항성진화

Stellar evolution
질량에 따른 항성의 대표 수명
태양 같은 별의 시간에 따른 크기의 변화
작가는 왼쪽 하단의 주계열성으로 시작해 거성과 거성 단계를 거쳐 바깥쪽 외피가 분출되어 오른쪽 상단의 행성상 성운을 형성할 때까지 태양과 같은 별의 생애 주기를 묘사합니다.
항성진화도

항성진화는 별이 시간의 흐름에 따라 변화하는 과정입니다.별의 질량에 따라, 별의 수명은 가장 질량이 큰 경우 몇 백만 년에서 가장 질량이 작은 경우 수조 년에 이를 수 있는데, 이는 우주의 현재 나이보다 상당히 긴 것입니다.표는 별들의 일생을 [1]질량의 함수로 나타낸 것입니다.모든 별들은 종종 성운이나 분자 구름이라고 불리는 가스와 먼지 구름의 붕괴로 형성됩니다.수백만 년에 걸쳐 이 원시별들은 평형 상태로 정착하며 주계열성으로 알려진 것이 됩니다.

핵융합은 별의 존재 대부분에 힘을 실어줍니다.처음에는 주계열성의 중심핵에서 수소 원자가 융합되면서 에너지가 생성됩니다.나중에, 중심핵에 있는 원자들의 우세가 헬륨이 되면서, 태양과 같은 별들은 중심핵을 둘러싸고 있는 구형의 껍질을 따라 수소를 융합하기 시작합니다.이 과정을 통해 별은 점차 크기가 커지며 적색거성 단계에 도달할 때까지 준거성 단계를 거칩니다.태양 질량의 최소 절반을 가진 별들도 중심핵에서 헬륨의 융합을 통해 에너지를 생성하기 시작할 수 있는 반면, 더 무거운 별들은 일련의 동심원 껍질을 따라 무거운 원소들을 융합할 수 있습니다.태양과 같은 별은 일단 핵연료를 소진하면 중심핵은 빽빽한 백색 왜성으로 붕괴되고 바깥층은 행성상성운으로 추방됩니다.태양 질량의 약 10배 이상인 별들은 비활성 철심이 극도로 밀도가 높은 중성자별이나 블랙홀로 붕괴하면서 초신성 폭발이 일어날 수 있습니다.비록 우주는 가장 작은 적색 왜성들 중 그들의 존재가 끝날 만큼 충분히 오래되지는 않았지만, 별 모형들은 수소 연료가 고갈되고 질량이 작은 백색 [2]왜성이 되기 전에 서서히 더 밝아지고 뜨거워질 것이라고 암시합니다.

항성 진화는 대부분의 항성 변화가 너무 느리게 일어나며, 심지어 수 세기에 걸쳐 감지할 수 없기 때문에, 하나의 항성의 수명을 관찰하는 것으로 연구되지 않습니다.대신에, 천체 물리학자들은 일생 동안 다양한 지점에서 수많은 별들을 관찰하고 컴퓨터 모델을 사용하여 별의 구조를 시뮬레이션함으로써 별들이 어떻게 진화하는지 이해하게 됩니다.

별형성

항성진화 단계의 단순한 표현
주요 기사:별형성

프로토스타

주요 기사 : 프로토스타
항성진화 도식

항성진화는 거대 분자 구름의 중력 붕괴로부터 시작됩니다.전형적인 거대 분자 구름은 지름이 약 100광년(9.5×1014 km)이고 태양 질량이 최대 6,000,000개(1.2×1037 kg)에 이릅니다.그것이 무너지면서 거대한 분자 구름이 점점 더 작은 조각들로 쪼개집니다.각각의 조각에서 붕괴하는 기체는 중력 퍼텐셜 에너지를 열로 방출합니다.그것의 온도와 압력이 증가함에 따라, 그 조각은 원형 [3]별로 알려진 초뜨거운 가스의 회전하는 공으로 응축됩니다.필라멘트 구조는 분자 클라우드에서 실제로 어디에나 있습니다.밀도가 높은 분자 필라멘트는 별의 선구자인 중력 결합 중심핵으로 조각날 것입니다.기체의 지속적인 강착, 기하학적 굽힘 및 자기장은 필라멘트의 세부적인 단편화 방식을 제어할 수 있습니다.초임계 필라멘트에서 관측 결과 필라멘트 내부 폭과 유사한 간격을 가진 밀집 코어의 준주기적 사슬이 밝혀졌고 가스 [4]유출이 있는 두 개의 원형 별이 내장되었습니다.

원시별은 분자 구름에서 나오는 가스와 먼지의 강착에 의해 계속 성장하며, 최종 질량에 도달하면 주계열성이 됩니다.추가적인 발전은 질량에 따라 결정됩니다.질량은 일반적으로 태양의 질량과 비교됩니다: 1.0☉ M (2.0 x30 10 kg)은 태양 질량 1을 의미합니다.

원시별은 먼지로 둘러싸여 있어서 적외선 파장에서 더 쉽게 볼 수 있습니다.광시야 적외선 탐사선(WISE)의 관측은 수많은 은하원성단과 그 모항성단을 [5][6]밝히는 데 특히 중요했습니다.

갈색왜성 및 아성별 천체

주요 기사 : 갈색왜성

질량이 약 0.08M☉(1.6×1029 kg) 미만인 원시별은 수소의 핵융합이 시작될 만큼 충분히 높은 온도에 도달하지 못합니다.이들은 갈색 왜성으로 알려져 있습니다.국제천문연맹은 갈색왜성을 일생의 어떤 시점(목성질량 13개, 2.5 × 1028 kg, 또는 0.0125)MJ에 중수소를 융합할 수 있을 만큼 충분히 무거운 별로 정의합니다.M☉). 13보다 작은 물체 MJ 아갈색 왜성으로 분류됩니다. (그러나 만약 그들이 다른 항성의 주위를 돌고 있다면 [7]행성으로 분류됩니다.)중수소 연소와 그렇지 않은 두 종류 모두 희미하게 빛나고 천천히 사라지며 수억 년에 걸쳐 서서히 냉각됩니다.

주계열성 질량 천체

주요 기사 : 주요 순서
Main Sequence
Main Sequence
헤르츠스프룽-러셀 도표에서 초기 질량이 다른 별들의 진화 과정.트랙은 항성이 주계열로 진화하면 시작되고 핵융합이 멈추면(거대한 항성의 경우) 그리고 적색거성가지의 끝에서(별 1의 경우) 정지됩니다.M☉ 이하).[8]
태양은 주계열 단계가 끝난 후 적색 거성이 된 후 점근 거성 가지를 따라 더 확장될 것이며, 이는 태양이 융합을 겪는 마지막 단계가 될 것입니다.

보다 질량이 큰 원시별의 경우, 중심핵의 온도는 결국 1천만 켈빈에 이르러 양성자-양성자 연쇄 반응을 시작하고 수소가 융합되어 처음에는 중수소로, 다음에는 헬륨으로 갈 수 있게 됩니다.탄소-질소-산소☉ 융합 반응(CNO cycle)은 1 M(2.030 x 10 kg)이 약간 넘는 별에서 에너지 생성의 많은 부분을 차지합니다.핵융합의 시작은 핵에서 방출되는 에너지가 높은 기체 압력을 유지하는 유체정역학적 평형으로 비교적 빠르게 이어지며, 별 물질의 무게와 더 이상의 중력 붕괴를 방지합니다.따라서 별은 빠르게 안정된 상태로 진화하며 진화의 주계열 단계를 시작합니다.

새로운 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 주계열 상의 특정 지점에 위치하며, 별의 질량에 따라 주계열 분광형이 나타납니다.작고 상대적으로 차갑고 질량이 작은 적색 왜성들은 수소를 천천히 융합하여 수천억 년 또는 그 이상 동안 주계열성에 머물 것이고, 질량이 크고 뜨거운 O형 항성들은 몇 백만 년 후에 주계열성을 떠날 것입니다.태양과 같은 중간 크기의 황색 왜성은 약 100억 년 동안 주계열성에 남아있을 것입니다.태양은 주계열성 수명의 중간에 있는 것으로 생각됩니다.

행성계

지주의 동역학 설명

항성은 원시 행성계 원반을 얻을 수 있으며, 이 원반은 더 나아가 행성계로 발전할 수 있습니다.

성숙한 별

주계열성의 내부 구조, 화살표가 있는 주기의 대류 영역, 적색 섬광이 있는 복사 영역.왼쪽에는 질량이 작은 적색 왜성이, 중앙에는 중간 크기의 황색 왜성이, 오른쪽에는 거대한 청백색 주계열성이 있습니다.

결국 별의 중심핵은 수소 공급을 소진하고 별은 주계열을 벗어나 진화하기 시작합니다.중력에 대항하기 위해 수소의 융합에 의해 생성된 외부 복사 압력이 없다면, 중심핵은 중력에 대항할 수 있을 정도로 전자 축퇴 압력이 충분해지거나 헬륨 융합이 시작될 정도로 충분히 뜨거워질 때까지 수축합니다(약 100 MK).이 중 어떤 것이 먼저 일어나느냐는 별의 질량에 달려 있습니다.

저질량 별

질량이 작은 별이 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 것을 중단한 후에 어떤 일이 일어나는지는 직접적으로 관찰되지 않았습니다. 우주는 약 138억 년 정도 되었고, 이는 그러한 별들에서 핵융합이 중단되는 데 걸리는 시간보다 더 적은 시간(경우에 따라서는 몇 십 배)입니다.

최근의 천체물리학 모델은 0.1의 적색왜성을 시사합니다.M☉ 온도와 광도가 점차 증가하면서 주계열성에 약 6조에서 12조 년 동안 머물러 있을 것이고, 서서히 백색 [9][10]왜성으로 붕괴하는 데는 몇 천 억 년이 더 걸릴 것입니다.별 전체가 대류대이고 껍질이 수소를 태우는 축퇴헬륨핵이 생기지 않기 때문에 이러한 별들은 적색 거성이 되지 않을 것입니다.대신, 수소 핵융합은 별 전체가 헬륨이 될 때까지 진행될 것입니다.

약간 더 무거운 별들은 적색 거성으로 팽창하지만, 헬륨 핵은 헬륨 융합에 필요한 온도에 도달할 만큼 충분히 무겁지 않아서 적색 거성 가지 끝에 도달하지 못합니다.수소 껍질 연소가 끝나면, 이 별들은 점근-거대가지 이후의 별처럼 적색-거대가지에서 바로 떨어져 나가지만, 광도가 더 [2]낮으면 백색 왜성이 됩니다.초기질량이 약 0.6 정도인 별M☉ 헬륨이 융합될 수 있을 정도로 높은 온도에 도달할 수 있을 것이며, 이 "중형" 별들은 적색 거성 [11]가지를 넘어 진화의 단계로 나아갑니다.

중형별

태양질량, 태양금속성, 항성의 주계열성에서 AGB 이후까지의 진화과정

약 0.6~10 정도 되는 별들M☉ 적색 거성이 되는데, 적색 거성은 항성 분류 K 또는 M의 큰 비주계열성입니다. 적색 거성은 적색과 큰 광도 때문에 헤르츠스프룽-러셀 도표의 오른쪽 가장자리를 따라 놓여 있습니다.황소자리의 알데바란과 부에테스자리의 아크투루스가 그 예입니다.

중간 크기의 별들은 주계열 이후 진화의 두 단계에서 적색 거성으로 분류되는데, 즉 헬륨과 수소 연소 껍질로 구성된 비활성 중심핵을 가진 적색 거성과 수소 연소 [12]껍질 내부에 구성된 비활성 중심핵을 가진 점근적 거성-가지 별이 있습니다.이 두 단계 사이에서 별들은 헬륨 융합 중심핵이 있는 수평가지에서 한 주기를 보냅니다.헬륨 융합 별들 중 많은 수는 K형 거성으로 수평 가지의 차가운 끝 쪽으로 모여들어 적색 덩어리 거성으로 불립니다.

준거성상

주요 기사:섭거성

별이 중심핵에 있는 수소를 소진하면 주계열을 떠나 중심핵 바깥 껍질에 수소를 융합하기 시작합니다.핵은 껍질이 더 많은 헬륨을 생산함에 따라 질량이 증가합니다.헬륨 핵의 질량에 따라 이 현상은 몇 백만 년에서 20억 년 동안 계속되며, 별은 팽창하고 냉각되며 주계열 상태와 비슷하거나 약간 낮은 광도로 나타납니다.결국 중심핵은 태양질량 주변의 별에서 퇴화되거나, 더 무거운 별에서는 불투명해질 정도로 충분히 냉각됩니다.이 두 가지 변화 중 하나로 인해 수소 껍질의 온도가 증가하고 별의 광도가 증가하며, 이때 별은 적색 거성 [13]가지로 확장됩니다.

적색-거성-가지 단계

주 기사 : 적색거성가지

항성의 팽창하는 외층은 대류성이며, 물질은 융합 영역 근처에서 항성 표면까지 난류에 의해 혼합됩니다.가장 질량이 작은 별들을 제외한 모든 별들의 경우, 융합된 물질은 이 시점 이전까지 항성 내부 깊숙한 곳에 남아 있었기 때문에, 대류 외피는 처음으로 항성 표면에서 융합 생성물을 볼 수 있습니다.진화의 이 단계에서 결과는 미묘하며, 가장 큰 영향을 미치는 수소와 헬륨의 동위원소에 대한 변화는 관찰할 수 없습니다.CNO 사이클의 영향은 첫 번째 준설 동안 표면에 나타나는데, C/13C 비율은 낮고 탄소와 질소의 비율은 변경됩니다.이것들은 분광학으로 탐지할 수 있으며 많은 진화된 별들에 대해 측정되었습니다.

헬륨 핵은 적색 거성 가지에서 계속해서 성장하고 있습니다.이것은 더 이상 열평형에 있지 않으며, 퇴화하거나 쇤베르크-찬드라세카르 한계 이상이기 때문에 온도가 증가하여 수소 껍질에서 융합 속도가 증가합니다.이 별은 적색 거성 가지 끝 쪽으로 갈수록 광도가 증가합니다.축퇴된 헬륨 핵을 가진 적색 거성-가지 별들은 모두 매우 유사한 중심 질량과 매우 유사한 광도로 끝에 도달하지만, 적색 거성들 중 질량이 더 무거운 별들은 그 지점 이전에 헬륨 융합을 점화시킬 수 있을 만큼 충분히 뜨거워집니다.

가로가지

주요 기사:수평 가지와 붉은 덩어리

전자 축퇴 압력에 의해 주로 지지되는 0.6에서 2.0 태양 질량 범위에 있는 별들의 헬륨 핵에서 헬륨 핵융합은 헬륨 섬광에서 며칠의 시간 척도로 점화될 것입니다.질량이 더 큰 별들의 축퇴되지 않은 중심핵에서는 헬륨 융합의 발화가 비교적 천천히 일어나고 [14]섬광은 발생하지 않습니다.헬륨 섬광 시 방출되는 핵력은 매우 커서 며칠 동안은8 태양[13] 광도의 10배11, 몇 [15]초 동안은 태양 광도의 10배입니다.그러나 에너지는 초기에 퇴화된 중심핵의 열팽창에 의해 소모되므로 [13][15][16]별 밖에서는 볼 수 없습니다.중심핵의 팽창으로 인해, 상층의 수소 융합은 느려지고 총 에너지 발생량은 감소합니다.항성은 주계열까지는 아니지만 수축하고 헤르츠스프룽-러셀 도표의 수평가지로 이동하여 반지름이 점차 줄어들고 표면 온도가 증가합니다.

중심핵 헬륨 섬광성은 수평 가지의 붉은 끝까지 진화하지만, 퇴화된 탄소-산소 중심핵을 얻고 헬륨 껍질 연소를 시작하기 전에는 더 높은 온도로 이동하지 않습니다.이 별들은 종종 적색 거성보다 뜨겁고 덜 밝은 성단의 색도에서 적색 별들의 무리로 관측됩니다.질량이 큰 헬륨 핵을 가진 항성들은 수평가지를 따라 더 높은 온도로 이동하며, 일부는 노란색 불안정성 띠(RR Lyrae 변수)에서 불안정한 맥동성이 되는 반면, 일부는 훨씬 더 뜨거워지고 수평가지에 파란색 꼬리 또는 파란색 고리를 형성할 수 있습니다.수평 가지의 형태는 금속성, 나이 및 헬륨 함량과 같은 매개 변수에 따라 달라지지만 정확한 세부 사항은 여전히 [17]모델링 중입니다.

점근-거대-가지 위상

주요 기사:점근거성가지

별이 중심핵에서 헬륨을 소비한 후, 수소와 헬륨 융합은 탄소와 산소의 뜨거운 중심핵 주변의 껍질에서 계속됩니다.이 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표의 점근성 거성 가지를 따라가며, 원래의 적색 거성 진화와 유사하지만 더 빠른 에너지 생성(더 짧은 [18]시간 동안 지속됨)을 가지고 있습니다.헬륨은 껍질에서 연소되고 있지만, 대부분의 에너지는 별의 중심에서 더 멀리 떨어진 껍질에서 수소가 연소되면서 생성됩니다.수소 연소 껍질에서 나오는 헬륨은 별의 중심으로 떨어지고 헬륨 껍질에서 나오는 에너지는 주기적으로 급격히 증가합니다.이것은 열 펄스로 알려져 있으며 점근-거대-가지 단계가 끝날 때쯤에 발생하며 때로는 점근-거대-가지 이후 단계로도 발생합니다.질량과 성분에 따라 몇 개에서 수백 개의 열 펄스가 있을 수 있습니다.

깊은 대류대가 형성되고 중심부에서 표면으로 탄소를 가져올 수 있는 점근-거대-가지의 상승 상이 있습니다.이것은 두 번째 준설이라고 알려져 있으며, 어떤 별들에서는 세 번째 준설이 있을 수도 있습니다.이런 식으로 탄소별이 형성되고, 매우 시원하고 강하게 붉어진 별들이 스펙트럼에서 강한 탄소선을 보여줍니다.뜨거운 바닥 연소라고 알려진 과정은 탄소가 표면으로 준설되기 전에 산소와 질소로 전환될 수 있으며, 이 과정들 사이의 상호작용은 특정 [19]성단에서 관찰된 탄소 별들의 광도와 스펙트럼을 결정합니다.

점근성-거대가지 별의 또 다른 잘 알려진 부류는 미라 변수인데, 미라 변수는 수십 일에서 수백 일 정도의 명확한 주기와 약 10 등급까지의 큰 진폭으로 맥동합니다(시각적으로는 총 광도가 훨씬 더 작은 양으로 변화함).질량이 더 큰 별들에서는 별들이 더 빛나고 맥동 기간이 길어져서 질량 손실이 커지며, 별들은 시각적 파장에서 심하게 가려지게 됩니다.이 별들은 OH/IR 별로 관측될 수 있으며, 적외선에서 맥동하여 OH 매서 활동을 보여줍니다.이 별들은 탄소별과 달리 산소가 풍부한 것이 분명하지만, 둘 다 준설에 의해 생성되어야 합니다.

포스트 AGB

주요 기사:포스트 AGB
고양이 눈 성운, 태양과 질량이 거의 같은 별의 죽음으로 형성된 행성상 성운

이 중거리 별들은 궁극적으로 점근-거대-가지 끝에 도달하여 껍질을 태울 연료가 고갈됩니다.이들은 본격적인 탄소 융합을 시작할 만큼 충분히 질량이 크지 않기 때문에 다시 수축하여 점성술 이후의 거대 가지 초풍속 기간을 거쳐 극도로 뜨거운 중심별을 가진 행성상성운을 생성합니다.중심별은 백색 왜성으로 냉각됩니다.분출된 가스는 항성 내부에서 생성된 무거운 원소들이 상대적으로 풍부하며, 항성의 종류에 따라 특히 산소나 탄소가 풍부할 수 있습니다.가스는 별 주위에 있는 외피라고 불리는 팽창하는 껍질에 쌓이고 별에서 멀어짐에 따라 식어서 먼지 입자와 분자가 형성되도록 합니다.중심별로부터 유입되는 높은 적외선 에너지로, 이들 주위의 항성 엔벨로프에는 마저 들뜸을 위한 이상적인 조건이 형성됩니다.

점근-거대가지 진화가 시작되면 열 펄스가 생성될 수 있으며, 이는 다시 점근-거대가지별로 알려진 [20]특이하고 잘 알려지지 않은 다양한 별들을 생성합니다.이로 인해 극단적인 수평가지 별(왜성 B형 이하 별), 수소 결핍점근-거성가지 별, 변광성 성운 중심별, 코로나 보레알리스 변광성이 발생할 수 있습니다.

질량이 큰 별

주요 기사:초거성
붉은 초거성 안타레스의 모습을 재구성했습니다.

질량이 큰 별에서 중심핵은 수소 연소 껍질이 시작될 때 이미 충분히 커서 전자 축퇴압이 널리 퍼지기 전에 헬륨 점화가 일어날 것입니다.따라서 이 별들이 팽창하고 냉각될 때 질량이 작은 별들처럼 극적으로 밝지는 않지만 주계열성에서 더 밝아서 매우 밝은 초거성으로 진화합니다.그들의 중심핵은 전자 축퇴에 의해 스스로 지탱할 수 없을 정도로 충분히 거대해지고 결국 중성자별이나 블랙홀을 [citation needed]만들기 위해 붕괴될 것입니다.

초거대 진화

극도로 무거운 별들(약 40개 이상)M매우 밝아서 매우 빠른 항성풍을 가지고 있는 이 별은 복사압 때문에 질량을 너무 빨리 잃어서 적색 초거성이 되기 전에 자신의 봉투를 벗겨내려는 경향이 있고, 따라서 주계열 시간 이후부터 극도로 높은 표면 온도(그리고 청백색)를 유지합니다☉.현재 세대의 가장 큰 별들은 약 100에서 150입니다.M☉ 왜냐하면 바깥 층들은 극도의 방사선에 의해 추방될 것이기 때문입니다.질량이 작은 별들은 보통 바깥층이 그렇게 빨리 연소되지는 않지만, 동반성이 팽창할 때 외피를 벗겨낼 정도로 충분히 가까운 쌍성계에 있거나, 대류가 중심에서 s까지 확장될 수 있도록 충분히 빠르게 회전한다면 적색 거성이나 적색 초거성이 되는 것을 피할 수 있습니다.철저한 혼합으로 [21]인해 별도의 코어와 포락선이 없는 표면

중심핵 붕괴 직전의 거대하고 진화된 별의 양파와 같은 층들(규모가 아닌)

수소가 고갈된 지역으로 정의되는 거대한 별의 중심핵은 중심핵 밖에서 수소의 융합으로 물질이 축적되면서 점점 더 뜨거워지고 밀도가 높아집니다.충분히 질량이 큰 별에서 중심핵은 알파 과정을 통해 탄소와 더 무거운 원소들을 융합할 수 있을 만큼 충분히 높은 온도와 밀도에 도달합니다.헬륨 핵융합의 끝에서 별의 중심핵은 주로 탄소와 산소로 이루어져 있습니다.약 8보다 무거운 별들에서M☉,탄소는 점화되고 융합되어 네온, 나트륨, 마그네슘을 ☉형성합니다.다소 질량이 덜한 별들은 부분적으로 탄소를 점화할 수 있지만, 전자의 퇴화가 시작되기 전에 탄소를 완전히 융합할 수 없으며, 이 별들은 결국 산소-네마그네슘 백색 [22][23]왜성을 남길 것입니다.

완전한 탄소 연소의 정확한 질량 한계는 금속성과 점근적 거대 가지에서 손실되는 세부 질량과 같은 여러 요인에 따라 다르지만 대략 8-9입니다.M☉.[22]탄소 연소가 완료된 후, 이 별들의 중심핵은 약 2.5에 ☉이릅니다[22].M☉ 더 무거운 원소들이 융합될 수 있을 정도로 뜨거워집니다.산소가 융합되기 전에, 네온은 전자를 포획하기 시작하고, 이는 네온 연소를 유발합니다.약 8-12개의 별들의 범위에 대하여M☉,☉이 과정은 불안정하고 전자 포획 [24][23]초신성을 만드는 폭주 핵융합을 만들어냅니다.

더 무거운 별들에서는 네온의 융합이 폭주하는 기폭 없이 진행됩니다.이어서 완전한 산소 연소와 실리콘 연소가 일어나면서 대부분 철 피크 요소로 구성된 코어가 생성됩니다.핵을 둘러싸고 있는 것은 여전히 핵융합이 진행 중인 가벼운 원소들의 껍질들입니다.탄소핵이 철심에 완전히 융합되는 시간은 수백 년으로 너무 짧기 때문에 별의 바깥층은 반응할 수 없고 별의 겉모습은 크게 변하지 않습니다.철심은 상대론적 효과, 엔트로피, 전하 및 주변 외피에 대한 다양한 보정으로 인해 공식 찬드라세카르 질량보다 높은 유효 찬드라세카르 질량에 도달할 때까지 성장합니다.철심의 유효 찬드라세카르 질량은 1.34 정도로 다양합니다.M☉ 가장 작은 질량의 적색 초거성에서 1.8 이상으로M☉ 더 거대한 별들에서일단 이 질량에 도달하면, 전자는 철 피크 핵 안으로 포획되기 시작하고 핵은 스스로 지탱할 수 없게 됩니다.중심핵은 붕괴되고 별은 초신성으로 붕괴되거나 블랙홀로 [23]직접 붕괴됩니다.

초신성

주요 기사:초신성
게성운, 서기 1054년에 보이는 초신성 폭발한 별의 산산조각 난 잔해들

거대한 별의 중심핵이 무너지면 중성자별을 형성하거나, 톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 넘는 중심핵의 경우 블랙홀을 형성합니다.이 중심핵 붕괴로 방출되는 중력 퍼텐셜 에너지의 일부는 완전히 이해되지 않는 과정을 통해 Ib형, Ic형, 또는 II형 초신성으로 바뀝니다.중심핵 붕괴는 초신성 SN 1987A에서 관측된 바와 같이 중성미자의 거대한 급상승을 일으키는 것으로 알려져 있습니다.극도로 에너지가 넘치는 중성미자들은 일부 핵들을 분열시키고, 일부 에너지는 중성자를 포함한 핵자들을 방출하는 데 소비되고, 일부 에너지는 열과 운동 에너지로 변환되어 핵의 붕괴로부터 떨어지는 물질의 일부가 반발함으로써 시작된 충격파를 증강시킵니다.낙하 물질의 매우 밀도가 높은 부분에서 전자 포획은 추가적인 중성자를 생성할 수 있습니다.반동 물질의 일부는 중성자에 의해 폭격을 받기 때문에, 일부 핵은 중성자를 포획하여 우라늄 [25]이상의 방사성 원소를 포함한 철보다 무거운 물질의 스펙트럼을 만듭니다.폭발하지 않는 적색 거성이 초기 핵반응의 부반응에서 방출된 중성자를 사용하여 철보다 더 무거운 원소를 상당량 생성할 수 있지만, 철보다 더 무거운 원소의 풍부함(특히,그러한 반응에서 생성되는 다수의 안정 또는 장수 동위 원소를 갖는 원소의 특정 동위 원소)는 초신성에서 생성되는 것과 상당히 다릅니다.둘 다 태양계에서 발견되는 것과 일치하지 않기 때문에, 관측된 무거운 원소와 그 동위 원소의 풍부함을 설명하기 위해서는 초신성과 적색 거성으로부터의 원소 방출이 모두 필요합니다.

중심핵의 붕괴에서 반동 물질로 전달되는 에너지는 무거운 원소를 생성할 뿐만 아니라 탈출 속도를 훨씬 넘어서는 가속력을 제공하여 Ib형, Ic형 또는 II형 초신성을 일으킵니다.Ib형, Ic형, II형 초신성의 현재 컴퓨터 모델이 에너지 전달의 일부를 차지하지만,[26] 이들은 관측된 물질의 방출을 생성하기에 충분한 에너지 전달을 설명할 수 없습니다.그러나 중성미자 진동은 중성미자의 특정 향미에서 사용할 수 있는 에너지에 영향을 미칠 뿐만 아니라 중성미자에 [27][28]대한 다른 일반 상대론적 효과에도 영향을 미치기 때문에 에너지 전달 문제에서 중요한 역할을 할 수 있습니다.

(두 개의 그러한 초신성이 필요한) 쌍성자별의 질량과 궤도 매개변수 분석에서 얻은 몇 가지 증거는 산소-비-마그네슘 중심핵의 붕괴가 철 [29]중심핵의 붕괴로 생성된 초신성과 관측 가능한 차이가 있는(크기 이외의 방법으로) 초신성을 생성할 수 있음을 암시합니다.

오늘날 존재하는 가장 무거운 별들은 중력 결합 에너지를 크게 초과하는 에너지를 가진 초신성에 의해 완전히 파괴될 수도 있습니다.쌍불안정성으로 인해 발생한 이 희귀한 사건은 블랙홀의 [30]잔해를 남기지 않습니다.과거 우주의 역사에서 어떤 별들은 심지어 오늘날 존재하는 가장 큰 별보다 더 컸고, 그들은 광분해로 인해 수명이 다하면 곧바로 블랙홀로 붕괴됩니다.

항성잔해

저질량(좌순환) 항성과 고질량(우순환) 항성의 항성진화(이탤릭체의 예)

별이 연료 공급을 소진한 후, 별의 잔재는 일생 동안의 질량에 따라 세 가지 형태 중 하나를 취할 수 있습니다.

백색왜성과 흑색왜성

주요 기사:백색왜성과 흑색왜성

별 1개의 경우M☉,결과적으로 백색왜성은 약 0.☉6입니다.M☉,대략 지구의 부피로 ☉압축됩니다.백색 왜성은 중력의 안쪽 당김이 파울리 배제 원리의 결과인 항성 전자의 퇴화 압력과 균형을 이루기 때문에 안정적입니다.전자 축퇴 압력은 추가적인 압축에 대해 다소 부드러운 한계를 제공합니다. 따라서 주어진 화학적 조성에 대해 더 높은 질량의 백색 왜성은 더 작은 부피를 갖습니다.연소할 연료가 남아있지 않은 상태에서 이 별은 수십억 년 동안 남은 열을 우주로 방출합니다.

백색왜성은 처음 형성될 때 매우 뜨겁고, 표면에서 10만 K 이상이며, 내부에서는 더욱 뜨겁습니다.너무 더워서 에너지가 처음 천만 년 동안 중성미자의 형태로 많이 손실되고 10억 [31]년 후에는 대부분의 에너지가 손실될 것입니다.

백색 왜성의 화학적 조성은 질량에 따라 달라집니다.약 8-12 태양질량의 별은 탄소융합을 일으켜 마그네슘, 네온, 그리고 더 적은 양의 다른 원소들을 형성할 것이고, 찬드라세카르 한계 이하로 충분한 질량을 잃을 수 있다면 주로 산소, 네온, 마그네슘으로 구성된 백색왜성을 만들어 낼 것입니다(아래 참조).그리고 탄소의 점화가 [32]초신성에서 별을 산산조각 낼 정도로 격렬하지 않다면 말입니다.태양 크기 정도의 질량을 가진 별은 탄소 융합을 점화할 수 없고, 주로 탄소와 산소로 구성된 백색 왜성을 생성하며, 물질이 나중에 추가되지 않는 한 붕괴하기에는 너무 낮은 질량을 가지고 있습니다(아래 참조). 아래 참조).태양 질량의 약 절반 이하의 별은 헬륨 핵융합을 일으킬 수 없고(앞에서 언급한 바와 같이), 주로 헬륨으로 구성된 백색 왜성을 생성할 것입니다.

결국, 남은 것은 때때로 흑왜성이라고 불리는 차갑고 어두운 덩어리뿐입니다.하지만, 우주는 아직 어떤 흑인 난쟁이도 존재하기에 충분히 나이가 많지 않습니다.

백색왜성의 질량이 찬드라세카르 한계치 1.4 이상으로 증가할 경우M☉ 주로 탄소, 산소, 네온, 마그네슘으로 구성된 백색 왜성의 경우, 전자 포획으로 인해 전자 축퇴 압력이 실패하고 별이 붕괴됩니다.화학적 조성과 중심부의 붕괴 전 온도에 따라 중성자별로 붕괴되거나 탄소와 산소의 폭발적인 발화로 이어집니다.무거운 원소들은 핵붕괴가 지속되는 것을 선호하는데, 이는 점화하는데 더 높은 온도를 필요로 하기 때문인데, 전자가 이 원소들과 그들의 핵융합 생성물에 더 쉽게 포획되기 때문입니다. 더 높은 핵온도는 핵붕괴를 멈추고 Ia형 [33]초신성을 일으키는 폭주 핵반응을 선호합니다.이 초신성들은 거대한 별의 죽음을 알리는 II형 초신성보다 몇 배나 더 밝을지도 모릅니다.붕괴할 수 없는 불안정성은 약 1.4 이상의 질량을 가진 백색왜성은 없음을 의미합니다.M☉ 존재할 수 있습니다(회전으로 인한 원심력이 물질의 무게에 부분적으로 반작용하는 매우 빠른 회전을 하는 백색 왜성의 경우 가능한 작은 예외를 제외하고).)쌍성계의 질량 이동은 초기에 안정한 백색 왜성이 찬드라세카르 한계를 초과하게 할 수 있습니다.

만약 백색 왜성이 다른 별과 가까운 쌍성계를 형성한다면, 백색 왜성은 찬드라세카르 한계 아래에 머물러 있지만, 큰 동반성에서 나오는 수소는 표면에서 폭주 반응으로 융합될 정도로 뜨거워질 때까지 백색 왜성 주변과 표면에 달라붙을 수 있습니다.그런 폭발을 노바라고 부릅니다.

중성자별

주요 기사:중성자별
15,000년 전 초신성 폭발에서 아직도 팽창하고 있는 거품 같은 충격파

일반적으로 원자는 부피에 따라 대부분 전자 구름이며, 중심에 매우 작은 핵이 있습니다(원자가 축구 경기장 크기라면, 그 핵은 먼지 진드기 크기일 것입니다).별의 중심핵이 붕괴될 때, 그 압력은 전자 포획에 의해 전자와 양성자가 융합되게 합니다.핵을 분리하는 전자가 없으면 중성자는 (어떤 면에서는 거대한 원자핵과 같은) 조밀한 공으로 붕괴되고, 얇은 겹겹의 퇴화된 물질(다른 구성의 물질이 나중에 추가되지 않는 한 주로 철)과 함께 붕괴됩니다.중성자들은 전자 축퇴 압력과 유사한 방식으로 파울리 배제 원리에 의해 더 많은 압축에 저항합니다.

중성자별로 알려진 이 별들은 반지름이 10km 정도로 대도시 크기보다 작으며, 엄청나게 밀도가 높습니다.별들이 (각운동량 보존으로 인해) 줄어들면서 그들의 회전 주기는 급격히 짧아집니다; 중성자별의 관측된 회전 주기는 약 1.5 밀리초 (초당 600 회전 이상)에서 수 [34]초에 이릅니다.빠르게 회전하는 별들의 자극이 지구와 정렬될 때, 우리는 각각의 회전마다 방사선의 펄스를 감지합니다.이러한 중성자별은 펄서라고 불리며, 최초로 발견된 중성자별이었습니다.펄서에서 검출되는 전자기 방사선은 대부분 전파의 형태이지만 펄서는 가시광선, X선, 감마선 [35]파장에서도 검출되었습니다.

블랙홀

주요 기사 : 블랙홀

만약 항성 잔해의 질량이 충분히 높다면, 중성자 축퇴 압력은 슈바르츠실트 반경 아래의 붕괴를 막기에 충분하지 않을 것입니다.따라서 별의 잔해는 블랙홀이 됩니다.이것이 발생하는 질량은 확실하게 알려져 있지 않지만, 현재 2에서 3 사이로 추정됩니다.M☉.

블랙홀은 일반상대성이론에 의해 예측됩니다.고전적인 일반 상대성 이론에 따르면, 비록 양자 효과가 이 엄격한 규칙으로부터 벗어난 것을 허용할지라도, 어떤 물질이나 정보도 블랙홀의 내부에서 외부 관찰자로 흘러갈 수 없습니다.우주에 블랙홀이 존재한다는 것은 이론적으로나 천문학적 관측에 의해서나 잘 뒷받침되고 있습니다.

초신성의 중심핵 붕괴 메커니즘은 현재 부분적으로만 이해되고 있기 때문에, 별이 눈에 보이는 초신성을 만들지 않고 블랙홀로 바로 붕괴하는 것이 가능한지는 아직 알 수 없습니다.혹은 몇몇 초신성들이 처음에 불안정한 중성자별을 형성하고 블랙홀로 붕괴하는지 여부; 별의 초기 질량과 최종 잔해 사이의 정확한 관계 또한 완전히 확실하지 않습니다.이러한 불확실성을 해결하기 위해서는 더 많은 초신성과 초신성 잔재의 분석이 필요합니다.

모델들

항성진화 모형은 항성의 생성부터 잔해가 될 때까지 항성의 진화 단계를 계산하는 데 사용될 수 있는 수학적 모형입니다.별의 질량과 화학적 조성이 투입물로 사용되며, 광도와 표면 온도가 유일한 제약 조건입니다.모형 공식은 일반적으로 유체 정역학적 평형 상태의 가정 하에 별에 대한 물리적 이해에 기반을 두고 있습니다.그 후 광범위한 컴퓨터 계산이 실행되어 시간에 따른 항성의 상태 변화를 결정하고 헤르츠스프룽-러셀 도표에 걸쳐 항성의 진화 [36]경로를 결정하는 데 사용할 수 있는 데이터 표를 산출합니다.정확한 모델은 일치하는 진화 [37]경로를 따라 물리적 특성을 별의 물리적 특성과 비교함으로써 별의 현재 나이를 추정하는 데 사용될 수 있습니다.

참고 항목

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