천문학

별에서 수소 융합이 시작되는 순간

별에서 수소 융합이 시작되는 순간


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나는이 과정에 대해 여러 번 읽었지만 수소 융합이 시작되는 순간에 대해 구체적으로 용어를 알지 못한다고 생각합니다. 이 순간을 무엇이라고 부릅니까?


점화 스텔라 점화는 당신이 원하는 용어입니다.


이것은 Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 핵 턴온으로 알려져 있습니다. 핵에서 수소가 고갈 될 때 핵이 꺼지는 것과 반대입니다.

실제로 별이 수소를 융합하기 시작하는 "순간"은 없으며 점진적인 과정입니다.

예를 들어 Siess et al. (2001)은 태양 질량 전 주 계열 별이 2 백만년에 수소 융합을 통해 광도의 0.01 %를 얻었고 1,600 만년 후에는 1 %를 얻지 만 5 천 6 백만년이 되어서야 99 %가 광도는 수소 융합에서 비롯됩니다.


별에 대한 수소 융합의 시작 (즉, 주 계열에 들어갈 때)을 ZAMS (zero-age main sequence)라고합니다. 반대로, 말기 주 계열 (TAMS)은 별이 수소 융합을 중단하는 지점 (정의상 주 계열을 떠나는 지점)을 의미합니다. ZAMS와 TAMS 사이의 시간을 주 시퀀스 수명이라고합니다. Hurtzsprung-Russell 다이어그램에서 ZAMS의 여러 별은 한 줄로 그룹화됩니다.

메인 시퀀스에서 레드 자이언츠로의 진화 사진, Creative Commons Attribution License 4.0에 따라 Rice University 제공.

일부 천문학 자들은 ZAMS를 별의 "출생"이라고 생각합니다. 그 이유는 물체가 더 이상 원시성이 아니며 별의 기준을 충족한다는 의미입니다 (출처). 따라서이 천문학 자들은 별의 나이를 지금과 ZAMS 사이의 시간으로 간주합니다. 그러나 다른 사람들은 별의 형성을 분자 구름이 붕괴하는 순간으로 간주하기 때문에 이것은 단순히 용어의 문제입니다.


백색 왜성 별

휴 E. 드윗,. Guy S. STRINGFELLOW, 강 결합 플라즈마 물리학, 1990

1. 소개

강하게 결합 된 다중 이온 플라즈마에서 원소 분리의 가능성은 이온 혼합물 상태 방정식의 매우 정확한 계산을 필요로합니다. 축퇴 전자의 거의 균일 한 배경에서 주로 C와 O 핵으로 구성된 백색 왜성에서 이온 간의 쿨롱 상호 작용은 특히이 별들의 동결 코어에서 분리 가능성을 결정합니다. 목성 행성과 갈색 왜성에서 원소 분리 가능성은 전자 스크리닝에 의해 강화되며 계산은 훨씬 더 많이 관련됩니다. 두 경우 모두 이원 이온 혼합물의 열역학적 특성은 점 이온이 균일 한 배경에서 이동할 때 하나의 구성 요소 인 고전적인 플라즈마 또는 OCP에 대한 상세한 이해를 필요로합니다. 유체 및 고체상의 OCP와 유체상의 이원 혼합물의 특성은 Monte Carlo 수치 시뮬레이션과 HNC (coupled hypernetted chain) 적분 방정식을 통해 얻어졌습니다. 이러한 방법과 결과는 Ichimaru, Iyetomi 및 Tanaka의 최근 리뷰에 잘 요약되어 있습니다. 1

OCP 또는 BIM (binary ionic mix)의 결정질 단계에서는 격자 진동으로 인한 열 에너지와 결정의 Madelung 에너지 사이에 명확하고 엄격한 차이가 있습니다. 액체상의 수치 시뮬레이션은 내부 에너지가 '유체 마들 룽 상수'와 열 에너지를 사용하여 정적 에너지로 유사한 분리를 나타냅니다. 이 분할은 기존 커플 링 매개 변수 Γ = (ze) 2 / a ω sk T, a ω s = Wigner-Seitz 또는 이온 구체 반경의 용융 값에서 약 180에서 Γ ∼ 1까지 지속됩니다. 강하게 결합 된 영역. Γ & lt 1의 경우 정적 열 에너지와 유체 열 에너지의 구분이 무너지고 저밀도 또는 약한 결합 한계에서 플라즈마는 Debye-Huckel 이론에 의해 잘 설명됩니다. Rosenfeld 2는 OCP에 적용된 HNC 방정식이 내부 에너지가 다음과 같은 Γ → ∞와 같은 정확한 제한 형식을 가지고 있음을 보여주었습니다.

계수 − 9 10, 지수 1 2가 정확합니다. OCP 3에 대해 사용 가능한 MC 데이터에 맞는 것은 유사한 형태를 나타냅니다. Γ + Γ s,와 에스 HNC 값 1 2보다 훨씬 작으며 일반적으로 s = 1 4로 간주됩니다. 유체 열 에너지에 대한 MC와 HNC 결과의 차이는 브리지 기능을 0으로 설정하는 HNC 근사 때문입니다. 이온 혼합물의 경우 해당 정적 유체 에너지는 Z i 5 3에 의해 각 이온에 가중치를 부여하는 이온 구체 모델에 의해 제공됩니다. 또한 혼합물의 내부 에너지는 혼합물 에너지를 OCP 내부 에너지 함수와 관련시키는 선형 혼합 규칙 5, 6에 의해 현저하게 주어집니다.

선형 혼합 규칙은 정적 항 〈Z 5 3〉 Γ e에 대한 이온 구체 혼합 결과를 제공하며, 이는 자유 에너지에 변화를주지 않으므로 상 분리에 기여하지 않습니다. 동결시 정적 항의 약 2 % 인 혼합물의 열 에너지 만 상 분리를 일으킬 수 있습니다. 따라서 OCP 및 BIM 유체 열 에너지에 대해 신뢰할 수 있고 잘 이해 된 결과를 얻는 것이 매우 중요합니다. OCP의 경우 열 에너지의 Γ 1 4 형태에 대한 유일한 이론적 모델은 단단한 구체에 대한 Percus-Yevick 방정식을 사용하는 가변적 인 단단한 구체 최소화에서 비롯됩니다. 7 현재 BIM 열 에너지에 대한이 이론이나 다른 이론에 대한 일반화는 없지만 HNC에 대한 선형 혼합 규칙의 성공은 BIM 열 에너지에 대한 형식을 강력하게 제안합니다.


퓨전의 과정

에너지 방출과 가벼운 물질의 융합은 두 가지 상반되는 힘, 즉 양성자와 중성자를 포함하는 핵 에너지와 양성자와 상호 작용을 일으키는 쿨롱의 조합 때문입니다. 양성자는 잘 충전되어 서로의 쿨롱 힘을 쫓지 만, 여전히 서로 붙어있을 수 있으며, 이는 핵 인력이라고하는 짧은 거리에있는 다른 힘의 존재를 나타냅니다. 가벼운 핵 (또는 철과 니켈보다 작은 핵)은 충분히 작고 핵 에너지가 우울증을 극복 할 수있는 양성자를 포함하지 않습니다. 이는 핵이 너무 작아서 모든 핵이 쿨롱 범위의 지속적인 자극을 느끼는만큼 짧은 거리를 끌어 당기는 힘을 느끼기 때문입니다. 혼합을 통해 단순한 핵에서 핵을 형성하면 입자의 순 인력에서 더 많은 에너지가 제거됩니다. 그러나 더 큰 핵을 사용하면 원자력이 수명이 짧고 긴 핵 속도로 계속 작동 할 수 없기 때문에 에너지가 방출되지 않습니다. 따라서 이러한 핵의 융합에 의해 에너지가 방출되는 것이 아니라 이러한 과정을 통합하기위한 힘이 필요합니다.

융합은 별에 힘을 실어주고 핵 합성이라는 과정에서 거의 모든 것을 생산합니다. 태양은 주요 서열의 별이며 결과적으로 수소 핵의 핵을 헬륨으로 결합하여 에너지를 생성합니다. 부분적으로 태양은 6 억 2 천만 톤의 수소를 추가하고 초당 6 억 6 백만 톤의 헬륨을 생산합니다. 별의 밝은 물체의 조합은 정기적으로 그와 함께가는 에너지와 크기를 방출합니다. 예를 들어, 헬륨을 형성하기위한 두 개의 수소 핵의 조합에서 무게의 0.645 %는 알파 입자 또는 방사선과 같은 다른 형태의 에너지의 운동 에너지에 의해 차지됩니다.

가장 작은 원소 인 수소조차도 핵을 결합 시키려면 많은 에너지가 필요합니다. 충분히 빠른 속도로 가속 할 때 핵은 중력을 견딜 수 있고 중력이 역겨운 쿨롱 힘의 힘보다 더 큰 방식으로 충분히 가까워집니다. 힘의 힘은 핵이 충분히 가까울 때 더 빨리 성장하고, 연결하는 핵은 실제로 서로 "떨어질"수 있으며 그 결과 생성 된 순 에너지가 혼합됩니다. 무거운 핵과 종종 자유 중성자 또는 양성자를 만드는 단순한 핵의 조합은 일반적으로 핵을 결합하는 데 필요한 것보다 더 많은 에너지를 생성합니다. 이것은 영양가있는 이점을 생성 할 수있는 스트레스가 많은 과정입니다.

대부분의 핵 반응에 의해 방출되는 에너지는 핵을 함께 유지하는 결합력이 전자가 핵에 가하는 힘보다 훨씬 크기 때문에 화학 반응의 에너지보다 훨씬 큽니다. 예를 들어, 수소 핵에 전자를 추가하여 얻은 이온화 전위는 13.6eV로 중수소-삼중 수소 (D-T) 반응에서 방출되는 17.6MeV보다 작습니다. 핵분열 반응은 핵분열 반응이 단위 중량 당 훨씬 더 많은 에너지를 생성하는 것보다 훨씬 더 강력합니다. 비록 각 핵분열 반응이 화학적 저항성보다 7 배 더 강력한 단일 성분 공식보다 더 역동적 인 경향이 있음에도 불구하고 물체와 반물질의 치명적인 충돌로 인한 것과 같이 무게를 힘으로 직접 변환하는 유일한 방법은 핵융합보다 무게 단위당 더 강력합니다. (뉴스 1 그램을 완전히 수정하면 9 & # 215 1013 줄의 전력이 방출됩니다.)

핵융합 발전에 대한 연구는 60 년 이상 지속되어 왔습니다. 제어 된 융합은 일반적으로 현재 기술 (예 : 퓨저)에 의해 제어되지만 경제 통합의 성공적인 달성은 과학과 기술의 복잡성에 의해 문서화되었지만 상당한 진전이 이루어졌습니다. 현재 제어 된 퓨전 호스팅은 끊어진 제어 지원 (자체 지원)을 생성 할 수 없습니다. [4] 가장 일반적인 두 가지 형태는 자기 감금 (토 로이드 형성)과 내부 감금 (레이저 형성)입니다.

토로 이달 반응기에 사용 된 설계는 플라즈마를 아직 개발중인 필요한 온도로 가열하는 데 필요한 양보다 10 배 더 많은 융합 전력을 제공한다고합니다 (ITR 참조). ITER 센터는 2025 년까지 건설 단계를 완료 할 것으로 예상됩니다. 우리는 같은 해에 응답자를 발표하고 2025 년에 플라즈마 테스트를 시작할 예정이지만 2035 년까지 완전한 중수소-삼중 수소 혼합을 시작할 것으로 예상되지 않습니다.

마찬가지로 자기 원자력 시스템을 개발하고있는 캐나다 기반의 General Fusion은 2025 년까지 자체 실증 발전소를 건설하는 것을 목표로합니다.

레이저 구동 인바운드 통합을 사용하는 미국 국립 점화 시설은 비 전통적인 통합을 목표로 설계되었습니다. 첫 번째 주요 레이저 테스트는 2009 년 6 월에 수행되었으며 화재 테스트는 2011 년 초에 시작되었습니다.


스텔라 진화

별들은 그들의 구조를 유지하는 데 필요한 에너지를 제공하는 핵융합과 함께 메인 시퀀스에서 대부분의 삶을 보냅니다. 이것에 대한 대가가 있습니다. 별이 수소 (H)를 헬륨 (He)으로 태우면 내부 화학 성분이 변하여 별의 구조와 물리적 모양에 영향을줍니다. 별이 오래 될수록 코어의 헬륨 양이 많아집니다.

태양은 약 50 억년 동안 수소를 헬륨으로 태워 왔기 때문에 현재 ZAMS에 없습니다. 이것은 MS가 플로팅 될 때 넓은 스트립으로 나타나는 이유 중 하나입니다. 대부분의 별들은 얼마 동안 융합을하여 내부 구조를 변경하여 ZAMS에서 제거됩니다 (내부 변화가 광도와 표면 온도에 영향을 미치기 때문입니다).

그림 1. 시간이 지남에 따라 태양 (및 다른 별)의 핵심. 상단은 70 % H와 27 % He로 어떻게 시작되었는지 보여줍니다. 시간이 지남에 따라 헬륨 코어의 크기가 증가하여 (b)와 같이 커지고 (c)와 같이 커집니다. 이것은 별의 핵심 일 뿐이며 나머지 별은 메인 시퀀스에있는 동안 거의 동일한 구성을 유지합니다.

태양과 대부분의 다른 별들은 원래 핵에 70 %의 수소와 약 27 %의 헬륨으로 구성되어 있습니다. 이것은 적어도 그들이 삶을 시작할 때 태양과 같은 별들의 표준 구성의 일종입니다. 이것은 또한 외부에서 진행되는 융합이 없기 때문에 코어 외부 레이어의 현재 구성입니다. 그러나 핵심에서 모든 것이 변경되었습니다. 오늘 태양의 핵 내부를 살펴보면 약 35 %의 수소와 62 %의 헬륨이 있음을 알 수 있습니다. 헬륨은 밀도가 더 높기 때문에 코어 중심으로 가라 앉습니다. 거기에서 무엇을합니까? 공간을 차지할뿐입니다. 실제로 헬륨은 게으른 룸메이트처럼 생각할 수 있습니다. 그냥 집 한가운데 앉아서 매일 아무것도하지 않고 점점 커지는 것입니다. 사실, 그것은 꽤 심한 룸메이트 일 것입니다. 그러나 당신은 아이디어를 얻습니다.

핵융합 과정에서 생성되는 헬륨은 실제로 다른 일을 할 수 없기 때문에 점점 더 많은 공간을 차지하고 있기 때문에 헬륨 코어는 매일 커지고 있습니다. 이것이 나쁘다고 생각한다면 맞습니다. 헬륨은 그 존재만으로 에너지 생산 영역을 몰아 내고 있습니다. 융합은 코어의 뜨겁고 밀도가 높은 영역에서만 발생할 수 있습니다. 이 지역 밖에서는 융합 (및 에너지 생산)이 일어나지 않을 것입니다. 헬륨이 점점 더 많은 공간을 차지함에 따라 에너지 생산에 들어갈 공간이 줄어 듭니다. 어떤 의미에서 불타는 지역은 별의 중심에서 바깥쪽으로 밀려 나고 헬륨에 의해 붐비고 있습니다.

코어에서 멀어지면 어떻습니까? 더 시원하고 밀도가 낮습니다 (이전 메모 세트의 온도 및 밀도 그래프를 기억하십니까?). 이것은 뜨겁고 밀도가 높은 코어에서와 동일한 에너지 생성 속도를 유지할만큼 뜨겁지 않은 영역입니다. 그게 중요합니까? 물론 중요합니다. 융합 에너지는 태양의 외층을 유지하는 데 도움이되며 항성 내에서 다양한 형태의 안정성을 유지합니다 (예 : 정수압 평형 및 기타 물질).

상위 레이어가 이전처럼 효과적으로 유지되지 않으면 어떻게됩니까? 중력은 못생긴 머리를 들고, 소년은 못생긴 머리 하나를 가지고 있습니다. 중력은 항상 거기에 있다는 것을 기억해야하지만, 그 영향력과 매우 효과적으로 싸우지 않을 때는 대가를 지불해야합니다! 코어 외부의 레이어가 안쪽으로 당겨지기 시작하고 태양의 코어와 그 주변 영역이 약간 축소됩니다. 이것이 좋지 않은 것처럼 보일 수도 있지만 실제로는 수축이 코어 주변 영역을 가열하는 데 도움이되고 이전에는 너무 차가 웠던 영역에서 융합이 시작될 수있는 수준까지 온도와 밀도를 높이는 데 도움이되기 때문입니다. 융합이 작동하기에는 밀도가 너무 낮습니다.

이 모든 것의 기본 결과는 핵융합 부산물 (헬륨)이 점점 더 많은 공간을 차지함에 따라 별의 연소 영역 (에너지 생산 영역)이 별의 중심에서 점차 멀어지고 있다는 것입니다. .

이것은 태양이 커지고 있다는 것을 의미합니까? 아니, 태양의 질량이 수년에 걸쳐 꾸준히 감소하고 있다는 것을 기억해야하기 때문입니다. 태양이 방출하는 모든 에너지는 실제로 한 번에 질량 이었기 때문입니다. 태양은 빛을 발산함으로써 꾸준히 질량을 잃고 있습니다. 체중 감시자보다 훨씬 쉽습니다. 헬륨은 수소보다 밀도가 높으므로 코어는 실제로 점점 더 많은 헬륨이 생성되면서 서서히 밀도가 높아집니다.

느린 압착 과정이 태양의 에너지 문제를 해결 한 것 같죠? 헬륨이 조금 더 많으면 에너지 생산 지역이 중앙에서 서서히 밀려납니다. 그래서 모든 것이 괜찮습니다. 태양 (그리고 이와 같은 별)이 그렇게 오래 만 할 수 있기 때문에 실제로는 아닙니다. 결국 그것은 수축이 정수 역학적 평형을 유지하기위한 에너지를 생산할 수있을만큼 충분히 높은 내부 영역을 가열 할 수없는 지점에 도달 할 것입니다. 물건을 뜨겁고 조밀하게 유지하는 중력이 있지만 상황을 돕기에는 충분하지 않습니다. 재료를 얼마나 단단히 짜낼 수 있는지와 재료를 얼마나 뜨겁게 얻을 수 있는지에는 한계가 있습니다.

이 시점에서 코어에서 연소되는 수소는 더 이상 중요하지 않으며 대형 헬륨 코어 주변에 얇은 수소 껍질 만 연소됩니다. 별은 메인 시퀀스 수명이 거의 끝났습니다.

그림 2. 태양과 같은 별의 바깥층은 핵의 압축과 가열에 의해 밀려 나옵니다. 핵융합이 많이 일어나지 않더라도 핵의 중력 가열로 인해 열 흐름이 증가하고 별의 외층이 부풀어 오른다.

수소의 껍질 연소는 많은 에너지를 생산하지 않기 때문에 별의 바깥층을 유지하는 데 실제로 도움이되지 않습니다. 그러나 바깥층은 유지되고 있습니다-어떻게? 그것은 그 안에있는 모든 뜨거운 가스 또는 열 에너지로 인한 것입니다. 이것은 코어를 압착하여 생성되는 열입니다. 중력의 영향을 기억하십시오-코어가 더 작아지고 뜨거워 지도록 코어를 압축하고 압착합니다. 코어의 열이 너무 커서 "외부 층을 지탱하는"부분을 과도하게 사용하기 시작할 것입니다. 사실 그것은 별의 바깥층을 부 풀릴 것입니다. 외층이 퍼지면 식어지고 관측 된 별의 표면 온도가 감소합니다. 여기에 뭐가 있습니까? 우리는 Red Giant를 얻습니다-새 섹션을 시작하는 것이 좋습니다.

레드 자이언츠

마침내 우리는 당신이 이것을 기다리고 있다는 것을 알고있는 적색 거성 무대에 도착합니다. 첫째, 몇 가지 설명 : 동시에 두 가지 반대 현상이 발생하는 것처럼 보이기 때문에 적색 거성이 약간 혼란 스럽습니다. 코어는 압축으로 인해 점점 더 뜨거워지고, 바깥층은 더 넓어지고 더 차가워집니다. . 두 가지 반대 방향으로 진행되는 일이 있습니다. 그러나 이러한 것들은 관련이 있습니다. 코어가 가열되지 않으면 외층이 확장되지 않습니다.

태양의 경우 화성의 궤도보다 더 큰 크기로 확장되거나 현재 크기보다 약 430 배 더 커지며 표면 온도는 3500K이고 광도는 현재 값의 20,000 배입니다. . 물론, 중심 온도는 증가 할 것입니다 (압착이 여전히 진행되고 있음을 기억하십시오). 약 1 억 K에 가까워 질 것입니다. 태양의 크기가 화성의 궤도 크기만큼 커질까요? 지구는 어떻게 될까요? -당연하지. 태양은 매일 점점 더 커지고 광도가 증가하여 지구의 표면 온도가 상승 할 것입니다 (이것은 정말 큰 시간 지구 온난화 현상입니다). 결국, 지구상의 모든 생명체가 강렬한 열과 복사에 의해 파괴 된 후에 행성은 팽창하는 태양의 바깥층으로 들어갈 것입니다. 곧바로 타지 않으면 아마도 태양의 중심을 향해 나선형으로 들어가서 결국 타 버릴 것입니다. SPF 40조차도 그 시점에서 도움이되지 않을 것 같습니다. 이것은 지구에서 일어날뿐만 아니라 수성, 금성, 화성이이 운명을 공유 할 가능성이 높습니다. 목성과 토성은 현재로서는 안전한 곳일 수 있으므로 가격이 여전히 낮을 때 부동산을 구입하는 것이 좋습니다.

코어는 지속적으로 압축되어 점점 더 뜨거워지고 밀도가 높아지고 있습니다. 제한이 없나요? 끝날까요? 네, 한계가 있습니다. 한계는 양자 역학의 일부 법칙으로 인해 발생합니다. 이 법칙 중 하나는 우리가 원자와 전자와 같은 것들을 얼마나 단단히 포장 할 수 있는지 알려줍니다.별의 핵이 전자가 가능한 한 단단히 채워지는 지점에 도달하면 물질은 전자가 퇴화된다고합니다. 따라서 적색 거성의 핵심은 점점 더 많은 전자가 퇴화되고 있습니다. 전자 퇴화 물질의 특이한 특성 중 하나는 일단 전자가 퇴화되면 더 조밀하게 만들 수 없다는 것입니다. 아무리 세게 짜내고 압축해도 밀도가 높아지지 않습니다. 더 뜨거워 지지만 밀도가 높아지지는 않습니다.

적색 거성에서 일어나는 또 다른 일은 바깥층이 매우 대류가된다는 것입니다. 사실, 거대한 대류 기포가 코어까지 내려 갔다가 다시 표면으로 돌아옵니다. 화성의 궤도만큼 큰 별의 경우, 이것들은 매우 큰 거품입니다! 이 거대한 대류 거품의 한 가지 깔끔한 측면은 재료를 정말 멋지게 혼합 할 수 있다는 것입니다. 때로는 코어에서 표면으로 물건을 끌어 올 수도 있습니다. 적색 거성들은 표면층에서 다소 특이한 화학적 조성을 가질 수 있습니다. 왜냐하면 코어에있는 고밀도 물질이 스펙트럼을 얻을 때 볼 수있는 바깥층의 물질과 혼합 될 수 있기 때문입니다. 이것은 천문학 자들이 적색 거성들과 함께 본 것으로, 우리 컴퓨터 프로그램에서도 예측되는 특징입니다.

핵심으로 돌아갈 시간입니다. 코어 온도가 1 억 K에 도달하면 헬륨 융합이 발생할 수있을만큼 뜨겁습니다. 믿거 나 말거나 이것은 좋은 일입니다. 실제로 별의 핵심은 헬륨이 발화 할 때 전자가 퇴화되고 그 결과로 발생하는 발화는 오히려 재앙적인 사건이기 때문에 처음에는 그렇게 좋지 않습니다. 이 헬륨 플래시 저 질량 별의 핵에서 헬륨 연소가 빠르게 시작됨을 표시합니다. 헬륨 섬광은 별의 내부 구조를 크게 바꿀 수있는 다소 격렬한 폭발입니다. 부분적으로는 코어의 물질이 전자가 너무 퇴화하기 때문입니다. 헬륨 플래시는 핵 깊숙이 묻혀 있기 때문에 실제로 볼 수 없으며 상대적으로 빠르게 발생하지만 핵융합 트랙에서 별을 되 찾습니다. 태양보다 더 무거운 별은 일반적으로 전자가 축퇴하는 핵을 가지고 있지 않기 때문에 헬륨이 점화 될 때 별 문제가되지 않습니다. 저 질량 별의 경우, 헬륨 섬광은 또한 핵에서 전자 축퇴를 제거하는 추가 보너스를 가지고 있습니다.

이제 우리는 일종의 행복한 별을 얻었습니다. 그것은 두 번째 바람을 얻었습니다. 헬륨 융합은 코어에 많은 양의 에너지를 만들고 코어는 더 이상 전자가 축퇴하지 않습니다. 안타깝게도 헬륨 연소는 수소 연소만큼 에너지 효율적이지 않기 때문에 비용 대비 효과가 적습니다. 수소 융합보다 옥탄가가 낮은 연료로 생각할 수 있습니다. 기본적인 결론은 각 수소 융합 반응에서 생성 된만큼의 에너지가 각 헬륨 융합 반응에서 생성되지 않기 때문에 별이 충분한 양의 에너지를 생성하기 위해 헬륨을 더 빨리 태워야한다는 것입니다. 핵은 여전히 ​​매우 뜨겁기 때문에 많은 열 에너지를 생성하여 외부 층을 부풀려서 별은 여전히 ​​차가운 적색 거성입니다.

그림 3. 헬륨 융합이 시작된 후 적색 거성의 내부. 별의 크기는 대략 수백 A.U.s 정도이지만 핵은 지구만큼만 크다. 코어의 클로즈업은 여러 레이어가 존재 함을 보여줍니다. 중심에는 헬륨 융합의 부산물 인 탄소와 산소가 있습니다. 그 위에는 융합되고있는 헬륨 층과 융합되지 않는 헬륨 층이 있습니다 (너무 차갑거나 밀도가 낮음). 헬륨 층 위에는 매우 작은 껍질에 수소 융합 층이 있습니다. 이 레이어는 코어의 바깥 쪽 가장자리를 표시합니다. 나머지 별은 대부분 별이 시작해야했던 동일한 구성 (주로 수소와 헬륨)입니다.

이제 헬륨은 삼중 알파 과정으로 알려진 것을 통해 탄소 (C)와 산소 (O)로 융합됩니다. 이것은 일종의 어리석게 들리는 이름이지만 헬륨 (알파 입자)의 구식 이름에서 비롯된 것입니다. 세 개의 헬륨 원자를 함께 결합하면 탄소 (에너지와 함께)가 생성되고 4 개의 헬륨 원자가 결합하여 산소 (및 에너지)를 만듭니다. 쿼드 러플 알파 프로세스라고 할 수 있겠지만 발음하기는 쉽지 않습니다. 어쨌든 헬륨의 융합으로 돌아가 보자. 헬륨 융합은 수소 융합보다 효율성이 떨어지기 때문에 매우 빠르게 진행되고 탄소와 산소가 별의 핵에서 점점 더 많은 공간을 차지하기 시작합니다. 익숙한 것 같습니까? 그래야한다. 다시 말하지만, 타는 것은 별의 중심에서 점점 더 멀어지고 핵은 다시 퇴화되기 시작합니다. 헬륨의 새로운 영역이 타기 시작하면 별은 헬륨 껍질 섬광 (열 펄스라고도 함)을 경험할 수 있습니다. 이들은 폭발성 헬륨 섬광과 유사하지만, 더 적은 재료가 포함되고 헬륨 섬광이 발생했을 때 코어만큼 퇴화되지 않기 때문에 덜 강력합니다. 이 헬륨 껍질 섬광은 상당히 번거 롭습니다. 왜냐하면 그들은 상당한 양의 에너지를 방출하기 때문입니다. 일종의 폭력적이고 제어 할 수없는 딸꾹질과 같습니다.

약 10 억년 후 (태양과 유사한 별의 경우), 핵에 탄소와 산소가 축적되면 탄소와 산소가 너무 많은 공간을 차지하기 때문에 상당한 양의 에너지 생성이 차단됩니다. 이것은 별의 줄 끝을 표시합니다. 코어가 수축하기 시작하지만 수축은 다음 융합 과정을 점화하기에 충분한 온도 나 밀도를 생성하지 않습니다. 별은 수명의 약 10 % 만 적색 거성으로 보낼 것입니다. 두 번째 생애 동안은 그리 많지 않지만 얻을 수있는 것을 가져갑니다.

헬륨의 끝이 모든 별의 끝을 타는 것일까 요? 아니요, 태양보다 더 무거운 별은 헬륨 융합 단계가 중지되면 다음 연소 단계로 계속 진행할 수 있습니다. 질량이 많을수록 중력이 더 많이 당겨져 (또는 수축) 코어가 더 많이 압박된다는 것을 기억하십시오. 더 많이 압착하면 온도와 밀도가 높아집니다. 이 더 큰 질량의 별들에 대해 탄소는 다음에 탄 다음에는 탄소 다음으로 더 무거운 원소가 타 버릴 것입니다. 그러나 별이이 무거운 원소들의 융합에 필요한 높은 수준으로 온도와 밀도를 올릴만큼 충분히 거대 할 때만 가능합니다. 별은 적색 거성으로 남아 있으며 기본적으로 모든 융합 단계를 완료 할 때까지 H-R 다이어그램의 오른쪽 상단 영역에 매달려 있습니다. 다른 질량 별은 HR 다이어그램에서 더 높은 질량의 별과 함께 배열되는 경향이 있지만 항상 사실은 아닙니다. 적색 거성 단계의 별 배열은 Main Sequence 단계 에서처럼 멋지고 질서 정연하지 않습니다. . 적색 거성의 질량을 정확하게 결정하는 것은 다소 어렵습니다.

그림 4. 태양 진화의 다양한 단계가 여기에 요약되어 있습니다. 이것은 또한 질량이 태양과 유사한 대부분의 다른 저 질량 별들이 진화하는 방식이기도합니다. 태양의 현재 위치는 진화 경로를 따라 노란색 점으로 표시됩니다. 진화 방향은 화살표로 표시됩니다.

태양과 같은 별이 어떻게 그 존재를 끝내는지 알아보기 전에 태양과 같은 저 질량 별의 융합 역사를 요약 해 보겠습니다. 아래 나열된 다양한 지점은 그림 4에 표시되어 있습니다.

  1. 수소는 핵에서 융합되어 헬륨과 에너지를 생성합니다. 스타는 메인 시퀀스에서 보내는 시간 인 수명의 90 % 동안 행복하게이 일을하고 있습니다. 이것은 태양의 총 MS 수명이 약 100 억년에 달합니다.
  2. 코어의 수소 융합은 대부분 중단되며 얇은 껍질의 수소 융합 만 여전히 발생합니다. 이 시점에서 별은 적색 거성입니다. 외부 층이 부풀어 오르는 동안 중앙의 압축은 전자 축퇴 코어를 형성하기 시작합니다.
  3. 수소 껍질 연소는 퇴화 코어 주변의 작은 층에서 계속됩니다. 푹신한 붉은 거인은 다소 불안정하고 바깥층은 매우 대류합니다. 이것은 중앙에서 표면으로 무거운 요소를 불러와 다소 기괴한 스펙트럼을 생성 할 수 있습니다.
  4. 헬륨 플래시는 코어에서 헬륨 융합의 시작을 알립니다.
  5. 에너지와 탄소와 산소의 부산물을 생산하는 헬륨 핵융합이 시작됩니다. 헬륨 핵 주위에 얇은 층의 수소 껍질이 연소되지만 헬륨 융합만큼 많은 에너지를 생산하지는 않습니다.
  6. 헬륨 코어 연소는 탄소와 산소가 축적됨에 따라 감소하므로 얇은 껍질에는 헬륨과 수소 만 연소됩니다. 이것은 또한 헬륨 껍질 섬광이 발생하여 별의 구조를 파괴하는 시간입니다.
  7. 다음은 무엇입니까? 그것은 질량에 따라 달라지며, 더 높은 질량의 별들은 더 많은 융합 단계를 계속합니다. 아마도 하나 이상의 융합 단계, 아마도 2 개 또는 3 개일 것입니다. 그것은 모두 별의 질량에 달려 있습니다-더 많은 질량, 더 많은 융합.

브라운 드워프

그림 5. 지금까지 발견 된 가장 차가운 갈색 왜성은 WISE 1828 + 2650으로 표면 온도가 약 300K (화씨 80도)에 불과합니다. 색상이 트루 컬러가 아닙니다. 이미지를 클릭하면 더 크게 볼 수 있습니다. 이미지 크레딧 : NASA / JPL-Caltech / UCLA.

수소 융합의 한계는 무엇입니까? 별이 가질 수 있고 수소를 융합 할 수있는 가장 낮은 질량은 태양 질량의 약 8 %입니다. 별이 형성 될 때 형성되는 대부분의 별은 질량이 매우 낮기 때문에 매우 작은 물체가 많이있을 것입니다. 우리는 이것을 정말로 낮은 질량이 아닌 별이라고 부를까요? 이것들은 Brown Dwarfs로 알려져 있습니다. 이 별은 표면 온도가 약 1000K 이하이며 태양 광도의 일부를 가지고 있습니다. 이러한 물체는 탐지하기가 매우 어려우며 L 형과 T 형 별의 특성을 가지고있는 것 같습니다. 그래서 L 별은 정말 갈색 왜성입니까? 꼭 그렇지는 않습니다. 일부 L 별은 수소를 융합하기에 충분히 커서 갈색 왜성이 아닌 반면 다른 L 별은 수소를 융합하기에 너무 작아 갈색 왜성으로 간주되어야합니다. 모든 T 유형이 갈색 왜성 일 가능성이 더 큽니다. 이 별들 중 어떤 별이 수소를 융합하고 있는지, 어떤 별은 빛을 거의 발산하지 못하기 때문에 결정하기가 정말 어렵고, 그것들을보고 정확하게 특성을 측정하는 것은 매우 어렵습니다. 우리는 적외선 망원경을 사용해야합니다. 스피처슬기로운 그들을 감지합니다. 사실, 스피처 갈색 왜성뿐만 아니라 그 주변의 먼지 원반도 발견했습니다.이 원반은 꽤 큰 원반이기 때문에 두드러집니다. 지금까지 가장 차가운 (그리고 아마도 가장 작은) 별은 T9 유형으로 분류되며 온도는 약 500-600 K입니다.

갈색 왜성보다 더 차갑거나 작은 별이 있습니까? 물론 있습니다. 천문학 자들은 T 별 이외에 또 다른 스펙트럼 유형이 있다고 제안했으며,이 멋진 물체는 "Y"유형 갈색 왜성 또는 갈색 미만 왜성으로 알려질 것입니다. 불행히도 Y 형 별이 거의 발견되지 않아 그 특성을 이해하기 어렵고 실제로 별이 아닌 행성이어야하는지 결정하기도 어렵습니다. 일반적으로 이들이 자유롭게 떠 다니고 이진 또는 다중 항성 시스템의 일부가 아니라면, 적어도 형성 방식에서 "별과 같은"것으로 간주되어야합니다. 현재 가장 멋진 물체도 상대적으로 우리와 가깝습니다. WISE 0855-0714는 태양에서 2.2 pc에 불과합니다. 의 관찰을 기반으로 슬기로운 및 스피처 적외선 망원경,이 물체의 온도는 225-260K 사이입니다. 이것은 남극에서 경험할 수있는 일종의 온도입니다! 그래서 그것은 별입니까 아니면 행성입니까? 이 시점에서 실패한별로 가장 잘 설명 될 수 있습니다.

갈색 왜성을 찾는 것은 매우 어렵지만 질량을 측정하는 것도 매우 어렵습니다. 이것은 최근에 행해졌는데, 천문학 자들은 두 개의 갈색 왜성의 질량을 측정 할 수 있었고 태양 질량의 약 3 %에 불과한 질량을 발견했습니다. 갈색 왜성은 또한 우리 은하의 구조에서 역할을 할 수 있습니다. 왜냐하면 그들은 매우 흔해야하고 은하의 전체 질량에 실질적으로 기여할 수 있기 때문입니다. 항성 진화의 경우 브라운 드워프는 융합이 없기 때문에 거의 막 다른 골목에 지나지 않습니다. 그들은 어떤 식 으로든 변화하거나 진화하지 않고 시간이 지남에 따라 식을뿐입니다. 꽤 지루합니다.

갈색 왜성보다 더 흥미로운 것을보고 싶기 때문에 태양과 같은 별에 대한 논의로 돌아가 모든 융합 단계를 마친 후 어떤 일이 일어나는지 살펴 봐야합니다.

스텔라 데스

낮은 질량 죽음 (태양과 같은 별)

결국 적색 거성 단계는 별이 더 이상 중심부에서 아무것도 태울 수 없을 때 끝납니다. 태양의 경우 연소되는 마지막 원소는 헬륨입니다. 다른 더 무거운 별은 충분히 무거운 경우 핵과 기타 무거운 원소에서 탄소, 산소 또는 네온을 태울 것입니다. 물론 별이 원소를 태울 때마다 부산물로 더 무거운 원소가 생성됩니다. 결국 다음 굽기주기가 시작될만큼 코어가 뜨거워 지거나 밀도가 높아질 수 없기 때문에 굽기를 중지해야합니다.

별이 요소 융합을 중단하면 H-R 다이어그램의 오른쪽 상단 모서리로 진화합니다. 이것은 코어의 압축과 그에 따른 외층의 팽창 때문입니다. 별이 점점 더 부풀어 오르고 있습니다. 이것은 또한 외부 층의 대류가 매우 극심하여 전체 별이 거의 완전히 대류하는 시간입니다. 그것이 충분히 나쁘지 않다면, 태양과 같은 저 질량 별에서 헬륨 껍질 섬광은 가끔씩 계속 발생하며 짧은 시간에 많은 에너지를 방출합니다. 이것은 오히려 별의 바깥층이 실제로 바깥쪽으로 밀려 나가는 딸꾹질의 매우 불쾌한 경우를 갖는 것과 같습니다. 그들의 삶의이 단계에서 별의 또 다른 측면은 매우 강한 항성풍 (정말 초강풍)의 발달입니다. 늘어난 표면층, 헬륨 쉘 플래시 및 초풍으로 외부 층을 더 멀리 밀어내는 작업이 너무 많습니다. 이 모든 과정의 결합 된 에너지는 별의 바깥층을 날려 버리는 데 도움이 될 수 있습니다. 사실 이것은 별의 바깥층이 이미 중심부에서 상당히 멀리 뻗어 있기 때문에 (빨간색 거대 함을 기억하십시오) 별이 그것들을 효과적으로 붙잡는 것이 더 어렵습니다. 중심에서 멀수록 중력이 낮아집니다.)

최종 결과는 외부 레이어가 날아가는 것입니다. 바깥층이 날아 가면서 별에서 흘러 나오는 뜨거운 가스가 많이있을 것입니다. 별의 바깥층이었던 곳은 별의 핵심 만 남게됩니다. 때로는 재료가 링으로 방출되고 때로는 재료가 두 방향으로 날아갑니다. 양극성 유출) 재료가 거품으로 날아갈 수도 있습니다. 제공되는 애니메이션은 재료가 방출되는 방식에 대한 다양한 이론을 기반으로합니다. 양극성 유출의 경우 두 별의 상호 작용이 깔때기 모양의 유출을 일으킨다 고 믿어진다. 어쨌든 많은 양의 재료 (기본적으로 코어 외부의 모든 재료)가 우주로 날아갑니다. 이것은 a로 알려진 구조를 생성합니다 행성상 성운 -그리고 천문학에서 물건을 명명하는 위대한 전통에서, 그것은 행성과 아무 관련이 없습니다! 옛날 사람들이 망원경으로 이런 것들을 보았을 때, 그들은 대부분의 행성상 성운이 원반 모양을 가지고 있고, 그런 모양으로 보이는 다른 것은 행성뿐이라는 것을 알았습니다. 예, 그것은 매우 절름발이 이유이지만 우리는 그것에 갇혀 있습니다.

별을 죽일 시간입니다. 다소 불쾌한 행성상 성운 단계에서 태양과 같은 별은 질량의 약 40 % 이상을 잃게됩니다. 더 무거운 별은 질량의 훨씬 더 많은 부분을 잃을 것입니다. 일부 행성상 성운은 멋지고 완벽하게 구형이 아닙니다. 일부는 불규칙한 질량 손실 또는 여러 단계의 질량 손실로 인해 다소 특이한 모양을 가지고 있습니다. 일반적으로 행성상 성운은 크기가 몇 광년이고 가스는 여전히 상대적으로 높은 속도 (수천 km / s)로 별에서 멀어지고 있습니다. 행성상 성운의 가스는 뜨겁고 조밀 한 핵의 열로 인해 다소 뜨거워지기 때문에이 단계가 시작된 후 수년 동안 볼 수 있습니다.

그림 6. 행성상 성운의 예. 모든 이미지는 허블 우주 망원경에서 가져온 것입니다. 맨 윗줄은 물질이 두 방향으로 분출되는 일반적인 양극성 유출 모양의 성운을 보여줍니다 (극에서 나온 것으로 가정). 다른 모양은 성운이 우리쪽으로 기울어 지거나 멀어 지거나 방출 된 물질이 얼마나 잘 정렬되어 있는지 때문일 수 있습니다. 왼쪽의 두 이미지는 원형의 다양한 행성상 성운입니다. 처음에는 이러한 원형 모양이 재료의 원형 또는 구형 방출로 인한 것이라고 생각되었지만 일부에서는 원형 모양이 양극성 유형의 끝단 정렬 때문일 수 있다고 생각합니다. 이미지 크레딧 : NASA, ESA, 허블 헤리티지 팀 (STScI / AURA), Bruce Balick (워싱턴 대학교), Vincent Icke (네덜란드 라이덴 대학교), Garrelt Mellema (스톡홀름 대학교), R. Sahai & amp J. Trauger ( JPL).

시간이 지남에 따라 별에서 나오는 가스의 흐름이 멈추고 행성상 성운의 가스는 냉각되어 우주에서 떠 다니는 나머지 가스 사이에서 사라집니다. 이 물질의 멋진 점은 종종 무거운 원소가 풍부하다는 것입니다. 기억하세요.이 단계는 별이 모든 다양한 융합 과정을 완료 한 후에 발생하므로 물질에 무거운 원소가 과도하게 포함됩니다. 이것은 무거운 원소 (수소와 헬륨 이외의 물질)가 우주로 퇴적 될 수있는 한 가지 방법입니다. 이것은 우리가 나중에 다시 언급 할 중요한 점입니다.

행성상 성운 단계 이후 별에서 남은 것은 모두 뜨겁고 작은 핵뿐입니다. 핵심은 무엇을하고 있습니까? 그것은 타지 않지만 여전히 중력의 영향을 다루어야하는데, 이것은 물질이 다시 전자가 퇴화되는 지점까지 코어를 압축 할 것입니다. 해당 지점에 도달하면 압축이 중지됩니다. 별은 이제 뜨겁고 밀도가 높지만 안정적인 물체입니다. 그것은 꽤 지루하지만 어떤면에서는 꽤 기괴합니다. 그것은 여전히 ​​전자가 퇴화되어 오히려 비정상적으로 만듭니다.

남은 핵은 태양 질량의 약 1/2에 해당하는 질량을 가지지 만 지구와 비슷한 반경 (약 6000km)을 가질 것입니다. 표면 온도는 최대 100,000K이지만 시간이 지나면 냉각됩니다. 이 물체의 밀도는 입방 cm 당 약 1 백만 그램입니다. 이것은 폭스 바겐의 밀도와 거의 같습니다. 일반 폭스 바겐이 아니라 각설탕 크기로 분쇄 된 것입니다. 꽤 밀도가 높죠?

그림 7. 지구 (왼쪽)와 비교 한 전형적인 백색 왜성 (오른쪽). 반경은 지구와 비슷하지만 백색 왜성의 질량은 태양의 질량에 훨씬 더 가깝습니다. 이것은 매우 조밀 한 물체를 만듭니다. NASA의 지구 이미지 제공.

이 뜨겁고 조밀하고 작은 물체를 무엇이라고 부릅니까? 백색 왜성-사실, 이런 이름은 작고 뜨겁습니다. 와우, 천문학에서 실제로 의미가있는 이름입니다.

이제 백색 왜성에 대해 정말 멋진 것이 있습니다. 그들은 전자가 퇴화하는 물체이기 때문에 일반 물체가하는 것과 같은 물리 법칙을 따르지 않습니다. 누군가이 기능의 흥미로운 결과를 지적했습니다.이런 것들에 대해 생각하고 있던 젊은 학생 인 Subrahmanya Chandrasekhar는 다소 놀랍게 깨달았습니다. 백색 왜성에 더 많은 질량을 추가하면 크기 (반경)가 작아진다는 사실입니다. 더 많은 질량, 더 많은 수축-이것은 말이되지 않지만, 이것은 퇴화 물질이 작용하는 방식입니다. Chandrasekhar는 결국 충분한 질량을 추가하면 백색 왜성이 0 크기로 축소된다는 것을 알아 냈습니다! 그것은 그것이 존재할 수 없다는 것을 의미합니다-당신은 결국 크기가없는 것을 가질 수 없습니다 (나중에 우리는이 규칙을 깨뜨릴 것입니다). 찬드라 세 카르는 만약 어떤 물체가 전자가 퇴화된다면 그것은 태양 질량이 이보다 더 큰 1.4 태양 질량보다 클 수 없으며, 존재하지 않게 될 것이라고 결정했습니다. 우리가 알고있는 모든 백색 왜성은 안정적이므로 모두 태양 질량이 1.4 미만이어야합니다. 실제로 질량을 측정 할 수있는 곳에서는 항상 태양 질량이 1.4 개 미만이라는 것을 알 수 있습니다. 이 질량 한계를 찬드라 세 카르 한계라고합니다. 찬드라 세 카르 한계를 생각하는 가장 좋은 방법은 아마도 레슬링 선수가 자신의 체중 한계를 넘 으려는 레슬링 선수와 같을 것입니다.하지만 레슬링 선수의 경우 그는 백인 왜성과 달리 과체중이라면 여전히 존재할 것입니다.

별이 결국 백색 왜성이 되려면 찬드라 세 카르 한계 (태양 질량 1.4 개) 미만이어야합니다. 일부 천문학 자들은 주 계열에서 시작된 별이 태양 질량의 약 8 배에 달하는 생명체가 백색 왜성으로 끝날 수 있다고 생각합니다. 이것이 일어나려면, 그들은 백색 왜성이되는 길에 적어도 6.6 개의 태양 질량을 잃어야합니다. 이것은 많은 물질을 잃을 것입니다. 그리고 행성 성운 단계에서 많은 양의 물질을 잃을 수도 있습니다. 꾸준하고 강한 항성풍과 같은 다른 방식으로. 어떻게 하던지, 여전히해야합니다! 그렇지 않다면 별은 백색 왜성이되지 않지만 다른 일이 일어날 것입니다 (나중에 보시게 될 것입니다).

그림 8. 태양과 같은 별의 전체 진화, 메인 시퀀스에서 헬륨 융합 및 행성상 성운 단계, 흰색 왜성 및 궁극적으로 검은 왜성 단계까지. 헬륨 융합 단계의 끝에서 행성상 성운 단계까지의 선은이 경로가 잘 알려져 있지 않기 때문에 그려지지 않습니다.

그림 8에서 태양의 진화는 ZAMS에서 백색 왜성 단계까지 다이어그램으로 표시됩니다. 헬륨 융합 단계의 끝과 행성 성운 단계 사이에 실선이 없다는 것을 알 수 있습니다. 별 진화의이 부분은 플롯하기가 다소 어렵 기 때문입니다. 이 기간이 시작될 때 별은 뜨겁고 압축 된 핵을 가진 매우 차가운 적색 거성입니다. 그런 다음 행성상 성운 단계가 시작되면 기본적으로 차가운 외층을 벗겨 내고 뜨거운 핵을 드러냅니다. 어떤면에서 그것은 매우 짧은 시간에 H-R 다이어그램의 맨 오른쪽에서 왼쪽 끝까지 점프합니다.

태양이 결국 행성상 성운 단계를 통과 할 때, 태양 질량은 약 0.4 태양 질량을 잃고 0.6 태양 질량의 백색 왜성이됩니다. 그다지 흥미롭지는 않지만 다른 무엇을 할 수 있습니까? - 아무것도. 백색 왜성이 할 수있는 유일한 일은 식히는 것입니다. 결국 너무 차가워 져서 볼 수 없을 때까지 (광도가 온도에 따라 어떻게 달라지는 지 기억하십시오) 더 차가워지고 덜 밝아 질 것입니다. 백색 왜성이 완전히 식 으면 흑색 왜성이됩니다. 그러나 현재 우주에는 흑 왜성이 존재하지 않을 정도로 오랜 시간이 걸립니다 (우주는 존재하기에 충분히 오래되지 않았습니다). 백색 왜성의 크기와 궁극적 인 운명을 보여주는 다소 멋진 애니메이션은 여기에서 볼 수 있습니다.

태양보다 더 무거운 별은 어떻습니까? 더 많은 질량은 더 많은 중력을 의미하고 더 많은 중력은 코어의 더 많은 열을 의미하며 코어의 더 많은 열은 더 많은 융합 사이클이 발생할 수 있음을 의미합니다. 이 별들은 탄소 나 산소와 같은 다른 원소를 태우기 시작할 기회가 있습니다. 별의 질량이 많을수록 더 많은 핵융합주기를 겪을 수 있습니다. 이것은 매우 빠르게 수행됩니다. 큰 별은 연료를 빠르게 소모합니다. 연료가 더 많지만 사용에있어 그다지 경제적이지 않습니다. 그들이 태양보다 더 많은 것을 태울 수 있지만, 그들은 그것을 사용하는 방법에 대해 여전히별로주의하지 않습니다. 큰 별은 결국 백색 왜성으로 끝나지만 몇 번 더 불타는주기를 거치는 경향이 있습니다. HR 다이어그램에서이 별들이 다른 원소를 태우고있을 때, 그들은 적색 거성 또는 적색 초거성이 발견되는 지역을 돌아 다닐 것입니다. 그들은 연료가 지속되는 한 적색 거성 또는 초거성으로 머물 것입니다. 그것은 다 떨어지고, 그들은 태양처럼 백색 왜성 위치 (행성 성운 단계를 거친 후)로 내려갈 것입니다.

모든 백색 왜성이 같은 것은 아닙니다. 그들은 매우 다른 구성을 가질 수 있습니다. 백색 왜성은 핵의 유골이므로 별의 핵심이 무엇이든 결국 백색 왜성으로 구성된다는 것을 기억하십시오. 질량이 매우 낮은 별의 경우, 헬륨을 생성하는 수소 융합 순환 만 거치게됩니다. 그 별의 백색 왜성은 주로 헬륨으로 만들어 져야합니다. 태양과 같은 별은 헬륨을 태워 탄소와 산소를 생성합니다. 태양의 백색 왜성은 주로 탄소와 산소로 만들어집니다. 산소, 네온, 마그네슘의 혼합과 같은 다양한 물질로 만들어진 백색 왜성이 있습니다. 주 계열에있는 별이 클수록 최종 융합 산물이 더 무거워지고 이것은 백색 왜성의 최종 구성을 결정합니다. 이제 일부 백색 왜성의 흥미로운 운명을 살펴 보겠습니다.

백색 왜성이 태양의 백색 왜성처럼 우주에 혼자 앉아 있다면 다른 일이 많이 일어나지 않을 것입니다. 이진 시스템, 특히 상황이 정말 빡빡한 가까운 이진 시스템이라면 실제로 매우 흥미로울 수 있습니다.

가까운 이원계에서 질량이 한 별에서 다른별로 이동하는 것이 가능합니다. 이것은 쌍성계 진화의 특정 단계에서 발생할 수 있습니다. 일어날 수있는 일의 한 가지 예는 다음과 같습니다. 질량이 약간 다른 두 개의 별이 있다고 가정 해 보겠습니다. 더 무거운 별이 먼저 죽을 것이고 (질량이 운명을 결정하고 질량이 크다는 것은 짧은 수명을 의미 함을 기억하십시오), 큰 별은 다양한 진화 단계를 거쳐 덜 무거운 별이 할 기회를 갖기 전에 백색 왜성으로 끝날 것입니다 무엇이든. 사실, 질량이 낮은 별은 다른 별이 평생을 보낸 후에도 오랫동안 주 계열에있을 것입니다. 이제 백색 왜성 별과 주 계열 별이 있습니다. 결국 남은 MS 스타는 죽기 시작하고 레드 자이언트 단계에 들어갈 것입니다. 부풀어 오르면 점점 더 커지고 이원계 주변의 중력 경계인 Roche Lobe를 채울 것입니다.

그림 9. 신성에 필요한 재료. 하나는 백색 왜성이고 다른 하나는 적색 거성이되는 두 개의 별이 서로 주위를 돌고 있습니다. Roche Lobe는 각 별의 중력 한계를 표시합니다. 적색 거성이 팽창함에 따라 외부 층의 물질은 근처에있는 백색 왜성의 근접성으로 인해 어떤 방향으로도 팽창하지 않으므로 물질이 그쪽으로 퍼널 링됩니다. 이것은 Roche Lobes의 제약 때문입니다. 결국 백색 왜성의 물질은 신성으로 점화 될 것입니다.

Roche Lobe는 벽과 같은 물리적 장벽은 아니지만 바이너리 시스템의 중력이 어떻게 물질을 특정 방식으로 움직이게 하는지를 정의합니다. 적색 거성이 Roche Lobe의 측면을 채울 때 물질은 바깥쪽으로 확장되는 것이 아니라 다른 별을 향해 퍼널이 될 것입니다. 이것은 모두 우리의 전자 퇴화 친구의 높은 중력 때문입니다. 이제 적색 거성의 물질이 시스템의 다른 별 (이 경우에는 백색 왜성)으로 옮겨지고 있습니다. 이건 좋지 않아! 적색 거성에서 전달되는 물질은 전체 시스템이 움직이고 사물이 궤도를 따라 돌아 다니기 때문에 백색 왜성에게 직접 덤프되는 것이 아닙니다. 그래서 물질은 일종의 나선형으로 들어갑니다. 점차적으로 백색 왜성 주위에 원반이 형성됩니다. 이 물질은 백색 왜성 주위에 축적되어 부착 원반이라고합니다. 백색 왜성은 다소 뜨겁고 물질이 나선형으로 들어가는 과정에서 가열되어 자외선 (UV)을 방출하는 경향이 있습니다. 이것은 천문학 자들이 그러한 이원계를 식별 할 수있는 방법을 제공하기 때문에 좋습니다. 이것은 바이너리 시스템이고 일반 망원경에서 볼 수있는 유일한 것은 적색 거성인데, 너무 차갑기 때문에 대량의 자외선을 생성 할 수 없습니다. 다량의 UV 복사의 존재는 내부에 백색 왜성이 묻혀있는 보이지 않는 부착 디스크를 가리 킵니다. 점차적으로 물질이 백색 왜성에 도달하여 표면에 축적됩니다. 어떤 유형의 재료입니까? 그것은 주로 수소와 그 안에 약간의 헬륨의 규칙적인 혼합 인 별의 바깥층이 구성되어있는 것입니다.

그림 10. 신성에 대한 설정-하나의 별은 재료가 찢어지고 다른 별 (백색 왜성)은 재료를 끌어 당깁니다.이 재료는 부착 디스크를 형성하여 UV 광선을 방출하는 지점까지 가열됩니다.

이제 우리는 백색 왜성이 버려지고 있습니다. 얼마 후 (수년 또는 수십 년), 백색 왜성의 표면에 축적 된 물질은 폭발적인 폭발로 점화됩니다. 이 폭발의 밝기는 태양의 광도보다 약 100,000 배 더 큽니다. 여기있는 것은 Nova입니다. Novae (복수형)는 몇 주 동안 밝게 유지되지만 초신성만큼 밝지는 않습니다 (나중에 다룰 것입니다). 폭발은 매우 강력하고 활기차고 밝지 만 관련된 별을 파괴하지는 않습니다. 신성은 이원계에서 질량이 전달되어 생성되므로 동일한 항성계에서 반복해서 발생할 수 있습니다. 이것은 재발 신성. 우리 은하에는 10 개의 알려진 반복되는 신성이 있습니다. 가장 빈번한 분화에 대한 현재 기록 보유자는 U Scorpii (Scorpius 별자리)입니다. 이 시스템은 1863 년, 1906 년, 1917 년, 1936 년, 1945 년, 1969 년, 1979 년, 1987 년, 1999 년 및 2010 년에 신성화되었습니다. 여기를 클릭하여 2010 년 신성 동안 U Scorpii의 빛 변화를 확인하십시오. 나는 반복되는 노바는 일종의 반복적 인 범죄자라고 생각합니다. 그들은 단지 스스로를 도울 수없고 같은 일을 계속 반복 할 수 없습니다. U Scorpii의 경우 10 회 이상 떨어져도 다시 꺼질 가능성이 있습니다!

그림 11. Nova Cygni는 1992 년과 1993 년 (각각 왼쪽과 오른쪽)의 서로 다른 두 시간에 관측되었습니다. 시간이 지남에 따라 폭발 포탄의 확장은 두 이미지에서 분명합니다. 신성의 근원이되는 두 개의 별은 가운데에 하나의 별처럼 보인다. 이미지 크레딧 : F. Paresce, R. Jedrzejewski (STScI) NASA / ESA.

Novae는 너무 밝아서 수백만 광년 떨어진 다른 은하계에서 때때로 볼 수 있습니다. 결국 폭발은 사라질 것이지만, 그것이 지속되는 동안 멋진 빛의 쇼를 일으켰습니다. 백색 왜성이 너무 많기 때문에 매년 은하에서 수십 또는 수백 개의 신성이 발생할 수 있습니다. 신성을 생성하는 시스템은이 과정을 영원히 반복 할 수 없습니다. 결국 적색 거성이 백색 왜성이 될 것이기 때문에 결국 두 개의 백색 왜성을 포함하는 시스템을 갖게 될 것입니다. 이 백색 왜성은 무엇을할까요? -서서히 식히고 결국 한 쌍의 흑인 왜성이되지만 시간이 오래 걸립니다. 그들은 결국 꽤 지루하고 지루해집니다.

태양은 신성이되지 않을 것입니다 (신성을 가지려면 별 두 개가 필요함을 기억하십시오). 그래서 그것은 꽤 지루한 끝을 가질 것입니다. 죄송합니다, 여러분, 이것은 태양과 같은 저 질량 별에 대한 선의 거의 끝입니다.


Fusion이란 무엇입니까?

높은 에너지 생산량, 낮은 핵 폐기물 생산량, 대기 오염 부족으로 별에 동력을 공급하는 것과 동일한 근원 인 융합은 기존 에너지 원의 대안을 제공 할 수 있습니다. 하지만이 과정을 주도하는 것은 무엇입니까?

퓨전이란?

융합은 두 개의 가벼운 원자가 서로 결합하거나 융합하여 더 무거운 원자를 만들 때 발생합니다. 새 원자의 총 질량은 알버트 아인슈타인의 유명한 "E = mc 2"방정식에 설명 된 것처럼 "누락 된"질량이 에너지로 제공되는 두 원자보다 작습니다.

두 원자의 핵이 서로에 대한 혐오감을 극복하기 위해서는 동일한 전하를 가졌기 때문에 고온과 압력이 필요합니다. 온도는 태양의 중심에서 발견되는 온도의 약 6 배에 달해야합니다. 이 열에서 수소는 더 이상 가스가 아니라 플라즈마, 전자가 원자에서 제거되는 극도로 높은 에너지 상태의 물질입니다.

융합은 우주의 별에 대한 주요 에너지 원입니다. 또한 지구상의 잠재적 에너지 원이기도합니다. 의도적으로 통제되지 않은 연쇄 반응을 일으키면 수소 폭탄을 작동시킵니다. 융합은 또한 우주를 통해 공예에 힘을 실어 줄 가능성으로 간주되고 있습니다.

핵융합은 원자를 분할하여 상당한 방사성 폐기물을 발생시키는 핵분열과 다릅니다.

에너지 요리

서로 다른 원자 조합에 의존하는 융합을 요리하는 몇 가지 "조리법"이 있습니다.

중수소-트리튬 융합 : 오늘날 지구상에서 가장 유망한 힘의 조합은 중수소 원자와 삼중 수소 원자의 융합입니다. 약 7200 만 화씨 (39 백만 섭씨)의 온도가 필요한이 공정은 1,760 만 전자 볼트의 에너지를 생성합니다.

중수소는 단일 양성자와 중성자를 포함하지만 전자는 포함하지 않는 수소의 동위 원소이기 때문에 유망한 성분입니다. 차례로 수소는 지구를 덮는 물의 핵심 부분입니다. 바닷물 (3.8 리터) 1 갤런 (3.8 리터)은 가솔린 300 갤런 (1,136 리터)만큼 많은 에너지를 생산할 수 있습니다. 또 다른 수소 동위 원소 인 삼중 수소는 1 개의 양성자와 2 개의 중성자를 포함합니다. 반감기가 10 년이기 때문에 대량으로 찾는 것이 더 어렵습니다 (양의 절반이 10 년마다 감소 함). 자연적으로 찾으려는 것이 아니라 가장 신뢰할 수있는 방법은 지각에서 발견되는 원소 인 리튬을 중성자로 폭격하여 원소를 생성하는 것입니다.

중수소-중수소 융합 : 두 개의 중수소 원자를 쉽게 얻을 수 있기 때문에 이론적으로 중수소-삼중 수소보다 더 유망한이 방법은 현재 실행하기에는 너무 높은 온도가 필요하기 때문에 더 어렵습니다. 그러나이 과정은 중수소-삼중 수소 융합보다 더 많은 에너지를 생성합니다.

높은 열과 질량으로 인해 별은 다양한 조합을 사용하여 힘을 얻습니다. [비디오 : Sun to Sun & ndash The Need for Fusion Energy]

양성자-양성자 융합 : 중심 온도가 화씨 2,700 만도 (섭씨 1,500 만도) 미만인 태양과 같은 별의 지배적 인 동인 인 양성자-양성자 융합은 두 개의 양성자에서 시작하여 궁극적으로 양전자, 중성미자 및 감마선과 같은 고 에너지 입자를 생성합니다.

탄소 순환 : 온도가 더 높은 별은 수소 원자가 아닌 탄소를 합친다.

트리플 알파 프로세스 : 온도가 화씨 1 억 8 천만도 (섭씨 1 억도)를 초과하는 단계 말기에 적색 거성과 같은 별은 수소와 탄소가 아닌 헬륨 원자를 융합합니다.


별은 무엇에서 만들어 집니까?

별은 대부분 수소와 헬륨으로 구성되어 있으며 미량의 무거운 원소 만 있습니다. 별은 자체 중력에 의해 결합 된 거대한 백열 플라즈마 공입니다. 별 안에서 일어나는 주요 과정은 수소를 헬륨으로 변환하는 것입니다.

별의 핵 안에서 수소가 헬륨으로 전환되면 원소 자체가 양전하를 띤 이온의 수프처럼 존재하고 전자의 일부 또는 전부가 자유롭게 움직입니다. 이 항성 핵융합 과정은 모든 수소가 함께 융합되어 헬륨을 형성 할 때까지 수십억 년 동안 계속 될 수 있습니다. 사용 가능한 수소가 모두 소모되면 별은 팽창하여 적색 거성을 형성하고 헬륨 원자를 탄소 원자로 융합하기 시작합니다. 더 무거운 별에서 더 무거운 원소는 더 작은 원소를 결합하여 만들어지며 별이 죽을 때 우주로 방출됩니다. 초신성 동안 우라늄과 금과 같은 가장 무거운 원소가 만들어지고 별이 폭발 할 때 우주로 날아갑니다.


우주 재활용

죽어가는 별에 의한 질량 손실은 우리가 별 사이 : 우주의 가스와 먼지에서 논의한 거대한 우주 재활용 계획의 핵심 단계입니다. 별은 방대한 가스와 먼지 구름에서 형성된다는 것을 기억하십시오. 그들이 삶을 끝낼 때 별들은 가스의 일부를 은하의 원자재 저장소로 되돌립니다. 결국 노화 된 별에서 추방 된 물질 중 일부는 새로운 별 시스템의 형성에 참여할 것입니다.

그러나 노화 된 별에 의해 은하로 되돌아온 원자들은 반드시 처음에받은 것과 같지는 않다. 결국 별은 수소와 헬륨을 융합하여 생애 동안 새로운 원소를 형성했습니다. 그리고 적색 거성 단계에서는 별의 중앙 지역에서 나온 물질이 준설되어 외층과 혼합되어 더 많은 핵 반응을 일으키고 더 많은 새로운 원소가 생성 될 수 있습니다. 그 결과, 그러한 별에서 바깥쪽으로 불어 오는 바람에는 별의 핵 내부에서 "새로 주조 된"원자가 포함됩니다. (앞으로 보 겠지만,이 메커니즘은 질량이 큰 별에 더 효과적이지만 태양과 같은 질량을 가진 별에 대해서는 효과가 있습니다.) 이렇게하면 은하의 원료가 재 공급 될뿐만 아니라 새로운 요소의 주입. 이 우주 재활용 계획은 우주가 항상 더 많은“흥미로운”일을 할 수 있도록 해준다고 말할 수 있습니다.

참고 : 붉은 자이언트 태양과 지구의 운명

태양의 진화는 미래의 지구 상태에 어떤 영향을 미칠까요? 태양은 기록 된 인류 역사에서 크기와 광도가 상당히 안정적으로 보였지만 그 짧은 기간은 우리가 논의한 시간 척도와 비교할 때 아무것도 의미하지 않습니다. 지구에 대한 장기적인 전망을 살펴 보겠습니다.

태양은 약 45 억년 전에 제로 에이지 메인 시퀀스에서 그 자리를 차지했습니다. 당시에는 현재 방출되는 에너지의 약 70 % 만 방출했습니다. 우리는 지구가 지금보다 훨씬 더 추웠을 것이고 바다는 굳게 얼었을 것이라고 예상 할 수 있습니다. 그러나 이것이 사실이라면 지구가 10 억년 미만일 때 단순한 생명체가 존재하는 이유를 설명하기 어려울 것입니다. 과학자들은 이제 지구가 어렸을 때 훨씬 더 많은 이산화탄소가 지구 대기에 존재했으며 훨씬 더 강력한 온실 효과가 지구를 따뜻하게 유지했다고 설명 할 수 있다고 생각합니다. (온실 효과에서 이산화탄소 나 수증기와 같은 가스는 태양의 빛은 들어오지 만지면의 적외선 복사가 우주로 다시 빠져 나가는 것을 허용하지 않으므로 지구 표면 근처의 온도가 상승합니다.)

지구 대기의 이산화탄소는 태양의 광도가 증가함에 따라 꾸준히 감소했습니다. 태양이 더 밝아지면 지구의 온도가 올라가고 암석은 더 빨리 날씨가 나고 이산화탄소와 반응하여 대기에서 제거됩니다. 더 따뜻한 태양과 더 약한 온실 효과로 인해 지구는 대부분의 삶 동안 거의 일정한 온도를 유지했습니다. 상당히 안정된 기후 조건을 가져온이 놀라운 우연은 지구상에서 복잡한 생명체의 발달에 핵심이되었습니다.

코어에 헬륨이 축적되어 변화의 결과로 태양은 나이가 들어감에 따라 광도가 계속 증가하고 점점 더 많은 방사선이 지구에 도달 할 것입니다. 잠시 동안 이산화탄소의 양은 계속 감소 할 것입니다. (이 효과는 인간 활동으로 인한 이산화탄소의 증가를 방해하지만, 향후 100 년 동안 발생할 수있는 기후 변화를 복구하기에는 너무 느린 시간 척도에 있습니다.)

결국 지구의 가열은 극지방을 녹이고 바다의 증발을 증가시킬 것입니다. 수증기는 또한 효율적인 온실 가스이며 이산화탄소 감소를 보상하는 것 이상입니다. 조만간 (대기 모델은 정확한시기를 알 수있을만큼 아직 충분하지 않지만 5 억에서 20 억년 사이로 추정 됨) 증가 된 수증기는 온실 효과를 유발할 것입니다.

지금으로부터 약 10 억년 후 지구는 수증기를 잃을 것입니다. 대기 상층에서 햇빛은 수증기를 수소로 분해하고 빠르게 움직이는 수소 원자는 우주 공간으로 빠져 나갈 것입니다. Humpty Dumpty처럼 물 분자는 다시 합칠 수 없습니다. 지구는 오늘날의 금성과 비슷해지기 시작할 것이고 온도는 우리가 알고있는 것처럼 생명에 비해 너무 높아질 것입니다.

이 모든 것은 태양이 적색 거성이되기 전에 일어날 것입니다. 그런 다음 나쁜 소식이 실제로 시작됩니다. 태양이 팽창함에 따라 수성과 금성을 삼키고 우리 별의 외부 대기와의 마찰은이 행성들이 완전히 기화 될 때까지 안쪽으로 나선형으로 만들 것입니다. 지구가 비슷한 운명을 피할 수 있을지는 확실하지 않습니다. 이 장에서 설명했듯이 태양은 적색 거성이 될 때 질량의 일부를 잃게됩니다. 태양의 중력은 질량이 감소하면 감소합니다. 그 결과 지구 궤도의 직경이 증가 할 것입니다 (케플러의 제 3 법칙을 기억하십시오). 그러나 최근 계산에 따르면 지구에 의해 태양에 발생하는 조수로 인한 힘이 반대 방향으로 작용하여 지구의 궤도가 축소된다는 것을 보여줍니다. 따라서 많은 천체 물리학 자들은 지구가 수성과 금성과 함께 기화 될 것이라고 결론지었습니다. 이 무서운 예측이 사실이든 아니든 지구상의 모든 생명체가 반드시 소각 될 것이라는 데는 의심의 여지가 없습니다. 그러나 이것에 대해 잠을 잃지 마십시오. 우리는 지금부터 수십억 년 후에 일어날 사건에 대해 이야기하고 있습니다.

그렇다면 우리가 알고있는 지구 생명을 보존 할 전망은 무엇입니까? 당신이 생각할 수있는 첫 번째 전략은 인류를 더 멀고 시원한 행성으로 옮기는 것입니다. 그러나 계산에 따르면 행성이 거주 할 수없는 긴 기간 (수억 년)이 있습니다. 예를 들어 지구는 화성이 충분히 따뜻해지기 훨씬 전에 평생 너무 따뜻해집니다.

더 나은 대안은 지구 전체를 태양에서 점점 더 멀리 이동시키는 것입니다. 아이디어는 NASA가 우주선을 먼 행성으로 보내는 데 사용했던 것과 같은 방식으로 중력을 사용하는 것입니다. 우주선이 행성 근처를 비행 할 때 행성의 움직임을 사용하여 우주선의 속도를 높이거나 속도를 늦추거나 방향을 바꿀 수 있습니다. 계산에 따르면 소행성이 지구와 목성 사이의 올바른 궤도를 따르도록 방향을 바꾸면 궤도 에너지를 목성에서 지구로 옮기고 지구를 천천히 바깥쪽으로 이동시켜 각 플라이 바이에서 팽창하는 태양에서 멀어 질 수 있음을 보여줍니다. 지구 궤도를 변경하는 데 수억 년이 걸렸기 때문에 각 플라이 바이의 효과가 클 필요는 없습니다. (물론, 소행성을 지시하는 사람들은 궤도를 정확히 정확히 잡는 것이 더 낫고 소행성이 지구를 강타하지 않도록하는 것이 좋습니다.)

행성 전체를 다른 궤도로 옮기는 프로젝트에 대해 생각하는 것은 미친 것처럼 보일 수 있습니다. 그러나 우리는 먼 미래에 대해 이야기하고 있음을 기억하십시오. 어떤 기적에 의해 인간이 그 시간 동안 잘 지낼 수 있고 스스로를 날려 버리지 않는다면 우리의 기술은 오늘날보다 훨씬 더 정교해질 것입니다. 인간이 수억 년 동안 살아남 으면 다른 별 주위의 행성이나 서식지로 퍼질 수도 있습니다. 실제로 지구는 다른 행성에서 온 젊은이들이 우리 종의 기원에 대해 배우기 위해 돌아 오는 박물관 세계 일 수 있습니다. 또한 진화는 우리가 매우 다른 환경에서 생존 할 수 있도록 우리를 변화 시켰을 수도 있습니다. 수십억 년 동안 인류의 이야기가 어떻게 밝혀 지는지 보는 것이 흥미롭지 않을까요?


증가 이론.


부착 이론은 극심한 중력에 의해 기체 물질과 먼지가 수축하면서 발생합니다. 회전하는 덩어리는 원반을 형성하는데, 아마도 따뜻한 원형 별이 임신 기간을 수행하는 중앙에 돌출부가있는 것 같습니다. 그리고 결국이 지역의 중앙 영역은 적대적인 중력에 의해 붕괴되고 주변 가스가 코어쪽으로 계속 모이기 때문에 중심이 지속적으로 가열되도록합니다. 그때부터 프로토스 타는 열의 대부분을 방출하고 방출하며 디스크 자체가이 과정에 거의 제한을주지 않는 극지방에서 물질을 외부로 방출합니다. 그리고이 기간 동안 많은 원시 별의 먼지와 잔해가 새로 형성되는 태양계 주변으로 제거됩니다. 거기서부터 핵융합이 시작되고 별은 활동적인 핵 생활을 시작합니다. 그러나 독자는 이것을 기억해야합니다. 태양 질량의 6 % 이상인 별만이 핵융합을 시작하는 데 필요한 온도와 압력을 얻을 수 있습니다. 이 단계에서 디스크는 완전히 사라져 배아 행성을 형성합니다.

플라 네 노이드가 발달합니다. 떠오르는 별 주위를 소용돌이 치는 물질이 작은 알약을 형성하여 충돌하여 더 큰 물체를 만들 때, 우리는 그냥 '플라 네 토이 드'라고 불렀습니다. 그들은 그 지점에서 합쳐져 그들 사이에 대부분 빈 공간이있는 큰 행성을 형성합니다. 그리고 내부 시스템에서는 별의 방사능에 의해 가벼운 가스가 날아가서 커다란 암석 행성과 달을 남깁니다.

아무도 모른다 : 얼마나 많은 별이 실제로 행성을 공전하고 있을지 모른다. 수소와 헬륨으로 만 형성되는 1 세대 별은 주위에 행성이있을 수 있지만 이들은 암석 핵이없는 목성과 같은 가스 거인 일 수 있습니다. 행성과 같은 지구가 건설 되려면 별은 수소와 헬륨 구름이 더 무거운 원소를 가진 대기를 가진 2 세대 또는 3 세대 여야합니다. 그리고 우리 태양이 합리적으로 전형적인 경우라면 다른 별들이 우리와 비슷한 태양계를 갖지 않을 가능성이 거의 없어 보입니다. 그러나 오늘날의 현대 망원경으로도 이것이 사실인지 아닌지를 직접 볼 수있는 관측 력이 부족합니다! 그러나 가까운 이웃 인 Barnard의 별이 하늘을 가로 질러 움직이면서 흔들립니다. 현재 계산에 따르면 Barnard 별의 흔들림은 중력 효과로 인해 발생할 수 있습니다. 목성 크기의 두 행성.

그래서 우리의 별이 우리 태양계의 주변 벽에 천왕성과 해왕성을 만들만큼 충분한 중력 영향을주지 않는다는 사실을 제외하고는 합리적인 설명처럼 보입니다. 따라서 우리는 부착 이론을 확장하고 더 많은 중력을 생성하거나 태양계가 어떻게 생성되는지에 대한 완전히 새로운 모델을 찾아야합니다. 나는 둘 다 해냈다. 나는 별의 역사에서 간헐적 인 기간에 중력장을 확장했지만, 동시에 생명의 진화주기를 연마하고 적응시키기 위해 새로운 항성 활동을 가정했습니다.

별 리모델링 : 소용돌이 이론.

폭발하는 별을 상상해보십시오.이 별은 지구상의 화산처럼 결코 우주의 영역으로 물질을 폭발시키고 분출합니다. 그 정확한 순간, 별의 중력은 블랙홀을 형성 할 때까지 자체 원자량으로 다시 붕괴됩니다. 여러 단계를 시작하지만 해당 단계에 도달하기 전에이 이론과는 무관합니다. 초기 융합은 초신성 2, 적색 거성, 갈색, 그리고 블랙홀 단계를 계속하기 전에 백색 왜성이라고 말할 수 있습니다.

그때부터 분배 된 모든 재료는 방향으로 다시 블랙홀쪽으로 끌려갑니다. 그러나 이때 이상한 일이 일어날 것입니다. 현재 가정 된 것이 아니라, 그 물질이 블랙홀로 당겨지고, 새로 닫히는 물질은 블랙홀 자체에 대한 중력 영향을 완화하고, 구멍을 재 점화하고, 우리가 지금 말하는 것을 생성합니다. 융합 된 블랙홀 .

이 시점부터 변동하는 온도가 생성됩니다. 우리는 태양이 구상으로 타오르는 가스 공이 아니라 뜨거운 소용돌이라고 주장 할 수 있습니다. 이것은 우리가 태양계 분석을 시작할 때 몇 가지 흥미로운 옵션을 제공합니다. 수성의 근일점 운동의 결함은 소용돌이 자체의 입술에 의해 발생할 수 있습니다. 모든 소용돌이에는 입술 특성이 있어야하기 때문입니다. 그러나 우리가 말했듯이 물질이 지하 공간으로 무 방향성으로 던져지고 소용돌이 중심으로 다시 끌린다면, 물질이 응축되는 별과 근접 할 때 물질의 점화가 일어나야합니다. 균형 잡힌 힘 시스템을 유지하기 위해 이것이 발생한다고 주장 할 수 있습니다. 별의 질량과 태양계 자체의 물질 사이에서 그렇지 않다면 우주 전체가 블랙홀 안에서 무너질 수 있습니다!

우리는 전체 우주가 놀라운 속도로 하나의 블랙홀로 삼켜지고 특이점이 나타나는 시스템을 목격 할 수 있습니다. 그러므로 우리는 우주 전체를 안정시키는 데 별의 필요성의 가능성을 고려해야합니다. 이것을 상상하기 위해 물이 가득 찬 싱크대를 상상해보십시오. 플러그가 제거되고 물이 튀어 나옵니다. 이제 물이 공간이고 플러그가 별이라면 우리는 우주가 물처럼 사라지는 것을 보게 될 것입니다. 그러나 블랙홀에는 플러그가 없기 때문에 보편적 인 균형 힘은 별의 생산적인 수명주기와 상호 작용하고 특이점이 나타나는 것을 방지해야합니다. 따라서 특이점이 나타나지 않습니다.

그러나 물질이 별을 향해 끌려 가고 융합이 시작되면서 행성은 수억 년 동안 천천히 형성되고 형성됩니다. 우리는 이것을 암석이 점진적으로 행성을 구성 할 수 있도록 허용하는 '탄화 기'기간이라고 부를 수 있습니다. 별은 뜨거워지고, 행성은 궤도를 유지하고, 별은 냉각되고, 중력은 사라지고, 별은 그 별에 더 가까이 터치하여 움직입니다. 물질의 몸체가 별과 융합하고 다시 중력이 반환됩니다. 새로 형성되는 행성 만이 별에 더 가깝습니다. 그래서 우리가 목격하는 것은 사고가 아닌 다른 것이되는 단계별 과정입니다. 별들이 뜨거운 소용돌이로 바뀌면서 우리는 진화주기를 본다.


별의 삶

이 페이지 (제목에서 알 수 있듯이)는 스타의 삶에 관한 것입니다. 작은 별과 거대한 별이 일생 동안 거쳐야하는 모든 단계를 보여줍니다. 우리는 친절하게 모아 놓은 방대한 정보를받을 준비가되었을 때보고 탐색 할 수있는 모든 종류의 사진과 링크를 가지고 있습니다.

별은 성운에서 생명을 시작하는 빛나는 가스의 뜨거운 몸체입니다. 그들은 크기, 질량 및 온도가 다양하며 직경은 태양보다 450 배 작거나 1000 배 이상 큽니다. 질량의 범위는 태양 질량이 20 분의 1에서 50도 이상이며 표면 온도는 섭씨 3,000도에서 섭씨 50,000도 이상까지 다양합니다.

별의 색은 온도에 의해 결정되며 가장 뜨거운 별은 파란색이고 가장 차가운 별은 빨간색입니다. 태양의 표면 온도는 섭씨 5,500도이며 색은 노란색으로 나타납니다.

별이 생산하는 에너지는 별의 핵에서 핵융합에 의해 생성됩니다. 밝기는 크기로 측정되며 별이 밝을수록 크기가 낮아집니다. 별의 밝기를 측정하는 방법에는 두 가지가 있는데, 겉보기 크기는 지구에서 본 밝기이고, 절대 크기는 10 파섹 (32.6 광년)의 표준 거리에서 본 별의 밝기입니다. 별은 Hertzsprung Russell Diagram을 사용하여 그래프에 그릴 수 있습니다 (아래 그림 참조).

Hertzsrung Russell 다이어그램

그것은 온도가 광도와 일치한다는 것을 보여주고, 별이 뜨거울수록 별의 광도가 높아집니다. 반지름이 클수록 온도와 광도가 높아 지므로 그래프에서 각 별의 크기를 알 수 있습니다.

작은 별-태양 질량이 약 1 개인 별의 수명.

작은 별의 질량은 태양의 1.5 배에 달합니다.

1 단계 별은 고밀도 성운 지역에서 태어나 거대한 가스와 먼지 덩어리로 응축되어 자체 중력에 따라 수축합니다.

이 이미지는 Orion Nebula 또는 M42를 보여줍니다.

2 단계-응결 물질 영역이 뜨거워지고 빛을 발하여 프로토 스타를 형성합니다. 원형 별에 충분한 물질이 포함되어 있으면 중앙 온도는 섭씨 1500 만도에 이릅니다.

이 이미지는 유출 (빨간색)과 원시성입니다.

3 단계-이 온도에서 수소가 융합되어 헬륨을 형성하는 핵 반응이 시작될 수 있습니다.

4 단계-별이 에너지를 방출하기 시작하여 더 많은 수축을 막고 빛을 발합니다. 이제 M ain Sequence Star입니다.

지구에서 가장 가까운 주 계열 성인 태양

5 단계-모든 수소가 융합되어 헬륨을 형성 할 때까지 태양 질량 하나의 별이 약 100 억년 동안 주 계열에 남아 있습니다.

6 단계-이제 헬륨 코어가 더 수축하기 시작하고 코어 주변의 껍질에서 반응이 일어나기 시작합니다.

7 단계-코어는 헬륨이 융합하여 탄소를 형성 할만큼 충분히 뜨겁습니다. 바깥층이 팽창하고 시원하며 덜 밝게 빛나기 시작합니다. 팽창하는 별은 이제 Red Giant라고 불립니다.

별은 아래의 적색 거인으로 확장됩니다.

8 단계-헬륨 코어가 다 떨어지고 바깥층이 가스 껍질처럼 코어에서 멀어지며 코어를 둘러싸고있는이 가스를 행성 성운이라고합니다.

9 단계-남은 핵심 (원래 별의 80 %)은 이제 최종 단계에 있습니다. 코어는 W hite Dwarf가되고 별은 결국 냉각되고 어두워집니다. 빛나지 않으면 지금 죽은 별을 Black Dwarf라고합니다.

Massive Stars-약 10 개의 태양 질량을 가진 별의 삶

거대한 별의 질량은 태양의 3 배입니다. 일부는 태양의 50 배입니다.

1 단계-거대한 별은 주 계열 단계에 도달 할 때까지 작은 별과 비슷한 방식으로 진화합니다 (작은 별, 1-4 단계 참조). 별은 수소가 융합되어 헬륨을 형성 할 때까지 꾸준히 빛을 발합니다 (작은 별에서는 수십억 년이 걸리지 만 거대한 별에서는 수백만 년이 걸립니다).

2 단계-거대한 별은 적색 초거성이되어 냉각되고 팽창하는 가스 껍질로 둘러싸인 헬륨 코어로 시작됩니다.

거대한 별은 확장 단계에서 훨씬 더 큽니다.

3 단계-다음 백만 년 동안 일련의 핵 반응이 발생하여 철심 주변의 껍질에서 다른 요소를 형성합니다.

4 단계-핵이 1 초 이내에 붕괴되어 초신성이라는 폭발을 일으켜 별의 바깥층에 충격파가 불어납니다. (실제 초신성은 짧은 시간 동안 은하 전체보다 더 밝게 빛납니다.)

아래 이미지 세트는 별이 초신성이라는 무대로 들어가 중성자 별이되기 위해 수축하는 모습을 보여줍니다.

위 이미지는 HEASARC 홈페이지에서 가져온 것입니다.

5 단계-때때로 핵이 폭발에서 살아남습니다. 살아남은 핵이 태양 질량이 1.5 ~ 3 개 사이이면 수축하여 매우 조밀 한 중성자 별이됩니다. 핵이 태양 질량 3 개보다 훨씬 크면 핵은 수축하여 블랙홀이됩니다.

Messier 개체에 대해 더 알고 싶다면 시작하기에 좋은 링크가 있습니다.

(영국 North Staffordshire의 Chesterton 고등학교 학생들, The Earth, The Solar System, Gould 's Belt, The Milky Way Galaxy, The Universe, One Parallel Universe of many.).


별에서 수소 융합이 시작되는 순간의 용어-천문학

답 : 블랙 드워프

천문학에는 상대적으로 작은 크기와 낮은 수준의 광도로 정의되는 왜성으로 알려진 광범위한 종류의 별이 있습니다. 이 용어는 덴마크 천문학 자 Ejnar Hertzsprung이 우리 태양보다 훨씬 더 밝고 희미한 별을 관측 한 것과 관련하여 20 세기 초에 만들어졌습니다 (각각 '거대'및 '난쟁이'라고 불렀습니다). 다음 세기에 걸쳐 천문학 공동체는 그의 용어에 따라 특성에 따라 다른 왜성 별을 표시함으로써 구축되었습니다.

시리우스 B와 같은 백색 왜성 (여기에서 볼 수있는 훨씬 더 밝은 시리우스 A의 작은 이웃)은 매우 밀도가 높으며 지속적인 융합이 아니라 활성 별이었을 때부터 저장된 열 에너지에 의해 빛을 방출합니다. 갈색 왜성은 우리 태양보다 작지만 태양계에서 가장 큰 행성보다 큰 큰 별입니다. 그들은 수소를 헬륨 (태양처럼)에 융합시킬만큼 충분히 무겁지 않지만 여전히 빛을 방출하며, 이는 중수소의 융합에 의해 생성 된 것으로 여겨집니다. 은하수에서 가장 흔한 유형의 별인 적색 왜성은 지구상에서 육안으로는 볼 수 없을 정도로 희미하지만, 수조 년에 걸쳐 측정 된 수명을 예상 할만큼 느린 속도로 융합됩니다.

우주의 나이를 생각하고있는 시간이 약 1 조년이라면 좋을 것입니다. 왜냐하면 그것은 우리를 흑 왜성으로 인도하기 때문입니다. 그 별은 한 번도 관찰되지 않았고 현재 과학 이론에서만 존재합니다. 백색 왜성은 버너가 꺼진 후 스토브에서 냉각되는 냄비처럼 마지막 열을 우주로 방출하기 때문에 에너지 만 방출하는 죽어가는 별입니다. 결국 백색 왜성은 에너지를 너무 많이 포기하여 별의 온도가 우주의 탄생에서 남은 열 복사 인 우주 마이크로파 배경 (CMB)과 같은 온도로 떨어지고 검은 색이 될 것입니다. 난쟁이.

이 흑인 왜성은 현재로서는 이론적 일뿐입니다. 백색 왜성이 형성 되려면 수십억 년이 걸리고 식는 데에는 수십억 년이 더 걸리기 때문입니다. 우주의 추정 된 나이와 알려진 가장 차가운 백색 왜성 (아직 거의 3,000K)에 대한 관찰을 기반으로, 우리는 흑 왜성 이론이 흔들리는 지 확인하기 위해 오래 기다려야했습니다.