.. ☆별의 일생☆

별은 태어나고, 수백만 년에서 수십 억 년 동안 빛을 발하다가 결국은 죽음을 맞이한다. 모든 별의 크기와 온도가 극적으로 변화라는 여러 단계로 이루어진 일생을 보낸다.

별이 얼마동안 빛을 발할 것인가 그리고 그것이 어떤 길로 진화 할 것인가를 결정하는 중요한 성질은 별의 질량(별이 포함한 물질의 질량)이다. 별이 질량이 크면 클수록 핵반응에서 더 빠른 속도로 가스를 태워 버리며 더 일찍 죽게된다.

즉 가장 무거운 별은 몇백 만년의 수면을 갖고, 이에 비해 질량이 작은 별들은 수백 억 년 빛나기도 한다.

별의 생성과 소멸은 다음과 같이 나눌 수 있다.

성운 → 원시별 → 주계열성 → 적색거성 → 행성상성운 → 백색왜성 <질량이 작은 별>

→초거성 → 초신성 → 중성자별 or 블랙홀 <질량이 큰 별>

1)별의 탄생

① 성운 - 가스와 티끌이 조밀하게 모여 있는 곳을 말한다.


별의 탄생은 '성간 물질의 밀도 증가 → 중력 하에 수축(수축 할 수록 입자간의 거리가 근접해지고 입자득의 작은 충돌로 인하여 수축이 활발해지며 압력 또한 증가한다) → 밀도와 온도가 점점 더 상승 → 별(원시별)형성<별의 중심부는 1 천만℃ 이상의 온도를 갖게된다>'

* 성간 물질 : 먼지구름(지구 먼지의 1/10000), 가스 (수소(30%), 헬륨(25%),그 밖의 원 소(2%))상태로 이루어져있다.

② 원시별 - 안전한 별이 되기 전의 불안전한 단계(글로뷸)
- 압력=중력
- 엄청난 양(태양의 수만 배)의 가스흐름이 발견되었다.
'쌍극 분자류'라 불리는 두 줄기의 가스흐름

* '쌍극 분자류'를 관측한 결과, 그 것은 원시별을 둘러 쌓고있는 회전가스원반으로 알려져 있다.

이 가스의 원반지름은 0.1∼1광년, 즉 태양계의 100배 이상의 크기이다.

2)성숙하는 별

① 주계열성
- 별들은 배우 긴 시간 동안 주계열성의 상태로 존재하며, 그 동안 별의 형태 변화는 거 의 없다.

- 질량은 수소가 타는 비율로 주계열성 상태로 있는 시간을 결정한다.(질량이 크면 이 기간은 짧고, 질량이 작으면 이 기간은 길다)

- 주계열성의 핵 속에서는 수소가 융합해서 헬륨이 생성되고, 이 반응이 끝나면 헬륨이 융합하여 탄소가 되는 반응이 일어난다. 그리고 헬륨이 다 소모되면 핵융합반응이 일어 난다.

* 핵융합반응
수소 4개가 모여 헬륨을 형성 → 헬륨이 질량이 커지고 압축되면 별의 온도 상승 → 헬륨이 산소나 탄소와 같은 무거운 원자로 융합 → 헬륨융합에 의해 생성된 열이 별의 중력과 균형을 이루는데 필요한 양 보다 별이 팽창 → 표면적이 넓어져 열이 점점 더 넓은 면적으로 퍼져나가 온도가 내려가고 적색이 된다.

* 지금까지 알려진 주계열성의 별 , 별자리

태양

레굴루스 사자자리

포말하우트 남쪽물고기자리

프론키온 작은개자리

스피카 처녀자리

② 적색거성과 초신성

적색거성과 초거성은 벌의 질량에 따라 진화한 것으로 질량이 작은 별은 적색거성, 질 량이 큰 별은 초거성이 된다.

- 적색거성은 지름이 태양의 100배나 되고 붉은 색을 띈다.
적색거성의 별은 응축하는 헬륨의 핵과 그것을 둘러싼 수소 융합 껍질을 갖고 있다.

이런 껍질에서 복사는 벌의 바깥 층이 팽창해서 식도록 한다. 한편 핵은 매우 뜨거워지고 이에 따라 핵 속의 헬륨이 융합해서 탄소를 만든다고 한다.

적색거성은 팽창과 수축을 주기적으로 반복하고 있고, 그 속에서 격심한 대류 현상이 일 어난다고 한다.

- 초거성은 핵 속의 원자 또는 수십 억 도에 도달하는 온도에서 점점 더 무거운 원소들 을 만들어 낸다.

이 별들의 표면온도는 3,500℃에서 5만℃ 사이인데 이런 온도는 비교적 온도가 낮은 붉은 색에서 뜨거운 푸른색에 이르기까지 다양한 색깔을 만들어낸다.

그리고 상대적으로 표면온도가 낮은 초거성이라해도 태양의 수천 배에 달하는 광도를 갖 는다고 한다.

3)죽어가는 별

- 핵 속에서 핵반응이 끝난 별(항성)들은 구조가 불안정해지면서 죽어가는 단계에 접어들게 된다 비교적 질량이 작은 별들은 수십 억 년에 걸쳐 핵연료를 태우고 적색거성으로 진화한다.

그 뒤 이 별들은 붕괴해서 백색왜성을 둘러싼 행성상성운 (팽창한 가스의 껍질)을 이룬다.

이에 반해 질량이 큰 별은 수백 만 년에 걸쳐 더 빠른 속도로 연료를 소모한 뒤 초신성으로 진화한다.

그 뒤 이별들은 초신성이라는 거대한 폭발을 일으키고 남은 핵은 중성자별이나 블랙홀이 된다.

① 행성상성운
- 행성상성운의 모양은 군데군데 행성과 같이 작고 동글하게 보이는 성운이다.

이들 행성 상성운은 어느 것이다 둥그스름한 모양을 하고 있는데 이것은 폭발에 의해 흩날린 별의 일부 일 것으로 생각된다고 한다.

② 백색왜성
- 백색왜성은 태양지름의 1/100정도의 크기밖에 안되지만 질량이 태양과 같을 정도이브로 밀도가 물의 수십 억 배에 이른다.

백색왜성의 스펙트럼을 조사해 보면 행성이 빛나기 위 한 연료인 수소가 전혀 없는 것을 알 수 있다.

이것은 백색왜성은 수소를 다 써버린 별의 마지막 진화단계인 별이라 는 것을 알 수 있다.

* 백색왜성의 생성원인
㉠ 신성이 폭발한 뒤 수축되어 중심부에 남게 되었을 때 새긴 경우

㉡ 질량이 작은 항성일 경우 별의 일생 중 말기에 적색거성이 된 다음 오므라드는데 이 때 별의 내부에서 폭발 할 정도의 압력은 되지 않으므로 그대로 오므라들어 백색왜성이 되는 경우가 있다고 한다.

* 지금까지 알려진 백색왜성

별 별자리

시리우스B 큰개자리

프로키온B 작은개자리

③ 초신성
- 별의 중심부는 여러 가지 핵융합 반응을 거치면서 더욱 더 작게 수척하는 동안에 핵은 중금속으로 되고 내부에는 가벼운 원소로 된 여러 층이 차례로 형성된다.

별의 중심에서 더 이상 핵반응 이 일어나지 않게 되면 중심부는 그대로 수축하고 외층은 폭발을 일으 키면서 별의 중심부와 바깥 물질이 분리된다.

폭발을 일으키고 중심부는 더욱 작게 뭉친다. 그리고 신성일 때보다 더욱 큰 폭발을 한 별을 초신성이라고 하는데 그 중심부는 중성자별이나 블랙홀이 된다.

* 지금까지 알려진 초신성

초신성 별자리

티코의 별 카시오페아자리

케플러의 별 땅꾼자리

④ 중성자별

- 태양질량의 8∼12배에 해당하는 별이 산소, 네온, 마그네슘의 핵까지 생겨서 초신성으 로 폭발하는데 중심 핵이 몹시 수척해서 중성자별이 된다.

⑤ 블랙홀

- 태양질량의 12배 이상인 별의 중심부에서 핵반응이 철의 생성에까지 이르면 이것도 외 층은 초신성으로 폭발하여 버리거나 중심 핵은 몹시 수척해져서 블랙홀이 된다.

* 블랙홀일 가능성이 있는 곳 : 백조자리의 X-1

출처: 우주,별....사랑하는사람들