별의 단계별 진화 모습

별의 단계별 진화 모습

우리가 지금까지 다룬 "인생 이야기"는 거의 모든 항성에 적용된다: 각 항성은 수축하는 원시별에서 시작하여 대부분의 삶을 안정된 주계열성으로 살다가 결국 주계열에서 적색거성 영역으로 이동한다.

지금까지 살펴본 바와 같이, 각 별이 이러한 단계를 거치는 속도는 질량에 따라 달라지며, 질량이 더 큰 별은 더 빨리 진화한다. 그러나 이 시점 이후, 다른 질량의 별들의 생활 이야기는 그들의 질량, 구성, 그리고 근처의 동반성들의 존재에 따라 더 넓은 범위의 가능한 행동과 함께 갈라진다.

우리는 첫 번째 천문학 강좌를 듣는 학생들을 위해 이 책을 썼기 때문에, 우리는 스타들이 인생의 마지막 단계를 향해 나아갈 때 일어나는 일에 대한 간단한 버전을 다시 설명할 것이다. 우리는 나이 든 별들이 행동할 수 있는 가능한 모든 방법과 쌍성계에서 별이 두 번째 별에 의해 궤도를 돌 때 일어나는 이상한 일들에 대해 깊이 연구하지 않을 것이다. 대신, 우리는 단일 별의 진화에 있어서 중요한 단계에만 초점을 맞추고, 질량이 큰 별의 진화가 질량이 낮은 별(태양과 같은)의 진화와 어떻게 다른지를 보여줄 것이다.

 

항성진화시대표

헬륨 핵융합 설명

태양과 같은 구성 성분을 가지고 있고 초기 질량이 태양의 두 배 정도밖에 되지 않는 별들을 생각해 보자. 우리는 다음 섹션에서 더 무거운 별들에게 무슨 일이 일어나는지 볼 것이다.) 우리 은하에는 질량이 큰 별보다 질량이 작은 별들이 훨씬 더 많기 때문에, 태양을 포함한 대부분의 별들은 우리가 지금 이야기하려는 시나리오를 따른다. 그런데, 우리는 별의 초기 질량이라는 용어를 조심스럽게 사용했는데, 우리가 보게 될 것처럼, 별은 노화와 죽음의 과정에서 꽤 많은 질량을 잃을 수 있기 때문입니다.

적색 거성은 수소가 핵융합을 하고 있는 껍질에 둘러싸인 에너지 발전이 일어나지 않는 헬륨 중심에서 시작한다는 것을 기억하라. 중력의 내부 당김에 대항할 수 있는 에너지원이 없는 중심핵은 점점 줄어들고 뜨거워지고 있다. 시간이 지남에 따라 중심핵의 온도는 주계열성 시절보다 훨씬 더 뜨거운 값까지 올라갈 수 있다. 1억 켈빈의 온도가 되면(그러나 그 이전까지는 아니다) 세 개의 헬륨 원자가 융합하여 하나의 탄소 핵을 형성하기 시작할 수 있다. 이 과정을 삼중알파 과정이라고 하는데, 물리학자들이 헬륨 원자의 핵을 알파 입자라고 불렀기 때문에 이런 이름이 붙여졌다.

삼중 알파 과정이 낮은 질량(태양질량 0.8 ~ 2.0 태양질량) 별에서 시작되면, 계산 결과 중심핵 전체가 헬륨 섬광이라고 불리는 빠른 핵융합 폭발로 점화된다. 항성 중심부의 온도가 삼중 알파 과정을 시작할 수 있을 정도로 높아지면 방출된 여분의 에너지는 헬륨 중심핵 전체를 통해 빠르게 전달되어 매우 빠른 열을 생성한다. 가열은 핵반응을 가속화하고, 더 많은 열을 제공하며, 이는 핵반응을 더욱 가속화시킨다. 우리는 폭발적으로 발전하는 에너지를 가지고 있습니다. 이 에너지는 순식간에 헬륨 핵 전체를 재점화시킵니다.

별에서 핵융합을 하는 다음 단계는 왜 두 개의 헬륨 원자핵이 아닌 세 개의 헬륨 원자핵을 포함하는지 궁금할 것이다. 비록 두 개의 헬륨 원자핵이 충돌하는 것이 훨씬 쉽지만, 이 충돌의 생성물은 안정적이지 않고 매우 빠르게 붕괴한다. 안정적인 핵 구조를 만들기 위해서는 세 개의 헬륨 원자핵이 동시에 모여야 한다. 각각의 헬륨 원자핵이 두 개의 양성자를 가지고 있고 그러한 양성자들이 서로 밀어내기 때문에, 여러분은 문제를 보기 시작할 수 있습니다. 헬륨 원자핵 3개(6개 양성자)를 서로 충돌시켜 달라붙게 만드는 데는 1억 K의 온도가 필요하다. 하지만 그런 일이 일어날 때, 별은 탄소 핵을 생성한다.