별의 진화에 대한 레포트

소개글

별의 진화에 대한 레포트에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 정역학평형
2. 에너지 전달방식과 항성의 에너지원
3. 별의 중력수축과 에너지 방출
4. 핵융합반응
5. 항성의 질량과 광도 관계
6. 별의 진화과정
7. 별의 질량에 따른 진화과정의 차이
8. 종족 ∥별의 진화과정
9. 성단의 H-R도 해석
10. 항성의 원소합성과 준설과정

본문내용

지 단계). 이후 중심핵의 수축으로 온도가 상승하면 헬륨연소가 일어나지만 별만큼 오래 지속되지 않는다. 마찬가지로 이후 중심부의 중력수축에 의해 온도가 상승하면 중심의 핼륨핵이 연소되고 헬륨이 모두 소진되고 나면 탄소 중심핵이 형성된다. 의 별은 탄소 중심핵의 발화온도를 초과할 수 있으므로 탄소 또한 연소되기 시작한다. 이후 탄소 중심핵의 핵융합이 정지되면 중심핵은 수축하고 껍질은 가열되어 에너지를 더욱 생성하게 된다. 즉, 별의 거대 팽창이 이루어지며 점근거성가지단계에서 팽창과 수축을 반복하며 마지막에는 초강풍 물질을 방출함으로써 행성상성운으로서 백색왜성으로 일생을 마치게 된다. 이러한 별들은 태양과 같이 탄소 백색왜성이 아닌 탄소보다 더욱 무거운 네온이나 산소 백색왜성으로 식어갈 것이다.
마지막으로 의 별의 진화에 대해 알아보도록 하자. 별은 수명이 매우 짧고 주계열 단계에서 매우 빠르게 초거성 단계로 진화한다. 중심부에서 수소 핵융합 반응이 모두 이루어지면 빠르게 헬륨 중심핵에서 헬륨의 연소가 이루어지고 얼마 못가서 탄소가 연소된다. 그리고 탄소보다 더욱 무거운 산소, 네온, 마그네슘 등의 물질이 연소된다. 이렇게 별은 양파껍질 구조의 중심부 구조를 가지며 수평에 가까운 진화 경로로 이동한다. 그리고 적색 초거성 단계로 진화하면 불안한 중심부의 강력한 열맥동에 의해 붕괴되고 초신성 폭발이 이루어진다.
질량이 매우 큰 별은 항성풍에 의한 상당한 질량 손실이 일어난다. 특히 주계열성이라고 해도 형별의 경우는 주계열 단계에서 수 을 손실하게 된다. 보통 질량이 의 별의
경우에는 주계열 끝무렵, 초기 질량의
50~60% 손실이 이루어지므로 과다
질량 손실에 의해 표피부가 벗겨져 중심핵이 노출된다. 즉, 구각의 연소 층이 제거됨으로써 적색거성으로 진화하지 못하고 울프-레이에 별이라는 특수한 별로 일생을 마감하게 된다. 여기서 울프-레이에 별은 비정상적으로 질소와 탄소가 많은 별을 말한다. [그림 3]에서 볼 수 있듯이 보다 거성으로 갈수록 항성풍에 의한 질량방출의 정도가 큰 것을 볼 수 있다. 보통 질량이 이상인 별의 경우에는 주계열 단계에서 항성풍으로 포피층이 상실하여 헬륨 중심핵만 잔존하는 울프-레이에 별로 남게 된다. 반면, 질량이 의 별의 경우에는 중심핵에서 헬륨연소가 일어나 청색초거성으로 진화한 후, 다시 적색 초거성으로 진화가 이루어지게 된다. 하지만, 질량이 이하인 별의 경우에는 중심핵이 축퇴되기 전에 헬륨연소가 이루어지며 헬륨 섬광은 일어나지 않는다. 그 이유는 너무 쉽게 헬륨발화온도에 도달하기 때문이다. 이러한 별들은 초신성 폭발 혹은 중성자별로 진화함으로써 일생을 마감하게 된다.
반면 질량이 태양보다 훨씬 작은 별의 경우 포피부 방출 전에 수소 핵융합 반응에 의해 헬륨을 생성해내지만 굉장히 저온이므로 헬륨 핵융합을 통해 탄소를 생성하지 못하고 헬륨으로 된 백색왜성으로 그 일생을 마감하게 된다. 반면, 질량이 의 별은 주계열에 이르지 못하고 중력수축에 의한 가열에 의해 핵융합 온도에 이르기 전에 고밀도로 물질이 축퇴되기 시작한다. 그리고 전자 축퇴압에 이해 중력 수축이 정지되어 갈색왜성으로 항성의 일생을 마감하게 된다.
8. 종족 ∥별의 진화과정
앞에서 제시한 별의 진화과정은 종족별에 대한 진화과정이다. 하지만, 종족별의 진화과정은 앞에서 언급했던 종족별의 진화과정과는 다르다. 종족별은 중금속 함량이 매우 낮은 별로 종족별과의 진화과정의 차이는 수평가지가 보다 왼쪽으로 이동한다는 것이다. 그 이유는 항성 대기의 중금속 함량이 낮아 보다 많은 질량방출이 이루어지기 때문이다. 고로 표면 유효온도가 종족에 비해 다소 높다. 나머지는 종족별과 진화과정이 거의 비슷하다. 또한 거의 동일한 크기의 헬륨핵을 가지며 질량을 많이 손실한 별일수록 수평가지의 왼쪽 끝에 위치하며 질량을 적게 손실한 별일수록 오른쪽 끝부분에 위치하게 된다.
9. 성단의 H-R도 해석
성단의 구성별은 거의 동시에 가스 구름이
수축하여 형성된다. 성단의 구성별은 도
상에 나타낼 수 있는데 별이 주계열 단계를
떠나는 지점을 통해 성단의 나이를 추정할 수
있다. 성단의 도는 특정 시간까지 소속
별들이 진화한 경로의 실제 궤적으로 볼 수
있다. 보통 젊고 갓 태어난 산개성단의 별들
은 전향점이 보다 도에서 왼쪽 위에 존
재한다. 그 이유는 성단이 젊기 때문에 비교적
수명이 짧은 OB형별들만 주계열성을 떠났기
때문이다. 반면, 수명이 긴 구상성단의 경우,
전향점은 도에서 오른쪽 아래에 위치한
다. 그 이유는 대부분의 별이 죽거나 없어지고
나이가 많은 만기형 별(M, K형)들만 남기 때문이다. 특히 종족별의 구상성단 도를 보면 성단 구성별들의 중원소가 거의 없기 때문에 종족성단의 도와 다른 양상을 보인다. 그 이유는 종족과 종족의 별들은 화학조성과 질량손실의 차이가 다르기 때문이다.
10. 항성의 원소합성과 준설과정
핵융합으로 무거운 원소를 합성하기 위해서는 고온 환경이 필요하다. 태양의 경우는 헬륨 핵융합 연소에 의해 마지막에는 탄소 중심핵이 형성될 것이지만, 질량이 작은 관계로 탄소 핵융합까지는 이루어지지 못할 것이다. 항성의 핵융합 반응에서 핵융합 반응 단계에서 생성된 산물은 별의 질량이 충분히 받쳐준다면 철(Fe)에 이르기 전까지는 다음 핵융합 반응의 재료가 된다. 질량이 큰 별의 경우에는 산소, 네온, 나트륨, 마그네슘과 같은 보다 무거운 원소를 생성할 수 있다. 또한, 이 중에서도 무거운 별들만 초신성 폭발을 통해 합성된 원소를 성간매질에 환원시킨다. 또한, 원소의 합성이 있으면 이는 준설과정을 통해서 성간으로 배출되기도 하는데 준설과정이란 대류에 의해 중심부 원소를 표면으로 전달하는 것을 의미한다. 최초 준설과정은 최초 적색거성 단계(RGB단계)에서 일어난다. 여기서는 중심핵에서 만들어진 탄소가 질소로 전환되고 대류층의 중심핵까지 확대된다. 여기서 질소는 대류에 의해 표면으로 전달된다. 반면, 많은 질량의 별의 경우는 헬륨 연소 종료 후, 이후에 형성된 탄소, 산소, 마그네슘, 철을 중성자가 많은 동위원소로 전환시키고 대류에 의해 이를 표면까지 전달한다.

키워드

정역학평형,   별의 진화과정,   울프-레이에 별,   산개성단과 구상성단,   초신성 폭발,   별의 중력수축,   원시성 단계,   주계열성 단계,   ZAMS,   천문학