 관찰되었다는 증거가 있어 폭발이 더 낮은 질량에서 발생할 수 있음을 시사합니다.”

따라서 WDJ0551+4135의 발견과 그 기원은 천문학자들에게 그러한 초신성 폭발의 하한선에 대한 힌트를 제공합니다. Hollands는 다음과 같이 결론지었습니다. “WDJ0551+4135가 폭발하지 않았다는 사실은 이 결합 질량(태양 질량 1.14)에서 폭발이 일어나지 않는다는 것을 말해줍니다.

"그런 의미에서 폭발하지 않는 시스템에 대해 배우는 것은 폭발하지 않는 시스템을 더 잘 이해하는 데 도움이 됩니다."

Mark Hollands 박사에게 특별한 감사를 드립니다.

Rob은 영국의 프리랜서 과학 저널리스트로 물리학, 천문학, 우주론, 양자 역학 및 모호한 만화책을 전문으로 합니다.

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항성 진화

핵이 더 수축하면 온도가 10 8 켈빈으로 올라가고, 이 단계에서 별은 삼중 알파 과정을 통해 헬륨 핵을 탄소로 전환할 수 있습니다. 헬륨 연소 및 헬륨 섬광의 갑작스러운 시작은 저질량 별의 평형을 교란시킬 수 있습니다. 삼중 알파 반응은 수소 핵융합보다 적은 에너지를 내뿜고 머지 않아 별은 다시 핵 에너지원 없이 스스로를 찾게 됩니다. 더 수축하면 헬륨 껍질이 연소될 수 있지만 질량이 작은 별이 이 단계보다 더 멀리 갈 수 있는 충분한 중력 에너지를 가지고 있는지는 의심스럽습니다. 별은 대기의 광대한 범위로 인해 맥동하고 밝기가 변화하면서 다시 적색 거성이 됩니다(맥동하는 변수 참조). 결국 대기는 겨우 몇 km s의 속도로 조밀한 중심핵에서 서서히 멀어져 행성상 성운이 형성됩니다. 붕괴된 핵은 백색 왜성을 형성하며 수백만 년 동안 계속해서 열을 우주로 방출합니다.

태양보다 2배 이상 무거운 별은 탄소 순환을 통해 수소를 헬륨으로 전환하며, 이는 핵을 완전히 대류시켜 태양 ​​질량의 별보다 밀도가 낮습니다. 그들의 주계열 수명은 질량이 증가함에 따라 감소하는데, 태양질량 8인 별의 경우 약 4천만 년, 가장 무거운 별의 경우 수백만 년입니다. 그들이 수소를 소진할 때 헬륨 연소의 시작은 점진적으로만 발생합니다. 이것은 코어가 비축퇴성이어서 불안정성이 발생하지 않기 때문입니다. 헬륨을 소모한 무거운 별은 삼중 알파 과정에 의해 형성된 탄소가 산소, 네온 및 마그네슘으로 연소될 수 있도록 더 수축할 수 있는 잠재 에너지를 가지고 있습니다(핵합성 참조). 별이 충분히 무거우면 내부에 철까지의 요소를 만들 것입니다. 그러나 철은 핵융합 반응의 한계에 있으며 무거운 별의 핵이 더 수축하면 초신성 폭발로 이어지는 치명적인 붕괴를 초래할 수 있습니다. 핵이 붕괴되어 중성자별이나 블랙홀이 됩니다.


명백한 대답은 수소와 헬륨 플라즈마이지만 핵융합은 더 무거운 원소를 생성할 수도 있습니다. 이러한 더 무거운 요소는 핵심의 중요한 부분입니까?

dmckee의 답변에서 말했듯이, 아니요, 태양의 핵심은 너무 차갑습니다(약

15 000 000 K) 수소 이외의 모든 것을 헬륨으로 연소시킵니다. 헬륨을 탄소로 변환하는 3중 알파 공정은 밀도에 따라 약 80,000,000K에서만 시작됩니다.

즉, CNO 주기는 내부 존재비를 매우 약간 수정합니다. 즉, CNO 순환은 촉매 과정이므로 이러한 원소의 풍부함은 반응이 평형 속도로 진행되는 값으로 유도됩니다. 내가 주변에 있는 태양 모델을 보면 중심 질소 풍부도가 약 10% 향상되고 탄소 및 질소 풍부도가 해당 감소합니다.

철이 행성을 형성하는 동안 가지고 있는 것처럼 더 무거운 원소가 핵의 "바닥"으로 "침몰"합니까?

사실, 그렇습니다. 우리는 이러한 프로세스를 다음과 같이 참조합니다. 원자 확산. 당신이 생각하는 사람은 중력 침전. 요컨대, 예, 더 무거운 요소는 중심을 향해 "침몰"합니다. 이 과정은 의미 있는 차이를 만드는 데 오랜 시간이 걸립니다. 수십억 년입니다. 금속의 경우 중요하지 않지만 실제로는 헬륨이 풍부합니다. 이 효과가 처음으로 포함된 1990년대 중반에 작은 혁명이 있었고, 이는 태양파 관측과 관련하여 훨씬 더 잘 맞는 태양 모델로 이어졌습니다.

추측컨데, 태양이 형성되는 동안 이전 세대의 별들이 만든 무거운 원소가 붙었을 것입니다. 이것이 단지 혼합에 추가되는 것입니까?

당신 말이 옳습니다. 태양의 초기 구성은 태양이 태어난 성운의 구성을 반영했으며, 그 자체는 선행하는 별의 산물입니다. 원시 혼합물은 별이 수소를 헬륨으로 연소시키기 시작하기 전에 완전히 혼합될 것으로 예상됩니다. 그 이유는 별(또는 적어도 우리 모델)은 전체 별이 대류하는 단계를 거치기 때문에 모든 것이 휘젓고 균질화됩니다.


수소 연료가 고갈되면 별의 크기가 커지는 이유는 무엇입니까? - 천문학


답:    c--태양은 서서히 커져서 지구를 삼킬 수도 있습니다. 그런 다음 거의 아무것도 아닌 상태로 줄어들 것입니다. 학생을 위한 답변:

태양은 수명의 절반 정도입니다. 50억 년 전 탄생 이래, 핵이라고 하는 중심에서 수소 가스를 헬륨 가스로 변화시켜 왔습니다. 지금으로부터 약 50억 년 후 태양의 중심부에 있는 수소 가스가 다 떨어지면 태양의 크기가 점점 커져 적색 거성이 될 것입니다. 약 10억 년 동안 이 상태를 유지하고 결국 대기를 우주로 잃게 됩니다. 남은 것은 태양의 뜨거운 헬륨 핵으로, 현재 백색 왜성으로 불립니다. 크기는 지구보다 조금 더 클 것입니다. 우리의 백색 왜성 태양은 수십억 년에 걸쳐 냉각되어 흑색 왜성이 될 것입니다. 교사를 위한 답변:

50억 년 전에 탄생한 이래로 태양은 매우 안정적인 별이었습니다. 핵 내에서 수소를 헬륨으로 변화시켜 에너지를 생산합니다. 헬륨 '재'는 그것을 생성한 수소 연료보다 밀도가 높기 때문에 헬륨은 핵의 중심을 향해 나아가며 압축됩니다. 시간이 지남에 따라 태양의 중심 온도가 상승하여 수소 핵융합이 더 빠른 속도로 진행됩니다. 태어날 때부터 태양 에너지 출력이 약간 증가했습니다. 약 50억년 후에는 태양의 광도와 크기가 더 급격하게 변할 것입니다. 수소는 코어 내에서 고갈되지만 코어의 온도는 수소가 코어를 둘러싸고 있는 얇은 껍질 내에서 융합할 수 있을 만큼 충분히 높아집니다. 더 많은 헬륨이 코어로 떨어질수록 코어의 온도가 상승하면 수소 껍질에서 에너지 생산이 급격히 증가합니다. 이것은 태양을 현재 크기보다 수십만 배 더 큰 부피를 가진 적색 거성으로 팽창하게 할 것입니다. 마지막으로, 얇아지는 껍질 내에서 수소가 고갈됨에 따라 수소 융합은 더욱 불규칙해지고 적색거성 태양은 맥동하기 시작하여 결국 외부 영역을 우주로 분산시켜 현재 백색 왜성이라고 불리는 뜨거운 내부 헬륨 핵을 드러낼 것입니다. 핵은 지구의 지름보다 약간 더 큰 물체일 뿐이지만, 태양이 수소를 헬륨으로 적극적으로 변화시켰을 때 태양만큼 많은 물질을 채울 것입니다. 백색 왜성 태양은 수십억 년에 걸쳐 서서히 냉각되어 흑색 왜성으로 변할 것입니다. 내부 행성은 사라질 것입니다. 대기와 수소 내부가 제거된 목성 행성의 나머지 암석 코어는 우주 공간의 차가운 어둠 속에서 죽은 태양 주위를 계속 공전할 것입니다.


머나먼 별 주위에서 발견된 가장 큰 통과하는 외계 행성

Trans-atlantic Exoplanet Survey(대서양 횡단 외행성 조사)의 국제 천문학 팀은 Hercules 별자리에 있는 새로운 외계 행성인 TrES-4의 발견을 막 발표했습니다.

새로운 행성은 애리조나, 캘리포니아 및 카나리아 제도에서 소형 자동 망원경 네트워크를 사용하여 통과하는 행성, 즉 고향 별 앞을 지나가는 행성을 찾는 천문학자들에 의해 확인되었습니다. TrES-4는 팀의 세 번째 행성인 TrES-3에서 0.5도 미만(보름달 크기)에서 발견되었습니다.

로웰 천문대의 천문학자이자 이번 발견을 발표한 논문의 주저자인 게오르기 만두셰프(Georgi Mandushev)는 "TrES-4는 알려진 가장 큰 외계행성"이라고 말했다. "그것은 태양계에서 가장 큰 행성인 목성보다 약 70% 더 크지만 덜 무겁기 때문에 밀도가 매우 낮은 행성입니다. 평균 밀도는 입방 센티미터당 약 0.2g, 또는 발사 나무의 밀도와 비슷합니다! 그리고 상층 대기에 대한 행성의 상대적으로 약한 인력 때문에 대기의 일부는 아마도 혜성 같은 꼬리로 빠져나갈 것입니다."

새로운 행성 TrES-4는 Edward Dunham과 Georgi Mandushev가 설정하고 운영한 Lowell Observatory의 Planet Search Survey Telescope(PSST)에 의해 처음 발견되었습니다. Caltech의 Palomar 천문대에서 David Charbonneau(CfA)와 Francis O'Donovan(Caltech)이 관리하는 Sleuth 망원경도 TrES-4의 통과를 관찰하여 초기 감지를 확인했습니다. TrES-4는 약 1400광년 떨어져 있으며 3일 반 동안 호스트 항성을 공전합니다. 고향 별에서 약 450만 마일 떨어진 이 행성은 또한 매우 뜨겁습니다. 약 1,600켈빈 또는 화씨 2,300도입니다.

로웰 천문대 과학자인 에드워드 던햄(Edward Dunham)은 "TrES-4는 이론적인 문제로 보인다"고 말했다. "현재의 과열된 거대 행성 모델이 설명할 수 있는 것보다 질량에 비해 상대적으로 더 큽니다. 하지만 문제를 해결함으로써 새로운 것을 배우기 때문에 문제는 좋습니다."

TrES 망원경 중 하나를 운영하는 캘리포니아 공과 대학의 천문학 대학원생인 Francis O'Donovan은 "우리는 이 거대한 행성이 얼마나 상대적으로 클 수 있는지에 계속 놀라고 있습니다."라고 덧붙였습니다. "그러나 우리가 혹독한 환경에서 이 팽창된 행성의 크기를 설명할 수 있다면 우리 자신의 태양계 행성과 그 형성을 더 잘 이해하는 데 도움이 될 것입니다."

정의에 따르면 통과하는 행성은 지구와 별 사이를 직접 통과하여 별의 빛 중 일부를 차단하고 밝기를 약간 떨어뜨립니다. 통과를 찾기 위해 작은 망원경은 가능한 한 많은 밤에 맑은 하늘의 광시야 시간 노출을 취하도록 자동화됩니다. 특정 분야에 대한 관측이 완료되면(보통 약 2개월 동안) 천문학자들은 통과하는 행성의 가능한 신호를 감지하기 위해 해당 분야의 모든 별에서 나오는 빛을 매우 정확하게 측정합니다. Mandushev는 "TrES-4는 별이 앞을 지나갈 때 약 1%의 빛을 차단합니다."라고 말했습니다. "우리의 망원경과 관찰 기술을 통해 우리는 별의 밝기에서 이 작은 방울을 측정하고 거기에 행성의 존재를 추론할 수 있습니다."

TrES-4 행성은 신비하고 흥미로울 뿐만 아니라 GSC 02620-00648로 분류된 호스트 항성도 마찬가지입니다. Georgi Mandushev는 다음과 같이 설명합니다. "TrES-4의 호스트 별은 우리 태양과 거의 같은 나이로 보이지만 더 무겁기 때문에 훨씬 빠르게 진화했습니다. 천문학자들이 '아거성' 또는 별이라고 부르는 것이 되었습니다. 핵에 있는 모든 수소 연료를 소진시켰고 Arcturus 또는 Aldebaran과 같은 거대하고 멋진 적색 별인 '적색 거성'이 되는 과정에 있습니다."

HATNet(Hungarian Automated Telescope Network)의 Gáspár Bakos와 Harvard의 Guillermo Torres는 행성 발견을 확인하기 위해 정상에 있는 WM Keck 천문대의 10cm TrES 망원경에서 10m 망원경 중 하나로 전환했습니다. 하와이 마우나케아. 이 거대한 망원경을 사용하여 그들은 TrES 팀이 실제로 새로운 행성을 발견했음을 확인했습니다. TrES-4의 크기와 기타 특성을 정확하게 측정하기 위해 천문학자들은 애리조나의 로웰 천문대와 프레드 L. 휘플 천문대에서 더 큰 망원경으로 추적 관찰을 했습니다.

천체물리학 저널(Astrophysical Journal)에 게재 승인된 "TrES-4: 매우 낮은 밀도의 뜨거운 목성 통과" 논문의 저자는 다음과 같습니다. Institute of Technology David Charbonneau, Guillermo Torres, David Latham, G´spár Bakos, Alessandro Sozzetti, José Fernández Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 행성 과학 연구소의 Mark Everett 및 Gilbert Esquerdo 스페인 테네리페에 있는 라스 컴브레스 천문대 지구 망원경의 티모시 브라운.

이 연구는 태양계 기원 프로그램(Origins of Solar Systems Program)을 통해 NASA에서 자금을 지원합니다.

스토리 출처:

자료 제공 로웰 천문대. 참고: 콘텐츠는 스타일과 길이에 따라 편집될 수 있습니다.


별의 진화

형성
별 사이의 공간에는 매우 낮은 밀도의 가스와 먼지가 포함되어 있습니다. 이 성간 물질은 구름으로 모이는 경향이 있습니다. 때로는 밀도가 충분히 높아져 중력이 수축을 일으켜 원시성을 형성합니다. 원시성은 천천히 수축하면서 압력과 온도가 증가하고 온도 상승은 중력 에너지 방출의 결과입니다. 모든 뜨거운 물체는 에너지를 방출하고, 비록 온도가 아직 핵 반응을 지속할 만큼 충분히 높지는 않지만, 원시성은 결국 빛을 낼 만큼 충분히 뜨거워집니다. 압력은 중력의 균형을 맞추기에 거의 충분하지만 방출된 방사선은 에너지를 소모하고 균형을 완성하는 내부 압력의 능력을 억제합니다. 따라서 수축(및 가열)이 천천히 계속됩니다.

원시성 중심의 온도는 마침내 핵 반응을 일으키고 핵 에너지가 방출될 만큼 충분히 높아집니다. 수소는 가장 풍부한 원소이며, 수소가 다량의 에너지를 방출하면서 헬륨으로 전환되는 수소 연소 반응은 초기에 가장 중요한 반응입니다. 방출된 핵 에너지가 우주로 손실된 복사 에너지의 균형을 정확히 맞출 때 원시성은 마침내 균형 상태에 들어가고 수축이 멈춥니다. 이 시점에서 물체는 진정한 별이 됩니다.

수소 연소 및 헬륨 연소 단계
균형을 이루고 중심핵에서 수소를 태우고 있는 별을 주계열성이라고 합니다. Hertzsprung-Russell 다이어그램으로 알려진 광도 대 온도 플롯에서 주계열성은 대각선을 따라 떨어집니다. 모든 별은 주계열 단계에서 경력을 시작합니다. 주계열성은 질량이 크면 표면 온도가 높아 매우 밝습니다. 질량이 작은 경우 다소 시원하고 희미합니다. 태양은 질량, 표면 온도 및 복사 에너지 출력이 평균보다 약간 높은 주계열성입니다.

핵에 있는 수소 연료가 모두 소모되면 별은 주계열 상태를 잃게 됩니다. 이것은 가장 밝은 별의 경우 백만 년 이내에 일어날 수 있지만 가장 희미한 별의 경우 수조 년이 걸립니다. 태양의 주계열 수명은 약 100억 년으로 그 중 절반이 지났습니다.

모든 핵심 수소가 핵 반응을 통해 헬륨으로 전환되면 핵 에너지 방출이 중단됩니다. 별은 에너지 균형을 잃고 중심 부분은 중력에 의해 더 수축하고 더 뜨거워집니다. 그러나 핵 반응이 중단된다는 사실이 별이 더 이상 우주로 에너지를 방출하지 않는다는 것을 의미하지는 않습니다. 별은 뜨겁기 때문에 빛나고 후주계열성은 여전히 ​​뜨겁습니다.

별의 중심부가 더 뜨거워짐에 따라 핵 반응은 헬륨 핵 바로 바깥 영역에서 수소 연소 형태로 또는 핵 자체에서 헬륨 연소 반응 형태로 재개됩니다. 모든 핵은 조건이 충분히 폭력적이면 핵 반응을 겪을 수 있습니다. 수소 연소는 약 1천만 K의 온도에서 일어나지만 헬륨을 점화하려면 약 1억 K의 온도가 필요합니다. 수소 연소는 헬륨을 생성하는 반면 헬륨 연소는 탄소, 산소 및 기타 무거운 핵을 생성합니다. 핵이 무거울수록 핵 반응에 필요한 온도가 높아집니다.

후기 핵반응은 중심핵에서 수소가 소진된 후 항성 내부의 추가 수축과 가열에 의해 일어난다. 이 단계에서 별의 바깥층은 실제로 팽창하고 냉각되며 광도는 상당히 높아질 수 있습니다. 더 이상 주계열성에 있지 않은 이 별은 이제 천문학자들이 거성이라고 부르는 것입니다. 광도가 극도로 크면 초거성입니다.

노년과 죽음
노년기에 별의 내부 부분이 더 수축되고 가열되면서 더 무거운 입자가 점화됩니다. 헬륨이 연소되면 탄소, 산소, 규소 등이 연소됩니다. 거성 또는 초거성 별이 노화됨에 따라 내부에 연속적으로 더 무거운 요소의 층을 형성하며, 가장 무거운 물질은 중심핵에 있고 가벼운 물질은 중심 주위에 있는 껍질에 있습니다. 그러나 이 과정을 무한정 계속할 수는 없습니다. 더 작은 별에서는 물질이 너무 조밀해져서 더 이상의 수축에 저항할 수 있으며, 이를 "축퇴"라고 합니다. 그런 다음 별은 사용할 수 있는 열 에너지를 천천히 방출하고 차갑고 어두운 몸체로 수명을 종료합니다. 관측 가능한 이러한 유형의 별을 백색 왜성이라고 합니다. 그것들은 시야에서 사라지고 흑색 왜성이 될 정도로 냉각되지 않았습니다.

전자 축퇴를 생성하는 데 필요한 밀도는 상당히 큽니다. 백색 왜성 자체의 밀도는 일반적으로 입방 센티미터당 톤입니다. 별의 전자는 별의 질량이 태양 질량의 약 1.4배 이상인 경우 축퇴될 수 없습니다. 찬드라세카르 한계로 알려진 이 질량은 백색 왜성의 질량의 상한선입니다. 이 한계보다 큰 질량을 가진 별은 많은 물질을 우주로 방출하는 격렬한 폭발을 겪을 수 있습니다. 이러한 폭발을 초신성이라고 합니다. 그러한 별의 핵은 분명히 폭력으로 붕괴되어 외층을 몰아내고 핵 입자를 중성자로 분해합니다. 몇몇 경우에 초신성 폭발의 잔해가 감지되어 중성자별이라고 알려져 있습니다. 회전하는 중성자별을 펄서라고 합니다. 더 이상 수축할 수 없는 중성자별은 차갑고 어두운 천체로 끝납니다.

별이 축퇴할 만큼 충분한 질량을 흘려보내지 않는다면, 핵원이 완전히 소진되었을 때 계속되는 수축을 막을 방법은 없습니다. 이 별은 블랙홀로 알려진 물체가 될 때까지 계속 작아질 것입니다.

서지: 코헨, 마틴, 인 다크니스 본: 별 형성 이야기 (1988) 하르파즈, 아모스, 별의 진화 (1994) 하트만, 리, 별 형성의 강착 과정 (2001) 케일러, 제임스, 익스트림 스타: 창조의 가장자리에서 (2001) Kippenhahn, Rudolf 및 Weigert, Alfred, 별의 구조와 진화 (1990) Lada, C. J. 및 Kylafis, N. D., eds., 별 형성과 초기 항성 진화의 물리학 (1991) 스위하트, 토마스 L., 양적 천문학 (1991).


큰 별의 수명주기

우리 별보다 훨씬 큰 별은 성운에서도 같은 방식으로 형성됩니다. 별의 크기가 클수록 핵의 온도와 압력이 훨씬 높다는 것을 의미합니다. 이것은 융합 속도를 증가시켜 수명 주기를 단축시킵니다. 핵의 연료가 고갈되면 이 큰 별들은 중력이 별을 안쪽으로 끌어당기면서 갑자기 붕괴됩니다. 이것은 압력과 온도의 갑작스럽고 엄청난 증가를 일으켜 핵 반응의 최종 폭발과 초신성으로 알려진 폭발을 초래합니다. 이것은 에너지와 물질을 30,000km/s 이상의 속도로 우주로 보냅니다.

별의 나머지 부분은 이제 중력에 의해 붕괴되기 시작하며, 남은 물질의 질량에 따라 두 개의 항성 물체 중 하나, 즉 초밀도 중성자별이나 블랙홀을 형성할 수 있습니다.

중성자별: 이것은 우리 태양의 두 배의 질량을 가질 수 있지만 지름이 20-30km에 불과한 물체로 압축됩니다. 이 밀도에서 원자는 중성자로 분해됩니다. 재료가 너무 조밀해서 모바일을 이 재료로 만든 경우 무게는 영국 전체와 같습니다.

블랙홀: 일부 별에서 물질은 중력에 의해 계속해서 특이점으로 붕괴됩니다. 이것은 너무 조밀해서 어떤 것도 그 당김을 피할 수 없을 정도로 강한 중력장을 생성합니다. 3 x 10 8로 이동하는 균일한 빛 m/s 당기는 것을 피하기에는 너무 느립니다.


형성

리겔은 약 800만 년 전 가스와 먼지로 이루어진 성간 매질로부터 형성되었습니다. 중력은 소용돌이치는 가스와 먼지를 끌어당겨 오리온자리에서 가장 밝은 별인 리겔을 탄생시켰습니다.

리겔 주위를 도는 다른 세 개의 작은 별은 같은 성간 매질에서 왔을 수 있습니다. 그럼에도 불구하고 리겔은 우리 태양보다 수백 배는 어리다.

Haumea Dwarf Planet에 대한 재미있는 어린이 정보

- Rigel은 결국 초신성으로 폭발할 수 있으며, 이러한 일이 발생하면 하늘에서 매우 밝은 지점을 목격하게 될 것입니다! It will be the second-brightest object in the sky after the Sun!

- Blue supergiant stars like Rigel tend to live very short lives because they exhaust their fuel much quicker than other types of stars.

- Rigel, along with Betelgeuse , Bellatrix , and Alnilam , are the navigational stars of Orion Constellation. These stars are the most recognizable in the sky!

- Since there are four stars, the Rigel star system is quadruple.

- Rigel and Betelgeuse contrast each other one star is blue, the other is orange. Long ago, two rivaling Japanese clans chose these stars as their symbol.

- Rigel was mentioned as early as 1521. It was recorded on the Alfonsine Tables.

- The Chinese know Rigel as the Seventh Star of Three Stars, which is an asterism.

- The Maori people of New Zealand know Rigel as Puanga. Puanga was the daughter of Rehua, the chief of all the stars. Rehua was represented by the star Antares.


Evolutionary stages

Stars are classified by the elements that they absorb (the spectra) and their temperature. Our Sun is a G-type main-sequence star based on its spectral type that is G-V, often referred to as a yellow dwarf. Main-sequence stars are the most abundantly-found in our universe.

Stellar nebula

A giant cloud of dust and gases (mostly hydrogen and helium) in space is called a nebula. Some nebulae are formed as remnants of a dying star explosion while some harboring life in the form of star-forming regions. The closest known nebula to Earth is the Helix nebula that is about 700 light-years away from us.

The Helix Nebula
Credits: NASA

Inside a nebula, the gas and clouds slowly start collapsing into each other to form clumps due to gravitational attraction. The pressure from this collapse causes the material at the center of the cloud to heat up and eventually turn into the hot core of a star. As the core keeps heating up, fusion starts at one point and ‘a star is born‘ (quite literally). However, not all of the dust and cloud reform into stars. Some of it also takes the shape of planets, asteroids, and just space-dust.

The entire Orion Nebula as taken by the Hubble Space Telescope.

One of the most common and widely seen stellar-nursery is the Orion nebula. It is constantly thriving with newly formed stars and star-forming regions.

Life as a star

As the star comes into existence, it keeps on converting the element hydrogen in its core to helium by the process of nuclear fusion. Our Sun, for example, combines approximately 600 million tons of hydrogen into helium every second. In slightly heavier stars (mass greater than 1 solar-mass), the carbon-oxygen-nitrogen fusion reaction is the prominent energy generator. Stars remain in the main-sequence category depending on their masses. Small stars typically stay for a billion years or more, while heavier and massive stars leave the sequence in just a few million years.

A star-forming region in the Large Magellanic Cloud

A yellow dwarf, like our Sun, is expected to remain on the main-sequence for about about 10 billion years. And the Sun is thought to be in the middle of its main-sequence lifespan currently.

Red Giant

The next phase in the evolution of a star comes as a Red Giant. There comes a time when the star has completely exhausted its hydrogen and helium supply. Without the outward radiation pressure generated by the fusion of hydrogen which counteracts the force of gravity, the core starts to contract. This causes the thermonuclear fusion of hydrogen to begin in a shell around the core.

When the core within the shell contracts, the layers of the star outside the shell start expanding and heat up due to a lack of fusion. The outer layers of the star expand greatly, absorbing most of the extra energy from shell fusion. This gives rise to a Red Giant.

The current size of the Sun as compared to the estimated Red Giant phase in the future.
Credits: Wikipedia

Because of the significant increase in the size of the red giant from a main-sequence star, the giant usually eats up the things that come in its way. When our Sun would reach this stage, Mercury, Venus, and eventually, the Earth will be consumed.

Planetary nebula

The star keeps shedding its outer layers after it has run out of fuel to burn. When the surface of the exposed core reaches temperatures exceeding about 30,000 K, lots of ultraviolet photons are emitted to ionize the ejected atmosphere. This prompts the gas to shine as a planetary nebula.

X-ray composite image of the Cat’s eye planetary nebula

Consequently, this planetary nebula consists of a glowing shell of gas and plasma. The term ‘planetary’ nebula is a misnomer because these are unrelated to any kinds of planets. They are called so because of the planet-like round shape exhibited by most of these nebulae observed by astronomers using the early telescopes.

White dwarf

White dwarfs are thought to be the last evolutionary stage for stars with masses between 8 to 10 solar-mass. After the planetary nebula and the ejection of outer layers, only the carbon-oxygen core is left. This is the remnant white dwarf. White dwarfs are extremely dense as they support themselves by electron-degeneracy pressure, instead of the fusion reactions again gravitational pressure.

But only some white dwarfs are stable. The Chandrashekhar limit is the maximum mass of a stable white dwarf. The currently accepted value for the limit is 1.44 solar masses.

Image of Sirius A and Sirius B taken by the Hubble Space Telescope. Sirius B, which is a white dwarf, can be seen as a faint point of light to the lower left of the much brighter Sirius A.

A white dwarf is very hot when it forms, but because it has no source of energy, it will gradually cool as it radiates its energy. The core of the dwarf will then crystallize and transform into a cold-black dwarf. Since this whole process is expected to take longer than the current estimated age of the universe, it is thought that no black dwarfs exist as of yet.

The first-ever white dwarf was discovered by Alvan Clark in 1862. It was a star named Sirius B. These astronomical objects are called so because the first few that were observed exhibited white apparent light.

Our Sun is bound to become a white dwarf someday, but that stage is at least a billion years away. So live while you can!

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비디오 보기: 중2과학 3단원 8차시 태양의 특징 (구월 2022).


코멘트:

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