항성핵

Stellar core

항성핵은 별의 중심에 있는 극도로 뜨겁고 밀도가 높은 영역입니다.일반적인 주계열성의 경우, 중심 영역은 온도와 압력 조건이 수소를 헬륨으로 열핵 융합하여 에너지를 생산할 수 있는 부피입니다.이 에너지는 다시 안쪽을 누르는 별의 질량을 상쇄합니다; 이 과정은 스스로 열과 정수적 평형 상태를 유지합니다.항성 수소 융합에 필요한 최소 온도는 10 K(10 MK)를7 넘는 반면, 태양 중심부의 밀도는 100 g/cm3 이상입니다.중심핵은 에너지를 중심핵에서 우주로 [1]방출되는 항성 대기로 운반하는 항성 외피로 둘러싸여 있습니다.

주계열

고질량 주계열성은 대류성 중심부를 가지고 있고, 중간질량 별은 복사성 중심부를 가지고 있으며, 저질량 별은 완전 대류성입니다.

주계열성은 중심 영역에서 4개의 수소 핵을 결합하여 열핵융합을 통해 단일 헬륨 원자를 형성하는 일차 에너지 생성 메커니즘으로 구분됩니다.태양은 이런 종류의 별들의 예이다.일단 태양의 질량을 가진 별들이 형성되면, 중심 영역은 약 [2][verification needed]1억 년 후에8 열 평형에 도달하고 방사선이 [3]방출됩니다.즉, 생성된 에너지는 대류의 형태로 질량 수송이 아닌 방사선과 전도를 통해 코어 밖으로 운반된다.이 구형 방사선 구역 위에는 외부 대기 바로 아래에 작은 대류 구역이 있다.

항성 질량이 낮을 때 외부 대류 껍질은 외피에서 차지하는 비중이 커지며 질량이 태양 질량의 35퍼센트인☉ 별(실패한 별 포함)의 경우 중심 [4]영역을 포함한 전체 별이 대류합니다.이 매우 질량이 작은 별들(VLMS)은 M형 주계열성, 즉 적색왜성의 마지막 범위를 차지하고 있습니다.VLMS는 전체 인구의 70% 이상에서 은하수의 주요 항성 성분을 형성합니다.VLMS 범위의 저질량 끝은 약 0.075☉ M에 이르며, 이 값 이하에서는 일반적인 수소 융합이 이루어지지 않으며 갈색왜성으로 불린다.VLMS의 코어 영역의 온도는 질량의 감소와 함께 감소하지만 밀도는 증가합니다.0.1 M의☉ 별의 경우 중심핵 온도는 약 5 MK이고 밀도는 약 500 g cm입니다−3.온도 범위의 저단에서도 코어 영역의 수소와 헬륨은 완전히 이온화된다.[4]

서로 다른 온도(T)에서 양성자-프로톤(p-p), CNO 및 삼중 알파 핵융합 프로세스의 상대 에너지 출력(θ)의 로그.점선은 별 내 p-p 및 CNO 과정의 결합된 에너지 생성을 나타냅니다.

약 1.2 미만M☉, 항성핵의 에너지 생산은 주로 수소만을 필요로 하는 과정인 양성자-양성자 연쇄 반응을 통해 이루어진다.이 질량을 초과하는 별들의 경우, 에너지 생성은 탄소, 질소, 산소의 중간 원자를 사용하는 수소 융합 과정인 CNO 순환에서 점점 더 많이 발생합니다.태양에서는 순수 에너지의 1.5%만이 CNO 사이클에서 나옵니다.1.5의 별일 경우M☉ 코어 온도가 18 MK에 도달하면 에너지 생산의 절반은 CNO 사이클에서, 절반은 pp [5]체인에서 발생한다.CNO 과정은 pp 사슬보다 온도에 더 민감하며, 대부분의 에너지 생성은 별의 중심 부근에서 발생합니다.그 결과 열구배가 강해져 대류 불안정성이 발생합니다.따라서 중심 영역은 약 1.2 이상의 별에서 대류한다.M를 클릭합니다☉.[6]

별의 모든 질량에 대해 중심 수소가 소비됨에 따라 온도가 상승하여 압력 평형을 유지합니다.이로 인해 에너지 생성 속도가 증가하게 되고, 이는 별의 밝기를 증가시킵니다.중심 수소 융합 단계의 수명은 별의 질량이 증가함에 따라 감소합니다.태양의 질량을 가진 별의 경우, 이 기간은 약 100억 년입니다.5M에서☉ 수명은 6500만 년인 반면 25M에서는☉ 핵심 수소 융합 기간이 600만 [7]년밖에 되지 않는다.가장 오래 사는 별들은 완전히 대류하는 적색왜성으로, 주계열에서 수천억 [8]년 이상 머물 수 있습니다.

준거성

일단 별이 중심핵에 있는 모든 수소를 헬륨으로 바꾸면, 중심핵은 더 이상 자신을 지탱할 수 없게 되고 붕괴하기 시작한다.그것은 핵 외부의 껍질에 있는 수소가 핵융합을 시작할 수 있을 정도로 가열되고 뜨거워진다.중심핵은 계속 붕괴되고 별의 바깥쪽 층은 팽창합니다.이 단계에서 별은 준거성이다.초소형 별은 완전히 [9]대류하기 때문에 절대 준거성이 되지 않는다.

질량이 약 0.4에서 1 사이인 별M☉ 주계열에는 작은 비흡수성 핵심이 있고 준거성 가지에는 두꺼운 수소 껍질이 발달한다.그들은 준거성 가지에서 수 십억 년을 보내며, 수소 껍데기의 융합으로 헬륨 핵의 질량이 서서히 증가한다.결국 중심핵은 퇴화하며 별은 붉은 [9]거성 가지 위로 팽창합니다.

질량이 큰 별들은 주계열 중에 적어도 부분적으로 대류 중심핵을 가지고 있으며, 대류 영역 전체에 걸쳐 수소를 소진하기 전에 상대적으로 큰 헬륨 중심핵을 발달시키고, 대류 오버슈트로 인해 더 큰 영역에 수소를 방출할 수 있다.중심핵융합이 멈추면 중심핵은 붕괴되기 시작하고 너무 커서 중력 에너지가 실제로 수소 껍데기에 불을 붙일 만큼 뜨거워지기 전까지 수백만 년 동안 별의 온도와 밝기를 증가시킨다.일단 수소가 껍질에서 융합하기 시작하면, 별은 식어서 준거성으로 간주됩니다.별의 핵이 더 이상 융합을 거치지 않고 주변 껍데기의 융합에 의해 온도가 유지될 때, 쇤베르크-찬드라세카르 한계라고 불리는 최대 질량이 있습니다.질량이 한계를 넘으면 중심핵이 붕괴되고 별의 바깥쪽 층이 빠르게 팽창해 적색 거성이 된다.최대 2개의 별M이것은 별이 준거성이 된 지 불과 몇 백만 년 후에 발생한다☉.질량이 2보다 큰 별M☉ 주계열을 [9]떠나기 전에 쇤베르크-찬드라세카르 한계보다 높은 코어를 가진다.

거성

주계열성, 적색거성가지, 수평가지 별 사이의 구조 차이

최소 0.25☉[8] M의 질량이 작은 별의 중심부에 있는 수소가 고갈되면, 주계열에서 벗어나 헤르츠스프룽-러셀 도표의 적색 거성 가지를 따라 진화하게 됩니다.약 1.2의 진화하는 별들은M☉ 수소가 불활성 헬륨 핵 주변의 껍질과 함께 pp 사슬을 통해 융합하기 시작할 때까지 핵을 수축시켜 준거성 가지를 따라 통과할 것이다.이 과정은 헬륨 코어의 질량을 꾸준히 증가시켜 CNO 사이클을 통해 에너지를 생산할 수 있을 때까지 수소 융합 셸의 온도를 증가시킨다.CNO 공정의 온도 민감성 때문에, 이 수소 융합 셸은 이전보다 얇아질 것입니다.1.2 이상의 비핵 대류성M☉ 핵심 수소를 CNO 과정을 통해 소비하고, 핵심 수소를 수축시키고, 직접 거대 단계로 진화한다.헬륨핵의 질량과 밀도가 증가함에 따라 별이 적색거성가지 [10]위로 진화하면서 크기와 밝기가 증가할 것입니다.

질량이 0.4~1.5M인☉ 별의 경우 헬륨핵은 핵융합을 시작할 만큼 뜨거워지기 전에 퇴화됩니다.핵의 축퇴 헬륨 밀도가 약 10×106 g cm−3, 온도가 약 10×108 K로 충분히 높을 때 "헬륨 섬광"으로 알려진 핵폭발을 겪는다.방출된 에너지는 핵을 전자 퇴행성으로부터 정상적인 가스 상태로 끌어올리는 데 완전히 사용되기 때문에 이 사건은 별 밖에서 관찰되지 않습니다.헬륨융접핵은 팽창하여 밀도가 약3 104~10gcm로−3 감소하는 반면, 별의 외피층은 수축한다.이 별은 현재 수평 가지에 있으며 광구는 유효 [11]온도 상승과 함께 밝기의 급격한 감소를 보이고 있습니다.

중심 대류를 가진 보다 질량이 큰 주계열성에서는 핵융합에 의해 생성된 헬륨이 대류대 전체에서 혼합됩니다.코어 수소가 소비되면 전체 대류 영역에 걸쳐 효과적으로 배출됩니다.이 시점에서 헬륨 핵은 수축하기 시작하고 수소 핵융합은 주변 껍질과 함께 시작되며, 그 후 불활성 [7]핵에 헬륨이 꾸준히 추가됩니다.2.25M☉ 이상의 항성 질량에서 중심핵은 헬륨 [12]융합을 시작하기 전에 퇴화되지 않습니다.따라서 별의 나이가 들면서 중심에서 헬륨을 탄소로 융합하면서 삼중 알파 과정을 유지할 수 있을 때까지 중심핵은 수축하고 가열됩니다.그러나 이 단계에서 발생하는 에너지의 대부분은 수소 [7]융합 껍질에서 계속 나옵니다.

10개 이상의 별일 경우M중심핵의 헬륨 핵융합은 주요 시퀀스가 끝나는 즉시 시작됩니다☉.헬륨 코어 주위에는 얇은 CNO 사이클의 내부 셸과 외부 pp 체인 [13]셸이라는 두 개의 수소 융합 셸이 형성되어 있습니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Pradhan & Nahar 2008, 페이지 624 : Nahar 2008
  2. ^ Lodders & Fegley, Jr. 2015, 페이지 126
  3. ^ Maeder 2008, 페이지 519
  4. ^ a b 샤브리에 & Baraffe 1997, 1039-1053페이지
  5. ^ Lang 2013, 339페이지
  6. ^ Maeder 2008, 페이지 624
  7. ^ a b c Iben 2013, 45페이지
  8. ^ a b Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. (2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence". Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Vol. 22. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.{{cite book}}: CS1 유지보수: 포스트스크립트(링크)
  9. ^ a b c Salaris & Cassisi 2005, 140페이지
  10. ^ 로즈 1998, 267페이지
  11. ^ Hansen, Kawaler & Trimble 2004, 페이지 63
  12. ^ 비스노바티-코간 2001, 66페이지
  13. ^ Maeder 2008, 페이지 760

참고 문헌