우리 각자는 인생에서 적어도 한 번은 별이 빛나는 하늘을 보았습니다. 누군가는이 아름다움을보고, 낭만적 인 감정을 경험했고, 다른 누군가는이 모든 아름다움이 어디서 오는지 이해하려고했습니다. 우리 행성의 생명체와는 달리 우주 생명체는 다른 속도로 흐릅니다. 우주 공간의 시간은 고유 한 범주에 속하며 우주의 거리와 크기는 엄청납니다. 우리는 은하와 별의 진화가 우리 눈앞에서 끊임없이 일어나고 있다는 사실에 대해 거의 생각하지 않습니다. 광대 한 공간의 모든 물체는 특정한 물리적 과정의 결과입니다. 은하, 별, 심지어 행성까지도 주요 발전 단계가 있습니다.
우리 행성과 우리 모두는 우리 별에 의존하고 있습니다. 태양은 태양계에 생명을 불어 넣는 따뜻함으로 얼마나 오랫동안 우리를 기쁘게할까요? 수백만 수십억 년 동안 미래에 무엇이 우리를 기다리고 있습니까? 이와 관련하여, 천체의 진화 단계는 무엇이며, 별이 어디에서 왔는지, 그리고 밤하늘에있는이 멋진 조명의 삶이 어떻게 끝나는 지에 대해 더 많이 배우는 것이 궁금합니다.
별의 기원, 탄생 및 진화
우리 은하수 은하와 전체 우주에 서식하는 별과 행성의 진화는 대부분 잘 연구되어 있습니다. 우주에서 물리학 법칙은 흔들리지 않아 우주 물체의 기원을 이해하는 데 도움이됩니다. 이 경우 우주의 기원 과정에 대한 지배적 인 교리 인 빅뱅 이론에 의존하는 것이 허용됩니다. 우주를 흔들고 우주의 형성으로 이어진 사건은 우주의 기준에 따라 번개처럼 빠릅니다. 우주의 경우 별의 탄생에서 죽음까지의 순간이지나갑니다. 먼 거리는 우주의 불변성에 대한 환상을 만듭니다. 먼 곳에서 타오르는 별은 수십억 년 동안 우리에게 빛을 발하며, 그 당시에는 더 이상 존재하지 않을 수도 있습니다.
은하와 별의 진화 이론은 빅뱅 이론의 발전입니다. 별의 탄생과 출현에 대한 가르침 스타 시스템 일어나는 일의 규모와 우주 전체와 달리 관찰 할 수있는 시간대가 다릅니다. 현대적인 수단 과학.
별의 수명주기를 연구하면서 가장 가까운 별의 예를 사용할 수 있습니다. 태양은 우리 시야에있는 100 조 개의 별 중 하나입니다. 또한 지구에서 태양까지의 거리 (1 억 5 천만 km)는 태양계를 떠나지 않고 물체를 연구 할 수있는 독특한 기회를 제공합니다. 얻은 정보를 통해 우리는 다른 별들이 어떻게 배열되는지,이 거대한 열원이 얼마나 빨리 고갈되는지, 별의 발달 단계는 무엇이며,이 화려한 삶의 마지막이 될 것-조용하고 어둡거나 반짝이는 것을 자세히 이해할 수 있습니다. 폭발물.
빅뱅 이후, 가장 작은 입자들은 성간 구름을 형성했고, 이는 수조 개의 별들의 "모성"이되었습니다. 특징적으로 모든 별은 수축과 팽창의 결과로 동시에 태어났습니다. 구름 속의 우주 가스 압축은 주변의 새로운 별에서 자체 중력과 유사한 과정의 영향으로 발생했습니다. 팽창은 성간 가스의 내부 압력과 가스 구름 내부의 자기장에서 발생했습니다. 이 경우 구름은 질량 중심을 중심으로 자유롭게 회전했습니다.
폭발 후 형성된 가스 구름은 원자 및 분자 수소와 헬륨으로 구성된 98 %입니다. 이 덩어리의 2 %만이 먼지와 고체 미세 입자입니다. 이전에는 별의 중심에 백만도의 온도로 가열 된 철의 핵심이 있다고 믿었습니다. 별의 거대한 질량을 설명하는 것은 바로 이러한 측면이었습니다.
물리적 힘의 반대에서 에너지 방출로 인한 빛이 가스 구름으로 침투하지 않기 때문에 압축력이 우세했습니다. 방출 된 에너지의 일부와 함께 빛이 외부로 퍼져 내부에 가스가 밀집되어 있습니다. 영하의 온도 및 저압 구역. 이 상태에서 우주 가스는 빠르게 압축되고 중력 인력의 영향으로 입자가 항성 물질을 형성하기 시작합니다. 가스 축적이 밀도가 높으면 강렬한 압축으로 인해 성단이 형성됩니다. 가스 구름의 크기가 작을 때 압축으로 단일 별이 형성됩니다.
무슨 일이 일어나고 있는지에 대한 간략한 설명은 미래의 별이 프로토 스타의 상태로 빠르고 느린 압축의 두 단계를 거친다는 것입니다. 간단하고 이해할 수있는 언어, 급속 압축은 원시성의 중심을 향한 항성 물질의 낙하입니다. 느린 압축은 이미 원형 별의 형성된 중심의 배경에 대해 발생합니다. 향후 수십만 년 동안 새로운 지층의 크기가 줄어들고 밀도가 수백만 배 증가합니다. 점차적으로 protostar는 높은 밀도의 항성 물질로 인해 불투명 해지고 지속적인 압축은 내부 반응의 메커니즘을 촉발합니다. 내부 압력과 온도의 증가로 인해 자체 무게 중심의 미래 별이 형성됩니다.
원형 별은 수백만 년 동안이 상태에 머물러 서서히 열을 발산하고 점차 줄어들면서 크기가 감소합니다. 결과적으로 새로운 별의 윤곽이 그려지고 물질의 밀도는 물의 밀도와 비슷해집니다.
우리 별의 평균 밀도는 1.4kg / cm3이며 짠 사해의 물 밀도와 거의 같습니다. 중앙에서 태양의 밀도는 100kg / cm3입니다. 항성 물질은 액체 상태가 아니라 플라즈마 형태입니다.
약 1 억 K의 엄청난 압력과 온도의 영향으로 수소 순환의 열핵 반응이 시작됩니다. 압축이 멈추고 중력 에너지가 수소의 열핵 연소로 바뀌면 물체의 질량이 증가합니다. 이 순간부터 에너지를 방출하는 새로운 별이 질량을 잃기 시작합니다.
위의 별 형성 버전은 별의 진화와 탄생의 초기 단계를 설명하는 원시 다이어그램 일뿐입니다. 오늘날 우리 은하와 우주 전체의 그러한 과정은 항성 물질의 격렬한 고갈로 인해 사실상 보이지 않습니다. 우리 은하 관측의 전체 의식 역사에서 새로운 별은 몇 개만 관찰되었습니다. 우주의 규모에서이 수치는 수백 수천 배 증가 할 수 있습니다.
대부분의 생애 동안 원시 별은 먼지가 많은 껍질에 의해 인간의 눈에서 숨겨져 있습니다. 핵에서 나오는 방사선은 적외선 범위에서만 관찰 할 수 있는데, 이것이 별의 탄생을 볼 수있는 유일한 방법입니다. 예를 들어, 1967 년 오리온 성운에서 천체 물리학 자들은 적외선 범위에서 복사 온도가 700 켈빈 인 새로운 별을 발견했습니다. 그 후, 원형 별의 탄생지는 우리 은하뿐만 아니라 우리로부터 멀리 떨어진 우주의 다른 구석에서도 구할 수있는 조밀 한 근원이라는 것이 밝혀졌습니다. 적외선 외에도 새로운 별의 탄생지는 강렬한 무선 신호로 표시됩니다.
연구 과정과 별의 진화 다이어그램
별을 아는 전체 과정은 크게 여러 단계로 나눌 수 있습니다. 처음에는 별까지의 거리를 결정해야합니다. 별이 우리로부터 얼마나 멀리 떨어져 있는지, 빛이 얼마나 멀리 떨어져 있는지에 대한 정보는이 시간 동안 별에 무슨 일이 일어 났는지에 대한 아이디어를 제공합니다. 사람이 멀리 떨어진 별까지의 거리를 측정하는 법을 배운 후 별은 같은 태양이며 크기와 운명이 서로 다르다는 것이 분명해졌습니다. 별까지의 거리를 알면 별의 열핵 융합 과정은 빛의 수준과 방출 된 에너지의 양으로 추적 할 수 있습니다.
별까지의 거리를 결정한 후 스펙트럼 분석을 사용하여 별의 화학적 구성을 계산하고 구조와 나이를 알아낼 수 있습니다. 분광기의 출현 덕분에 과학자들은 별빛의 본질을 연구 할 수있었습니다. 이 장치는 별이 가지고있는 별의 가스 조성을 측정하고 측정 할 수 있습니다. 다른 단계 그 존재.
태양과 다른 별들의 에너지에 대한 스펙트럼 분석을 연구함으로써 과학자들은 별과 행성의 진화가 공통적 인 뿌리를 가지고 있다는 결론에 도달했습니다. 모든 우주 체는 동일한 유형, 유사한 화학적 구성을 가지고 있으며 빅뱅의 결과로 발생한 동일한 물질에서 유래했습니다.
항성 물질은 지구와 동일한 화학 원소 (철까지)로 구성되어 있습니다. 그 차이는 특정 원소의 양과 태양과 지구의 창공 내부에서 일어나는 과정에만 있습니다. 이것이 우주의 다른 물체와 별을 구별하는 것입니다. 별의 기원은 또 다른 물리적 학문 인 양자 역학의 맥락에서보아야합니다. 이 이론에 따르면 항성 물질을 결정하는 물질은 끊임없이 분열하는 원자와 기본 입자자신의 소우주를 만듭니다. 이러한 관점에서 별의 구조, 구성, 구조 및 진화가 중요합니다. 밝혀진 바와 같이, 우리 별과 다른 많은 별의 대부분은 수소와 헬륨의 두 가지 요소에 불과합니다. 별의 구조를 설명하는 이론적 모델을 통해 별의 구조와 다른 우주 물체와의 주요 차이점을 이해할 수 있습니다.
주요 특징 우주의 많은 물체가 일정한 크기와 모양을 가지고 있지만 별은 발달함에 따라 크기가 변할 수 있다는 사실에 있습니다. 뜨거운 가스는 서로 느슨하게 결합 된 원자의 조합입니다. 별이 생성 된 지 수백만 년이 지나면 항성 물질 표면층의 냉각이 시작됩니다. 별은 대부분의 에너지를 우주 공간에 방출하여 크기가 감소하거나 증가합니다. 열과 에너지 전달은 별 내부에서 표면으로 발생하여 복사 강도에 영향을 미칩니다. 즉, 같은 별이 다른 기간 그 존재는 다르게 보입니다. 수소 순환 반응을 기반으로 한 열핵 과정은 가벼운 수소 원자를 더 무거운 원소 인 헬륨과 탄소로 전환하는 것을 촉진합니다. 천체 물리학 자와 핵 과학자들에 따르면, 그러한 열핵 반응은 생성되는 열의 양 측면에서 가장 효율적입니다.
열핵 핵융합이 그러한 원자로의 폭발로 끝나지 않는 이유는 무엇입니까? 문제는 그 안에있는 중력장의 힘이 항성 물질을 안정된 부피 내에 유지할 수 있다는 것입니다. 이로부터 명확한 결론을 도출 할 수 있습니다. 모든 별은 중력과 열핵 반응 에너지 사이의 균형으로 인해 크기를 유지하는 거대한 몸체입니다. 이 이상적인 자연스러운 디자인의 결과는 오랫동안 작동 할 수있는 열원입니다. 지구상에서 최초의 생명체가 30 억년 전에 나타난 것으로 추정됩니다. 그 먼 시간의 태양은 지금처럼 지구를 따뜻하게했습니다. 결과적으로 우리 별은 복사열의 규모와 태양 에너지 거대한-매초 3-4 백만 톤 이상.
우리 별이 몇 년 동안 얼마나 살을 잃었는지 계산하는 것은 어렵지 않습니다. 그러나 엄청난 질량과 고밀도로 인해 엄청난 수치가 될 것이므로 우주 규모의 이러한 손실은 무시할 수 있습니다.
스텔라 진화 단계
별의 운명은 별의 초기 질량과 화학 성분에 따라 다릅니다. 수소의 주요 매장량은 핵에 집중되어 있지만 별은 소위 주 계열에 남아 있습니다. 별의 크기가 커지는 경향이 있으면 열 핵융합의 주요 원천이 말라 버린 것입니다. 천체 변형의 긴 마지막 경로가 시작되었습니다.
우주에서 형성된 발광체는 처음에 세 가지 가장 일반적인 유형으로 나뉩니다.
- 일반 별 (노란색 왜성);
- 왜소한 별;
- 거대한 별.
저 질량 별 (왜성)은 저장량의 수소를 천천히 태우고 평온하게 생활합니다.
우주와 우리 별 (황색 왜성)에있는 대부분의 별은 그들에게 속합니다. 노년기가 시작되면서 황색 왜성은 적색 거성 또는 초거성이됩니다.
별의 기원 이론에 따르면 우주의 별 형성 과정은 끝나지 않았습니다. 우리 은하에서 가장 밝은 별은 태양에 비해 가장 클뿐만 아니라 가장 어린 별입니다. 천체 물리학 자와 천문학 자들은이 별들을 청색 초거성이라고 부릅니다. 결국, 그들은 수조 개의 다른 별들이 경험하는 것과 같은 운명에 직면하게 될 것입니다. 첫째, 빠른 출생, 화려하고 열렬한 삶, 그 후 천천히 쇠퇴하는 기간이 시작됩니다. 태양만큼 큰 별은 수명주기가 길며 주 계열 (중간)에 있습니다.
별의 질량에 대한 데이터를 사용하면 별의 진화 경로를 가정 할 수 있습니다. 이 이론의 명확한 예는 우리 별의 진화입니다. 영원한 것은 없습니다. 열핵 융합의 결과로 수소는 헬륨으로 바뀌므로 초기 매장량은 소비되고 감소합니다. 조만간이 주식이 소진 될 것입니다. 우리 태양이 50 억년 이상 계속해서 크기가 변하지 않고 빛나고 있다는 사실로 판단 할 때, 별의 성숙한 나이는 거의 같은 기간 동안 지속될 수 있습니다.
수소 매장량의 고갈은 중력의 영향으로 태양의 핵심이 빠르게 수축하기 시작한다는 사실로 이어질 것입니다. 코어의 밀도는 매우 높아져 열핵 과정이 코어에 인접한 층으로 이동합니다. 이 상태를 붕괴라고하며, 이는 열핵 반응의 통과로 인해 발생할 수 있습니다. 상층 별. 고압의 결과로 열핵 반응은 헬륨의 참여로 촉발됩니다.
별의이 부분에있는 수소와 헬륨의 매장량은 앞으로 수백만 년 동안 지속될 것입니다. 수소 매장량이 고갈되면 방사선 강도가 증가하고 외피의 크기와 별 자체의 크기가 증가 할 것입니다. 결과적으로 우리 태양은 매우 커질 것입니다. 이 사진을 수 천억 년 안에 상상하면 눈부신 밝은 디스크 대신 거대한 비율의 뜨거운 붉은 디스크가 하늘에 매달려 있습니다. 적색 거성은 별이 변하는 별의 범주로 전환되는 상태 인 별 진화의 자연스러운 단계입니다.
이러한 변화의 결과로 지구에서 태양까지의 거리가 줄어들어 지구가 태양 코로나의 영향을받는 영역에 들어가고 그 안에서 "튀기"시작합니다. 행성 표면의 온도는 수십 배 상승하여 대기가 사라지고 물이 증발합니다. 결과적으로 행성은 생명이없는 바위 사막으로 변할 것입니다.
별 진화의 마지막 단계
적색 거성 단계에 도달 한 정상적인 별은 중력 과정의 영향을 받아 백색 왜성이됩니다. 별의 질량이 우리 태양의 질량과 거의 같으면 그 안의 모든 주요 과정은 충동과 폭발적인 반응없이 침착하게 진행됩니다. 백색 왜성은 오랫동안 죽어 땅에 타올 것입니다.
원래 별의 질량이 태양의 1.4 배인 경우 백색 왜성은 최종 단계가 아닙니다. 별 내부에 큰 질량이 있기 때문에 항성 물질의 압축 과정은 원자, 분자 수준에서 시작됩니다. 양성자는 중성자로 변하고 별의 밀도는 증가하며 그 크기는 빠르게 감소합니다.
과학에 알려진 중성자 별의 지름은 10-15km입니다. 작은 크기에서 중성자 별은 거대한 질량을 가지고 있습니다. 1 입방 센티미터의 항성 물질의 무게는 수십억 톤에 이릅니다.
우리가 처음에 질량이 큰 별을 다룰 때 진화의 마지막 단계는 다른 형태를 취합니다. 거대한 별의 운명은 미지의 자연과 예측할 수없는 행동을 가진 물체 인 블랙홀입니다. 별의 거대한 질량은 압축력을 구동하는 중력을 증가시킵니다. 이 프로세스를 일시 중지 할 수 없습니다. 물질의 밀도는 무한대로 변할 때까지 증가하여 단일 공간을 형성합니다 (아인슈타인의 상대성 이론). 그러한 별의 반경은 결국 0이되어 우주 공간의 블랙홀이됩니다. 거대하고 초대형 별이 우주 공간의 대부분을 차지한다면 훨씬 더 많은 블랙홀이있을 것입니다.
적색 거성이 중성자 별이나 블랙홀로 변할 때 우주는 새로운 우주 물체의 탄생이라는 독특한 현상을 경험할 수 있습니다.
초신성 탄생은 항성 진화의 가장 화려한 마지막 단계입니다. 여기에서 자연의 자연 법칙이 작용하고 있습니다. 한 몸의 존재의 소멸은 새로운 생명을 낳습니다. 초신성 탄생과 같은주기의주기는 주로 거대한 별과 관련이 있습니다. 소비 된 수소 매장량은 헬륨과 탄소가 열핵 융합 과정에 포함된다는 사실로 이어집니다. 이 반응의 결과로 압력이 다시 상승하고 별의 중심에 철심이 형성됩니다. 가장 강한 중력의 영향으로 질량 중심이 별의 중심 부분으로 이동합니다. 코어가 너무 무거워 져 자체 중력을 견딜 수 없습니다. 결과적으로 핵의 급속한 팽창이 시작되어 즉각적인 폭발로 이어집니다. 초신성의 탄생은 폭발, 거대한 힘의 충격파, 광대 한 우주의 밝은 섬광입니다.
우리 태양은 거대한 별이 아니므로 그러한 운명이 그것을 위협하지 않으며 우리 행성은 그러한 결말을 두려워해서는 안됩니다. 대부분의 경우 초신성 폭발은 먼 은하에서 발생하며, 이는 다소 드문 발견을 설명합니다.
드디어
별의 진화는 수백억 년에 걸친 과정입니다. 진행중인 프로세스에 대한 우리의 아이디어는 수학적 및 물리적 모델, 이론입니다. 지구 시간은 우리 우주가 살아가는 거대한 시간주기의 한 순간에 불과합니다. 우리는 수십억 년 전에 일어난 일을 관찰하고 미래 세대의 지구인들이 직면하게 될 일을 추측 할 수 있습니다.
질문이 있으면 기사 아래의 의견에 남겨주세요. 우리 또는 우리 방문객들은 기꺼이 대답 할 것입니다.
별의 장에서 열핵 융합
이때 질량이 태양 질량이 0.8보다 큰 별의 경우 핵은 복사에 투명 해지며 중심의 복사 에너지 전달이 우세한 반면 상부 외피는 대류를 유지합니다. 어린 별의 범주 에서이 별들이 보낸 시간이 우주의 나이를 초과하기 때문에 어느 누구도 더 작은 질량의 별이 주 계열에 도착하는지 확실하지 않습니다. 이 별들의 진화에 대한 우리의 모든 아이디어는 수치 계산을 기반으로합니다.
별이 축소됨에 따라 축퇴 된 전자 가스의 압력이 증가하기 시작하고 별의 일부 반경에서이 압력은 중심 온도의 증가를 멈추고 감소하기 시작합니다. 그리고 0.08 미만의 별의 경우 이것은 치명적입니다. 핵 반응 중에 방출되는 에너지는 방사선 비용을 충당하기에 충분하지 않습니다. 이러한 별은 갈색 왜성이라고 불리며, 그 운명은 퇴화 가스의 압력이 그것을 멈출 때까지 일정한 압축이며 모든 핵 반응이 중단되면서 점차적으로 냉각됩니다.
중간 질량의 젊은 별
중간 질량의 어린 별 (태양 질량 2 ~ 8 개)은 주 계열까지 대류 영역이 없다는 점을 제외하고는 작은 자매와 동일한 방식으로 질적으로 진화합니다.
이 유형의 객체는 소위와 관련됩니다. Herbit stars Ae \\ 스펙트럼 유형 B-F5의 불규칙 변수가됩니다. 그들은 또한 양극성 제트 디스크를 가지고 있습니다. 유출 속도, 광도 및 유효 온도는 τ 황소 자리는 원 성운의 잔재를 효과적으로 가열하고 분산시킵니다.
태양 질량이 8 개보다 큰 젊은 별
사실 이것들은 이미 평범한 별들입니다. 수압 핵의 질량이 축적되는 동안 별은 모든 중간 단계를 건너 뛰고 방사선 손실을 보상 할 정도로 핵 반응을 가열했습니다. 이 별들은 질량이 유출되고 광도가 너무 커서 나머지 외부 영역의 붕괴를 막을뿐만 아니라 뒤로 밀어냅니다. 따라서 형성된 별의 질량은 원 성운의 질량보다 눈에 띄게 적습니다. 아마도 이것은 우리 은하에 태양 질량이 100-200보다 큰 별이 없다는 것을 설명합니다.
스타의 중년
형성된 별들 중에는 매우 다양한 색상과 크기가 있습니다. 스펙트럼 등급에서, 그것들은 0.08에서 200 개 이상의 태양 질량에 이르는 뜨거운 파란색에서 차가운 빨간색까지 다양합니다. 별의 광도와 색은 표면 온도에 따라 달라지며, 이는 질량에 의해 결정됩니다. 모든 새로운 별은 화학 성분과 질량에 따라 주 계열에서 "그 자리를 차지"합니다. 우리는 별의 물리적 변위에 대해 이야기하는 것이 아니라 별의 매개 변수에 따라 표시된 다이어그램의 위치에 대해서만 이야기합니다. 즉, 우리는 실제로 별의 매개 변수를 변경하는 것에 대해서만 이야기하고 있습니다.
미래에 다시 일어나는 일은 별의 질량에 달려 있습니다.
말년과 별의 죽음
질량이 적은 오래된 별
현재까지 수소 공급이 고갈 된 후 별에 어떤 일이 발생하는지는 확실하지 않습니다. 우주는 137 억년이되어 수소 연료 공급을 고갈시키기에 충분하지 않기 때문에 현대 이론 이러한 별에서 발생하는 과정의 컴퓨터 모델링을 기반으로합니다.
일부 별은 일부에서만 헬륨을 합성 할 수 있습니다. 활성 사이트, 불안정하고 강한 태양풍을 유발합니다. 이 경우 행성상 성운의 형성이 일어나지 않고 별은 증발하기 만하여 갈색 왜성보다 작아집니다.
그러나 질량이 태양 질량이 0.5 개 미만인 별은 핵에서 수소가 참여하는 반응이 중단 된 후에도 헬륨을 합성 할 수 없습니다. 그들의 별의 껍질은 핵에서 발생하는 압력을 극복 할만큼 충분히 크지 않습니다. 이 별에는 수 천억 년 동안 주 계열에서 살았던 적색 왜성 (예 : Proxima Centauri)이 포함됩니다. 코어에서 열핵 반응이 종료 된 후 점차적으로 냉각되면서 전자기 스펙트럼의 적외선 및 마이크로파 범위에서 계속 약하게 방출됩니다.
중간 별
별이 적색 거성의 평균 크기 (태양 질량 0.4 ~ 3.4 질량)에 도달하면 외층이 계속 팽창하고 핵이 수축하며 헬륨에서 탄소 합성 반응이 시작됩니다. 융합은 많은 에너지를 방출하여 별에게 일시적인 휴식을 제공합니다. 태양과 크기가 비슷한 별의 경우이 과정은 약 10 억 년이 걸릴 수 있습니다.
방출되는 에너지 양의 변화로 인해 별은 크기, 표면 온도 및 에너지 방출의 변화를 포함하는 불안정한 기간을 거치게됩니다. 에너지 방출은 저주파 방사로 이동합니다. 이 모든 것은 강한 태양풍과 강렬한 맥동으로 인한 질량 손실 증가를 동반합니다. 이 단계의 별 이름은 후기형 별, OH -IR 별 또는 그들의 정확한 특성에 따라 세계와 같은 별. 방출 된 가스는 산소와 탄소와 같은 별 내부에서 생성되는 무거운 원소가 비교적 풍부합니다. 가스는 팽창하는 외피를 형성하고 별에서 멀어짐에 따라 냉각되어 먼지 입자와 분자가 형성됩니다. 중앙 별에서 나오는 강한 적외선 복사로 인해 이러한 봉투에는 메이저 활성화를위한 이상적인 조건이 형성됩니다.
헬륨 연소 반응은 온도에 매우 민감합니다. 이것은 때때로 큰 불안정성을 초래합니다. 격렬한 맥동이 발생하여 궁극적으로 외부 층에 충분한 운동 에너지를 전달하여 방출되어 행성상 성운이됩니다. 성운의 중심에는 별의 핵심이 남아 있으며, 냉각되면 헬륨 백색 왜성으로 변하는데, 일반적으로 질량은 태양 0.5-0.6이고 지름은 지구 지름 정도입니다.
백색 왜성
태양을 포함한 압도적 인 대다수의 별들은 진화를 끝내고 축퇴하는 전자의 압력이 중력의 균형을 맞출 때까지 수축합니다. 이 상태에서 별의 크기가 100 배 감소하고 밀도가 물의 밀도보다 100 만배 높아질 때 별을 백색 왜성이라고합니다. 그것은 에너지 원이없고 점차적으로 냉각되고 어두워지고 보이지 않게됩니다.
태양보다 더 무거운 별에서 축퇴 전자의 압력은 코어의 압축을 포함 할 수 없으며 대부분의 입자가 너무 촘촘하게 채워진 중성자로 변하여 별의 크기가 킬로미터 단위로 측정 될 때까지 계속되고 밀도는 다음과 같습니다. 1 억 배의 밀도 물. 이러한 물체를 중성자 별이라고합니다. 그 평형은 퇴화하는 중성자 물질의 압력에 의해 유지됩니다.
초대형 별
태양 질량이 5 개 이상인 별의 외층이 흩어져 적색 초거성을 형성 한 후 중력으로 인해 핵이 수축하기 시작합니다. 압축이 진행됨에 따라 온도와 밀도가 증가하고 새로운 열핵 반응이 시작됩니다. 이러한 반응에서 무거운 원소가 합성되어 일시적으로 핵의 붕괴를 억제합니다.
궁극적으로 주기적 시스템의 무거운 원소가 점점 더 많이 형성됨에 따라 철 -56은 실리콘에서 합성됩니다. 이 시점까지 원소의 합성은 다량의 에너지를 방출했지만 질량 결함이 최대 인 것은 철 -56 핵이고 더 무거운 핵의 형성이 불리하다. 따라서 별의 철심이 특정 값에 도달하면 그 안의 압력은 더 이상 중력의 힘을 견딜 수 없으며 물질의 중성화와 함께 핵의 즉각적인 붕괴가 발생합니다.
미래에 무슨 일이 일어날지는 완전히 명확하지 않습니다. 그러나 그것이 무엇이든, 그것은 몇 초 만에 놀라운 힘의 초신성 폭발로 이어집니다.
수반되는 중성미자 폭발은 충격파를 유발합니다. 강력한 중성미자 분출과 회전하는 자기장은 별에 의해 축적 된 대부분의 물질, 즉 철과 더 가벼운 요소를 포함한 소위 좌석 요소를 방출합니다. 산란 물질은 핵에서 방출 된 중성자에 의해 충격을 받아이를 포착하여 방사성 원소를 포함하여 철보다 무거운 원소 세트를 만들어 우라늄까지 (아마도 캘리 포늄까지) 생성합니다. 따라서 초신성 폭발은 성간 물질에서 철보다 무거운 원소의 존재를 설명합니다.
폭발 파와 중성미자의 제트는 물질을 죽어가는 별에서 성간 공간으로 운반합니다. 그 후, 우주를 통해 이동하는이 초신성 물질은 다른 우주 파편과 충돌 할 수 있으며 새로운 별, 행성 또는 위성의 형성에 참여할 수 있습니다.
초신성이 형성되는 동안 일어나는 과정은 아직 연구 중이며 지금까지이 문제에 대한 명확성은 없습니다. 원래 별이 실제로 무엇이 남아 있는지도 의문입니다. 그러나 두 가지 옵션이 고려되고 있습니다.
중성자 별
일부 초신성에서는 초거성 내부의 강한 중력이 전자를 원자핵으로 떨어지게하여 양성자와 합쳐져 중성자를 형성하는 것으로 알려져 있습니다. 근처의 핵을 분리하는 전자기력이 사라집니다. 별의 핵은 이제 원자핵과 개별 중성자로 이루어진 조밀 한 공입니다.
중성자 별이라고 알려진 이러한 별은 대도시의 크기보다 크지 않은 매우 작고 상상할 수 없을 정도로 높은 밀도를 가지고 있습니다. 별의 크기가 감소함에 따라 (각운동량의 보존으로 인해) 혁명 기간이 극도로 짧아집니다. 일부는 초당 600 회 회전합니다. 이 빠르게 회전하는 별의 북극과 남극을 연결하는 축이 지구를 가리키면, 별의 회전주기와 동일한 간격으로 반복되는 복사 펄스가 기록 될 수 있습니다. 이러한 중성자 별은 "펄서"라고 불리며 발견 된 최초의 중성자 별이되었습니다.
블랙홀
모든 초신성이 중성자 별이되는 것은 아닙니다. 별의 질량이 충분히 크면 별의 붕괴가 계속되고 중성자 자체가 반지름이 슈바르츠 실트 반지름보다 작아 질 때까지 안쪽으로 떨어지기 시작합니다. 그 후 별은 블랙홀이됩니다.
블랙홀의 존재는 일반 상대성 이론에 의해 예측되었습니다. 일반 상대성 이론에 따르면 물질과 정보는 어떤 조건에서도 블랙홀을 남길 수 없습니다. 그러나 양자 역학은이 규칙에 대한 예외를 허용합니다.
많은 미해결 질문이 남아 있습니다. 그들 중 최고 : "블랙홀이 전혀 있습니까?" 실제로, 주어진 물체가 블랙홀임을 확실히하기 위해서는 사건의 지평선을 관찰 할 필요가 있습니다. 이를위한 모든 시도는 실패로 끝났습니다. 그러나 일부 물체는 부착을 끌어 당기지 않고는 설명 할 수없고 단단한 표면이없는 물체에 부착되기 때문에 여전히 희망이 있지만, 블랙홀의 존재 자체만으로는이를 증명할 수 없습니다.
질문도 열려 있습니다. 별이 초신성을 우회하여 블랙홀로 직접 붕괴 할 수 있습니까? 나중에 블랙홀이 될 초신성이 있습니까? 별의 초기 질량이 수명주기가 끝날 때 물체의 형성에 미치는 정확한 영향은 무엇입니까?
별의 진화-물리적 변화. 특성, int. 구조 및 화학. 시간이 지남에 따라 별의 구성. E.Z 이론의 가장 중요한 문제. -별의 형성에 대한 설명, 관찰 된 특성의 변화, 다양한 별 그룹의 유전 적 관계 연구, 최종 상태 분석.
우리에게 알려진 우주의 일부에서 약. 관측 된 물질 질량의 98-99 %가 별에 포함되어 있거나 별의 단계를 통과 한 E.Z. yavl. 천체 물리학에서 가장 중요한 문제 중 하나입니다.
정지 상태의 별은 수압 인 가스 구입니다. 및 열 평형 (즉, 중력의 작용은 내부 압력에 의해 균형을 이루고 복사로 인한 에너지 손실은 별 내부에서 방출되는 에너지로 보상됩니다). 별의 "탄생"은 자체적으로 복사가 지원되는 정수 역학적 평형 물체의 형성입니다. 에너지 원. 별의 "죽음"은 돌이킬 수없는 불균형으로 별이 파괴되거나 파국적입니다. 압축.
중력 할당. 에너지는 별 내부의 온도가 핵 에너지 방출로 에너지 손실을 보상하기에 충분하지 않을 때만 결정적인 역할을 할 수 있으며, 별 전체 또는 일부는 평형을 유지하기 위해 압축되어야합니다. 점멸하는 열 에너지는 핵 에너지 비축량이 고갈 된 후에 만 \u200b\u200b중요해집니다. 따라서 E.Z. 별의 에너지 원의 순차적 인 변화로 표현 될 수 있습니다.
E.Z의 특징적인 시간. 전체 진화를 직접 추적하기에는 너무 큽니다. 따라서 DOS. 연구 방법 E.Z. yavl. 내부의 변화를 설명하는 일련의 별 모델 구성. 구조 및 화학. 시간이 지남에 따라 별의 구성. 진화. 그런 다음 시퀀스는 관찰 결과와 비교됩니다. 예를 들어 (G.-R.d.)는 관찰 결과를 합산합니다. 큰 수 진화의 다른 단계에있는 별. G.-R과의 비교 d. 특히 중요한 역할을합니다. 성단의 경우 모든 성단 별이 동일한 초기 화학 물질을 갖기 때문입니다. 거의 동시에 형성되었습니다. G.-R.d.에 따르면 다양한 연령대의 클러스터를 통해 E.Z의 방향을 설정할 수있었습니다. 세부적인 진화. 시퀀스는 별에 대한 질량, 밀도, 온도 및 광도 분포를 설명하는 미분 방정식 시스템을 수치 적으로 해결하여 계산되며, 여기에 추가되는 별의 에너지 방출 법칙과 불투명도, 화학 변화를 설명하는 방정식이 추가됩니다. 시간에 따른 별의 구성.
별의 진화 과정은 주로 질량과 초기 화학 물질에 따라 달라집니다. ㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ ㅇㅇㅇ 구성. 특정하지만 근본적인 역할은 별의 회전과 그 크기에 의해 수행 될 수 있습니다. 필드, 그러나 E.Z에서 이러한 요소의 역할. 아직 충분히 연구되지 않았습니다. Chem. 별의 구성은 그것이 형성된 시간과 은하가 형성되는 순간의 위치에 따라 달라진다. 1 세대의 별은 우주에 의해 결정되는 물질로 형성되었습니다. 정황. 분명히 그것은 약 70 질량 %의 수소, 30 %의 헬륨 및 중수소와 리튬의 미미한 혼합물을 포함했습니다. 1 세대 별의 진화 과정에서 무거운 원소 (헬륨에 이어)가 형성되어 별에서 물질이 유출되거나 별이 폭발하는 동안 성간 공간으로 분출되었습니다. 이후 세대의 별은 3-4 % (질량 기준)의 중원 소를 포함하는 물질로 형성되었습니다.
은하계에서 별이 형성되고 있다는 가장 직접적인 징후는 yavl입니다. 거대한 밝은 별 스펙트럼의 존재. 클래스 O 및 B, 수명은 ~ 10 7 년을 초과 할 수 없습니다. 현대의 별 형성 속도 시대는 연간 5로 추정됩니다.
2. 별 형성, 중력 수축 단계
가장 일반적인 견해에 따르면, 별은 중력의 결과로 형성됩니다. 성간 매체에서 물질의 응축. 성간 매그넘의 Rayleigh-Taylor 열 불안정성의 영향으로 성간 매체를 두 단계로 분리해야합니다. 밀도가 높은 차가운 구름과 온도가 더 높은 희박 매체입니다. 들. 질량이있는 가스 분진 단지 
, 특성 크기 (10-100) pc 및 입자 농도 엔~ 10 2 cm -3. 그들에 의한 전파 방출로 인해 실제로 관찰됩니다. 그러한 구름을 압축 (붕괴)하려면 특정 조건, 즉 중력이 필요합니다. 구름의 입자는 입자의 열 운동 에너지, 구름 전체의 회전 에너지 및 크기의 합을 초과해야합니다. 구름 에너지 (청바지 기준). 열 운동의 에너지 만 고려하면 1 차까지 Jeans 기준이 다음과 같이 작성됩니다. align \u003d "absmiddle"width \u003d "205"height \u003d "20"\u003e, 여기서는 구름의 질량, 티 -가스 온도 (K), 엔 -1cm 3의 입자 수. 현대의 전형적인. 온도 K의 성간 구름은 질량이 적지 않은 구름 만 붕괴 할 수 있습니다. Jeans 기준은 실제로 관측 된 질량 스펙트럼에서 별의 형성을 위해 붕괴하는 구름의 입자 농도가 (10 3 -10 6) cm -3에 도달해야 함을 나타냅니다. 일반적인 구름에서 관찰 된 것보다 10 ~ 1000 배 더 높습니다. 그러나 이러한 입자의 농도는 이미 붕괴되기 시작한 구름의 깊이에서 도달 할 수 있습니다. 이것으로부터 순차적으로 일어나는 일이 여러 차례 수행됩니다. 단계, 거대한 구름의 조각화. 이 그림은 자연스럽게 그룹 별의 탄생을 설명합니다. 동시에 구름의 열 균형, 속도 장 및 조각의 질량 스펙트럼을 결정하는 메커니즘과 관련된 질문은 불분명합니다.
붕괴하는 항성 질량 물체를 호출합니다. protostars. 마그네틱이없는 구형 대칭 비 회전 원형 별의 붕괴. 필드에는 여러 가지가 포함됩니다. 단계. 초기 시점에서 클라우드는 균질하고 등온입니다. 그것은 그 자체로 투명합니다. 따라서 붕괴는 체적 에너지 손실, Ch. arr. 먼지의 열 복사로 인해 절단으로 인해 운동이 전달됩니다. 가스 입자의 에너지. 균질 한 구름에서는 압력 구배가 없으며 자유 낙하 영역에서 특징적인 시간과 함께 압축이 시작됩니다. 지 -, 구름의 밀도입니다. 압축이 시작되면 희박 파가 발생하여 소리의 속도로 중앙으로 이동합니다. 밀도가 높을수록 붕괴가 더 빨리 일어나고, protostar는 조밀 한 코어와 확장 된 외피로 나뉘어 물질이 법에 따라 분포되어 있습니다. 코어의 입자 농도가 ~ 10 11 cm -3에 도달하면 먼지 입자의 IR 복사에 대해 불투명 해집니다. 코어에서 방출 된 에너지는 복사열 전도로 인해 서서히 표면으로 스며 듭니다. 온도가 거의 단열 적으로 상승하기 시작하면 압력이 증가하고 코어는 정수압이됩니다. 밸런스. 껍질은 계속해서 핵에 떨어지고 그 주변에 나타납니다. 이때 핵의 매개 변수는 원형 별의 총 질량에 약하게 의존합니다. K. 핵의 질량이 증가로 인해 증가함에 따라 H2 분자의 해리가 시작되는 2000K에 도달 할 때까지 온도가 거의 단열 적으로 변합니다. 운동의 증가가 아닌 해리를위한 에너지 소비의 결과입니다. 입자의 에너지, 단열 지수의 값이 4/3 미만이되고, 압력의 변화는 중력의 힘을 보상 할 수 없으며 핵이 다시 붕괴됩니다 (참조). 매개 변수가있는 새로운 핵이 형성되고 충격 전선으로 둘러싸여 첫 번째 핵의 잔재가 축적됩니다. 핵의 유사한 재구성은 수소에서도 발생합니다.
껍질 물질로 인한 핵의 추가 성장은 모든 물질이 별에 떨어지거나 행동으로 흩어질 때까지 또는 핵이 충분히 무거울 때까지 계속됩니다 (참조). 외피 물질의 특징적인 시간을 가진 프로토 스타의 경우 ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~)따라서 그들의 광도는 붕괴하는 핵의 에너지 방출에 의해 결정됩니다.
핵과 외피로 구성된 별은 외피의 방사선 처리로 인해 IR 소스로 관찰됩니다 (외피의 먼지, 핵의 UV 복사 광자를 흡수하여 IR 범위에서 방출 됨). 껍질이 광학적으로 얇아지면 원시 별은 일반 항성 물체로 관찰되기 시작합니다. 가장 무거운 별에서 외피는 별의 중심에서 열핵 수소 연소가 시작될 때까지 남아 있습니다. 복사 압력은 아마도 별의 질량을 크기로 제한합니다. 더 무거운 별이 형성 되더라도 맥 동적으로 불안정하고 의미를 잃을 수 있습니다. 코어에서 수소 연소 단계에서 질량의 일부. 원성 외피의 붕괴 및 산란 단계의 기간은 부모 구름의 자유 낙하 시간과 동일한 정도입니다. 10 5 -10 6 년. 중심에 의해 비춰진 외피 잔해의 암흑 물질 덩어리는 항성풍에 의해 가속되며 Herbig-Haro 천체 (방출 스펙트럼을 가진 별 모양 성단)로 식별됩니다. 저 질량 별은 가시화 될 때 T Tauri (왜성) 별이 차지하는 H-RH 영역에 있으며, 더 무거운 별은 Herbig 방출 별 (스펙트럼에 방출 선이있는 불규칙한 초기 스펙트럼 등급)이있는 지역에 있습니다.진화. 정수 단계에서 일정한 질량을 가진 원생 별의 핵 추적. 압축은 Fig. 1. 수압이 성립되는 순간에 작은 질량의 별을 위해. 평형, 핵의 조건은 에너지가 전달되는 것과 같습니다. 계산에 따르면 완전히 대류하는 별의 표면 온도는 거의 일정합니다. 별의 반경은 지속적으로 감소하고 있습니다. 계속 축소됩니다. 표면 온도가 일정하고 반경이 감소하면 별의 광도도 G.-R.d에 떨어집니다. 이 진화 단계는 트랙의 수직 섹션에 해당합니다.
수축이 계속됨에 따라 별 내부의 온도가 증가하고 물질이 더 투명 해지며 정렬 \u003d "absmiddle"너비 \u003d "90"높이 \u003d "17"\u003e 별은 방사형 코어를 생성하지만 봉투는 대류 상태를 유지합니다. 덜 무거운 별은 완전히 대류 상태로 남아 있습니다. 그들의 광도는 광구의 얇은 복사 층에 의해 조절됩니다. 별이 더 무겁고 유효 온도가 높을수록 방사 핵이 커집니다 (정렬 \u003d "absmiddle"너비 \u003d "74"높이 \u003d "17"\u003e 인 별에서 방사 핵이 즉시 나타납니다). 결국, 거의 전체 별 (질량이있는 별의 표면 대류 영역을 제외하고)은 핵에서 방출되는 모든 에너지가 복사에 의해 전달 될 때 복사 평형 상태가됩니다.
3. 핵반응에 기반한 진화
~ 10 6 K의 핵 온도에서 첫 번째 핵 반응이 시작됩니다-중수소, 리튬, 붕소가 연소됩니다. 이러한 요소의 주요 양은 너무 작아서 연소가 실제로 압축을 견디지 못합니다. 별 중심의 온도가 ~ 10 6 K에 도달하면 압축이 멈추고 수소가 발화합니다. 수소의 열핵 연소 중에 방출되는 에너지는 복사 손실을 보상하기에 충분합니다 (참조). 핵에서 수소가 타는 균질 한 별이 G.-R에서 형성됩니다. 초기 메인 시퀀스 (IGP). 거대한 별은 별보다 NGP에 더 빨리 도달합니다. 낮은 무게이후 단위 질량 당 에너지 손실률, 따라서 진화 속도는 저 질량 별보다 높습니다. NGP E.Z에 들어간 이후. 핵 연소를 기반으로 발생하며 주요 단계는 표에 요약되어 있습니다. 핵 연소는 모든 핵 중에서 가장 높은 결합 에너지를 가진 철 그룹의 요소가 형성되기 전에 발생할 수 있습니다. 진화. G.-R.d.의 별들의 흔적 그림에 나와 있습니다. 2. 별의 중심 온도와 밀도의 변화는 그림 1에 나와 있습니다. 3. 언제 메인. 에너지 원 yavl. 대체로 수소 순환의 반응 티 -탄소-질소 (CNO) 순환의 반응 (참조). CNO주기의 부작용은 다음과 같습니다. 핵종 14N, 12C, 13C의 평형 농도 설정-각각 95 %, 4 % 및 1 % 중량. 수소 연소가 발생한 층에서 질소의 우세는 관찰 결과에 의해 확인되며, 이러한 층은 외부 손실의 결과로 표면에 나타납니다. 레이어. CNO 사이클이 실현되는 중심 (정렬 \u003d "absmiddle"너비 \u003d "74"높이 \u003d "17"\u003e)에있는 별에서는 대류 코어가 발생합니다. 그 이유는 온도에 대한 에너지 방출의 매우 강한 의존성 때문입니다. 복사 에너지의 흐름 ~ 4 화 (참조) 따라서 방출 된 모든 에너지를 전달할 수 없으며 대류가 나타나야하며 이는 복사 전달보다 효과적입니다. 가장 무거운 별에서 대류는 항성 질량의 50 % 이상을 차지합니다. 진화를위한 대류 핵의 중요성은 핵연료가 유효 연소 영역보다 훨씬 더 큰 영역에서 균일하게 고갈된다는 사실에 의해 결정되는 반면 대류 핵이없는 별에서는 처음에는 중심의 작은 부근에서만 연소됩니다. 온도가 충분히 높은 곳. 수소 연소 시간은 10 년에서 10 년까지의 범위입니다. 모든 후속 핵 연소 단계의 시간은 수소 연소 시간의 10 %를 초과하지 않으므로 수소 연소 단계의 별은 G.-R에서 형성됩니다. 인구 밀집 지역-(GP). 중심에 온도가있는 별은 수소 점화에 필요한 값에 도달하지 못하고 무기한 수축하여 "검은"왜성으로 변합니다. 수소 연소는 평균 증가로 이어집니다. 핵심 물질의 분자량, 따라서 수압을 유지합니다. 평형을 유지하려면 중심의 압력이 증가해야하는데, 이는 중심의 온도와 별을 따라 온도 구배가 증가하고 결과적으로 광도가 증가합니다. 광도의 증가는 온도가 증가함에 따라 물질의 불투명도가 감소하기 때문에 발생합니다. 코어는 수소 함량이 감소하면서 원자력 방출 조건을 유지하기 위해 축소되고 코어에서 증가 된 에너지 플럭스를 전달해야하기 때문에 쉘이 확장됩니다. G.-R.d. 별이 NGP의 오른쪽으로 이동합니다. 불투명도가 감소하면 가장 무거운 별을 제외한 모든 별의 대류 코어가 죽게됩니다. 거대한 별의 진화 속도가 가장 높으며 MS에서 가장 먼저 떠납니다. MS의 수명은 약. 약 1000 만년 7 천만 년, 약. 100 억년.핵의 수소 함량이 1 %로 감소하면 align \u003d "absmiddle"너비 \u003d "66"높이 \u003d "17"\u003e 인 항성 외피의 팽창은 에너지를 유지하는 데 필요한 별의 일반적인 수축으로 대체됩니다. 해제. 엔벨로프의 수축은 헬륨 코어에 인접한 층의 수소를 열핵 연소 온도로 가열하고 층상 에너지 방출 원이 발생합니다. 온도에 덜 의존하고 에너지 방출 영역이 중심으로 집중되지 않는 질량을 가진 별의 경우 일반적인 압축 단계가 없습니다.
E.Z. 수소 연소 후 질량에 따라 다릅니다. 질량이있는 별의 진화 과정에 영향을 미치는 가장 중요한 요소는 yavl입니다. 고밀도에서 전자 가스의 축퇴. 고밀도로 인해 저에너지 양자 상태의 수는 Pauli 원리로 인해 제한되며 전자는 양자 수준을 높은 에너지로 채우고 열 운동의 에너지를 크게 초과합니다. 퇴화 가스의 가장 중요한 특징은 압력이 피 밀도에만 의존합니다 : 비 상대 론적 퇴행성과 상대 론적 퇴행성을 위해. 전자 가스 압력은 이온 압력보다 훨씬 큽니다. 이것은 E.Z의 기본을 의미합니다. 결론 : 상대 론적으로 퇴화하는 가스의 단위 부피에 작용하는 중력은 압력 구배와 같은 방식으로 밀도에 따라 달라 지므로 제한 질량이 있어야합니다 (참조). align \u003d "absmiddle"width \u003d "일 때 66 "높이 \u003d"15 "\u003e 전자의 압력은 중력에 대응할 수 없으며 압축이 시작됩니다. 무게 정렬 제한 \u003d "absmiddle"너비 \u003d "139"높이 \u003d "17"\u003e. 전자 가스가 퇴화되는 영역의 경계는 Fig. 삼. 저 질량 별에서 퇴화는 이미 헬륨 핵 형성 과정에서 눈에 띄는 역할을합니다.
E.Z를 결정하는 두 번째 요소. 후기 단계에서 이들은 중성미자 에너지 손실입니다. 별의 깊이에서 티 ~ 10 8K 메인. 출생의 역할은 광 중성미자 과정, 플라즈마 진동 양자 (플라즈몬)의 중성미자-항 중성미자 쌍으로의 붕괴 (), 전자-양전자 쌍의 소멸 () 및 (참조)에 의해 수행됩니다. 중성미자의 가장 중요한 특징은 별의 물질이 사실상 투명하고 중성미자는 별에서 에너지를 자유롭게 운반한다는 것입니다.
헬륨 연소 조건이 아직 발생하지 않은 헬륨 코어가 압축됩니다. 코어에 인접한 층상 소스의 온도가 증가하고 수소 연소 속도가 증가합니다. 증가 된 에너지 흐름을 전달해야 할 필요성은 에너지의 일부를 소비하는 껍질의 확장으로 이어집니다. 별의 광도가 변하지 않기 때문에 표면의 온도가 감소하고 G.-R. 별은 적색 거성이 점령 한 지역으로 이동합니다. 별의 구조 조정 시간은 핵에서 수소가 소진되는 시간보다 2 배 더 짧으므로 MS 밴드와 적색 초거성 영역 사이에 별이 거의 없습니다. 껍질의 온도가 감소하면 투명도가 증가하여 외부가 나타납니다. 대류 영역과 별의 광도가 증가합니다.
축퇴 전자의 열전도율과 별의 중성미자 손실을 통해 코어에서 에너지를 제거하면 헬륨의 점화 순간이 지연됩니다. 온도는 코어가 거의 등온이 될 때만 눈에 띄게 상승하기 시작합니다. 4의 연소 그는 E.Z를 결정합니다. 에너지 방출이 열전도 및 중성미자 방출에 의한 에너지 손실을 초과하는 순간부터. 이후의 모든 유형의 핵연료 연소에도 \u200b\u200b동일한 조건이 적용됩니다.
중성미자에 의해 냉각 된 축퇴 가스로 만들어진 항성 핵의 주목할만한 특징은 밀도와 온도의 비율을 특징 짓는 트랙의 수렴 인 "수렴"입니다. T c 별의 중앙에 있습니다 (그림 3). 핵 압축 중 에너지 방출 속도는 특정 유형의 연료에 대한 핵 질량에만 의존하는 층 소스를 통해 물질이 핵에 부착되는 속도에 의해 결정됩니다. 에너지의 유입과 유출의 균형은 핵에서 유지되어야하므로 별의 핵에서 온도와 밀도의 동일한 분포가 확립됩니다. 4 He의 점화 순간까지 코어의 질량은 무거운 원소의 함량에 따라 다릅니다. 축퇴 가스로 만들어진 핵에서 4 He의 연소는 열 폭발의 특성을 갖습니다. 연소 중에 방출되는 에너지는 전자의 열 운동 에너지를 증가 시키지만 온도 상승에 따른 압력은 열 에너지 전자는 축퇴하는 전자 가스의 에너지와 같지 않습니다. 그런 다음 퇴화가 해제되고 코어가 빠르게 팽창하여 헬륨 플래시가 발생합니다. 헬륨 플레어는 별의 물질의 손실을 동반 할 가능성이 높습니다. 거대한 별은 진화를 완료 한 지 오래되고 적색 거성에는 질량이 있으며 헬륨 연소 단계의 별은 G.-R.d의 수평 가지에 있습니다.
정렬 \u003d "absmiddle"너비 \u003d "90"높이 \u003d "17"\u003e 별의 헬륨 코어에서 가스는 퇴화되지 않습니다. 4 그는 조용히 점화하지만 핵 또한 증가로 인해 팽창합니다. T c... 가장 무거운 별에서는 4 개가 있어도 불이 붙습니다. 파란색 초거성. 코어의 확장은 감소로 이어집니다 티 수소 층 소스 영역에서 헬륨 폭발 후 별의 광도가 감소합니다. 열 평형을 유지하기 위해 외피가 수축하고 별은 적색 초거성 영역을 떠납니다. 4 심의 He가 고갈되면 핵의 수축과 외피의 팽창이 다시 시작되고 별은 다시 적색 초거성이됩니다. 에너지 방출을 지배하는 계층화 된 4 He 연소 소스가 형성됩니다. 외부 적으로 다시 나타납니다. 대류 영역. 헬륨과 수소가 소진됨에 따라 레이어 소스의 두께가 감소합니다. 얇은 헬륨 연소 층은 열적으로 불안정한 것으로 밝혀졌습니다. 온도에 대한 에너지 방출의 매우 강한 민감도 ()로 인해 물질의 열전도도는 연소 층의 열 교란을 소화하기에 불충분합니다. 열 플레어를 사용하면 층에서 대류가 발생합니다. 수소가 풍부한 층으로 침투하면 느린 과정의 결과로 ( 에스-공정, 참조) 원자 질량이 22 Ne에서 209 B까지 인 원소가 합성됩니다.
적색 초거성의 차갑게 확장 된 껍질에서 형성된 먼지와 분자에 대한 복사 압력은 최대 1 년의 속도로 물질의 지속적인 손실을 초래합니다. 연속적인 질량 손실은 층 연소 또는 맥동의 불안정성으로 인한 손실로 보완 될 수 있으며, 이는 하나 또는 여러 개의 방출로 이어질 수 있습니다. 껍질. 탄소-산소 코어 위의 물질의 양이 특정 한도 미만이되면, 압축이 연소를 지원할 수있을 때까지 연소 층의 온도를 유지하기 위해 쉘이 수축해야합니다. G.-R.d.에 스타 거의 수평으로 왼쪽으로 이동합니다. 이 단계에서 연소 층의 불안정성으로 인해 쉘이 확장되고 물질이 손실 될 수 있습니다. 별이 충분히 뜨거우면 하나 또는 여러 개의 핵으로 관찰됩니다. 껍질. 층원이 별의 표면으로 너무 많이 옮겨져 그 온도가 핵 연소에 필요한 온도보다 낮아지면 별은 냉각되어 백색 왜성 c로 변하여 이온 성분의 열 에너지 소비로 인해 방출됩니다. 그 물질의. 백색 왜성의 특징적인 냉각 시간은 ~ 10 9 년입니다. 백색 왜성으로 변하는 단일 별의 질량의 하한은 불분명하며 3-6으로 추정됩니다. 전자 가스가있는 별에서는 탄소-산소 (C, O-) 별 핵의 성장 단계에서 퇴화합니다. 별의 헬륨 코어에서와 같이 중성미자 에너지 손실로 인해 C, O- 코어에서 탄소가 점화되는 시점과 중앙에 조건의 "수렴"이 있습니다. 이러한 조건에서 12C의 점화는 폭발의 특성을 가지며 별의 완전한 파괴로 이어질 가능성이 큽니다. 다음과 같은 경우 완전한 파괴가 발생하지 않을 수 있습니다. 
... 이러한 밀도는 코어의 성장률이 가까운 이원 시스템에서 동반자의 물질이 추가 됨으로써 결정될 때 얻을 수 있습니다.
우주는 끊임없이 변화하는 대우주로서 모든 물체, 물질 또는 물질이 변형되고 변화하는 상태에 있습니다. 이러한 프로세스는 수십억 년 동안 지속됩니다. 기간과 비교 인간의 삶 이 기간은 마음이 이해할 수 없을 정도로 엄청납니다. 공간 규모에서 이러한 변화는 다소 일시적입니다. 우리가 지금 밤하늘에서 관찰하는 별들은 이집트의 파라오들이 그들을 볼 수 있었던 수천년 전과 똑같 았지만, 사실 이번에는 천체의 물리적 특성의 변화가 1 초도 멈추지 않았습니다. . 별은 태어나고 살며 확실히 늙어 가며 별의 진화는 평소처럼 계속됩니다.
100,000 년 전의 간격으로 다른 역사적 기간에 별자리 큰곰 자리의 별 위치-우리 시대와 10 만 년 후
평신도의 관점에서 별의 진화 해석
평신도에게 공간은 고요하고 고요한 세계인 것 같습니다. 사실 우주는 거대한 물리적 실험실이며, 거대한 변형이 일어나는 동안 별의 화학적 구성, 물리적 특성 및 구조가 변합니다. 별의 생명은 빛을 발하고 열을 발산하는 한 지속됩니다. 그러나 그러한 화려한 상태는 영원히 지속되지 않습니다. 밝은 탄생에 이어 별의 성숙 기간이 뒤 따르며, 천체의 노화와 죽음으로 불가피하게 끝납니다.
50 ~ 70 억년 전 가스 먼지 구름에서 원형 별 형성
오늘날 별에 관한 우리의 모든 정보는 과학의 틀에 맞습니다. 열역학은 항성 물질이 머무르는 정역학 및 열 평형 과정에 대한 설명을 제공합니다. 핵 및 양자 물리학으로 이해 어려운 과정 핵융합은 별이 존재하기 때문에 열을 방출하고 주변 공간에 빛을 제공합니다. 별이 탄생하면 자체 에너지 원에 의해 유지되는 수압 및 열 평형이 형성됩니다. 화려한 별의 경력이 끝날 무렵,이 균형은 혼란스러워집니다. 돌이킬 수없는 과정의 전환이 발생하며 그 결과 별의 파괴 또는 붕괴-천체의 즉각적이고 화려한 죽음의 장대 한 과정입니다.
초신성 폭발은 우주 초기에 태어난 별의 삶의 밝은 피날레입니다
별의 물리적 특성의 변화는 질량 때문입니다. 물체의 진화 속도는 화학적 구성과 기존의 천체 물리학 적 매개 변수 (회전 속도 및 자기장 상태)에 의해 영향을받습니다. 설명 된 프로세스의 엄청난 기간으로 인해 모든 것이 실제로 어떻게 발생하는지 정확히 말할 수는 없습니다. 진화 속도, 변형 단계는 별의 탄생 시간과 탄생 당시 우주에서의 위치에 따라 다릅니다.
과학적 관점에서 본 별의 진화
모든 별은 외부 및 내부 중력의 작용으로 가스 공 상태로 압축되는 차가운 성간 가스에서 태어납니다. 가스 물질의 압축 과정은 열 에너지의 엄청난 방출과 함께 잠시 멈추지 않습니다. 새로운 지층의 온도는 열 핵융합이 시작될 때까지 상승합니다. 이 순간부터 항성 물질의 압축이 중단되고 물체의 수압 상태와 열 상태 사이의 균형이 이루어집니다. 우주는 새로운 본격적인별로 보충되었습니다.
주요 항성 연료는 시작된 열핵 반응의 결과로 수소 원자입니다.
별의 진화에서 열 에너지의 원천은 근본적으로 중요합니다. 별의 표면에서 우주로 빠져 나가는 복사 에너지와 열 에너지는 천체 내부 층의 냉각으로 인해 보충됩니다. 지속적으로 진행되는 열핵 반응과 별 내부의 중력 압축이 손실을 보완합니다. 별 내부에 충분한 핵연료가있는 한 별은 밝은 빛으로 빛나고 열을 방출합니다. 열 핵융합 과정이 느려지거나 완전히 멈추자 마자 별의 내부 압축 메커니즘이 시작되어 열 및 열역학적 평형을 유지합니다. 이 단계에서 물체는 이미 적외선 범위에서만 볼 수있는 열 에너지를 방출하고 있습니다.
설명 된 과정을 바탕으로 별의 진화는 항성 에너지 원의 순차적 인 변화라는 결론을 내릴 수 있습니다. 현대 천체 물리학에서 별의 변형 과정은 세 가지 척도에 따라 배열 될 수 있습니다.
- 핵 타임 라인;
- 별 생명의 열 부분;
- 별 생명의 동적 세그먼트 (최종).
각각의 경우 별의 나이, 물리적 특성 및 물체의 죽음 유형을 결정하는 과정이 고려됩니다. 핵 타임 라인은 물체가 자체 열원에 의해 구동되고 핵 반응의 산물 인 에너지를 방출하는 한 흥미 롭습니다. 이 단계의 기간에 대한 추정치는 열 핵융합 과정에서 헬륨으로 변환 될 수소의 양을 결정하여 계산됩니다. 별의 질량이 클수록 핵 반응의 강도가 커지고 따라서 물체의 광도가 높아집니다.
초거성부터 적색 왜성까지 다양한 별의 크기와 질량
열 타임 라인은 별이 모든 열 에너지를 소비하는 진화 단계를 정의합니다. 이 과정은 마지막 수소 매장량을 모두 사용하고 핵 반응이 중단 된 순간부터 시작됩니다. 개체의 균형을 유지하기 위해 압축 프로세스가 시작됩니다. 스텔라 물질은 중심으로 떨어집니다. 이 경우 운동 에너지가 열 에너지로 전환되어 별 내부에서 필요한 온도 균형을 유지하는 데 소비됩니다. 에너지의 일부는 우주 공간으로 빠져 나갑니다.
별의 광도가 질량에 의해 결정된다는 사실을 고려하면 물체가 압축되는 순간 공간에서의 밝기는 변하지 않습니다.
주 계열로 향하는 별
동적 타임 라인에 따라 별이 형성됩니다. 별의 가스는 중심을 향해 안쪽으로 자유롭게 떨어지며 미래 물체의 장에서 밀도와 압력을 증가시킵니다. 가스 구 중앙의 밀도가 높을수록 물체 내부의 온도가 높아집니다. 이 순간부터 열은 천체의 주요 에너지가됩니다. 밀도가 높고 온도가 높을수록 미래 별의 장 압력이 커집니다. 분자와 원자의 자유 낙하가 멈추고 항성 가스의 압축 과정이 멈 춥니 다. 이 물체의 상태를 일반적으로 프로토 스타 (protostar)라고합니다. 목표는 90 % 분자 수소입니다. 온도가 1800K에 도달하면 수소는 원자 상태가됩니다. 붕괴 과정에서 에너지가 소비되고 온도 상승이 느려집니다.
우주는 75 % 분자 수소로 구성되어 있으며, 이는 원시 별이 형성되는 동안 별의 핵연료 인 원자 수소로 변합니다.
이 상태에서 가스 볼 내부의 압력이 감소하여 압축력이 자유 로워집니다. 이 순서는 모든 수소가 처음 이온화 될 때마다 반복되고 헬륨 이온화가 시작될 때마다 반복됩니다. 10 ° K의 온도에서 가스는 완전히 이온화되고 별의 수축이 멈추고 물체는 정수압이됩니다. 별의 추가 진화는 열 시간 척도에 따라 훨씬 더 느리고 일관되게 진행될 것입니다.
원형 별의 반경은 형성이 시작된 이후로 100AU에서 감소합니다. ~ ¼ au 물체가 가스 구름 한가운데 있습니다. 별의 가스 구름의 외부 영역에서 입자가 축적됨에 따라 별의 질량은 지속적으로 증가 할 것입니다. 결과적으로, 물체 내부의 온도는 대류 과정과 함께 상승 할 것입니다. 즉, 별의 내부 층에서 외부 가장자리로 에너지가 전달됩니다. 결과적으로 천체 내부의 온도가 상승함에 따라 대류는 복사 전달로 대체되어 별의 표면으로 이동합니다. 이때 물체의 광도가 급격히 증가하고 별구 표면층의 온도도 증가합니다.
열핵 융합 반응이 시작되기 전에 새로 형성된 별의 대류 과정과 복사 전달
예를 들어, 질량이 우리 태양의 질량과 동일한 별의 경우 원 성운의 압축은 불과 몇 백년 만에 발생합니다. 천체 형성의 마지막 단계에 관해서는 항성 물질의 응축이 수백만 년 동안 늘어나고 있습니다. 태양은 충분히 빠르게 주 계열로 이동하고 있으며이 경로는 수억 또는 수십억 년이 걸릴 것입니다. 즉, 별의 질량이 클수록 본격적인 별을 형성하는 데 걸리는 시간이 길어집니다. 질량이 15M 인 별은 약 6 만년 동안 주 계열의 경로를 따라 훨씬 더 오래 움직일 것입니다.
주요 시퀀스 단계
일부 열핵 핵융합 반응이 더 낮은 온도에서 시작된다는 사실에도 불구하고 수소 연소의 주요 단계는 400 만도의 온도에서 시작됩니다. 이 시점부터 기본 시퀀스 단계가 시작됩니다. 새로운 형태의 항성 에너지 재생산 인 핵이 활동을 시작합니다. 물체를 압축하는 동안 방출 된 운동 에너지는 배경으로 사라집니다. 달성 된 평형은 주 계열의 초기 단계에서 별의 길고 차분한 수명을 보장합니다.
별 내부에서 일어나는 열핵 반응 과정에서 수소 원자의 분열과 붕괴
이 시점부터 별의 생명체를 관찰하는 것은 주 계열의 위상과 분명히 연결되어 있습니다. 중요한 부분 천체의 진화. 이 단계에서 항성 에너지의 유일한 원천은 수소 연소의 결과입니다. 물체는 평형 상태에 있습니다. 핵연료가 소모됨에 따라 물체의 화학적 조성 만 변합니다. 주 시퀀스 단계에서 태양의 체류는 약 100 억년 동안 지속될 것입니다. 우리 고유의 별이 전체 수소 공급량을 사용하는 데는 너무 오래 걸릴 것입니다. 거대한 별은 진화가 더 빠릅니다. 더 많은 에너지를 방출함으로써 거대한 별은 1 천만 ~ 2 천만년 동안 주 계열 단계에 남아 있습니다.
덜 무거운 별은 밤하늘에서 훨씬 더 오래 타 오릅니다. 따라서 질량이 0.25M 인 별은 수백억 년 동안 주 계열 단계에 남아있을 것입니다.
Hertzsprung-별의 스펙트럼과 광도 사이의 관계를 평가하는 러셀 다이어그램. 다이어그램의 포인트는 유명한 별의 위치입니다. 화살표는 주 계열에서 별이 거대 및 백색 왜성 단계로 이동하는 것을 나타냅니다.
별의 진화를 시각화하려면 주 계열에서 천체의 경로를 보여주는 다이어그램을보십시오. 그래프의 윗부분은 거대한 별이 집중되어있는 곳이기 때문에 물체로 덜 붐비는 것처럼 보입니다. 이 위치는 짧은 기간 때문입니다. 라이프 사이클... 현재까지 알려진 일부 별의 질량은 70M입니다. 질량이 상한선 인 100M를 초과하는 물체는 전혀 형성되지 않을 수 있습니다.
질량이 0.08M 미만인 천체는 열 핵융합 시작에 필요한 임계 질량을 극복 할 수 없으며 평생 동안 차갑게 유지됩니다. 가장 작은 원형 별은 축소되어 행성과 같은 왜성을 형성합니다.
일반 별 (우리 태양) 및 목성에 비해 행성과 같은 갈색 왜성
시퀀스의 맨 아래에는 우리 태양의 질량과 같은 질량을 가진 별이 지배하는 물체가 있습니다. 메인 시퀀스의 위쪽과 아래쪽 사이의 가상 경계는 질량이 1.5M 인 물체입니다.
별 진화의 후속 단계
별 상태의 각 변형은 별의 질량과 항성 물질의 변형이 일어나는 시간에 의해 결정됩니다. 그러나 우주는다면적이고 복잡한 메커니즘이므로 별의 진화는 다른 방식으로 진행될 수 있습니다.
주 계열을 따라 이동하면서 질량이 태양과 거의 같은 별에는 세 가지 주요 경로 옵션이 있습니다.
- 당신의 삶을 침착하게 살고 광대 한 우주에서 평화롭게 쉬십시오.
- 적색 거성 단계로 들어가 천천히 노화합니다.
- 백색 왜성의 범주로 들어가 초신성으로 들어가 중성자 별이됩니다.
시간, 물체의 화학적 구성 및 질량에 따른 원형 별 진화의 가능한 변형
메인 시퀀스 후에 거대한 단계가 온다. 이때 별 내부의 수소 매장량은 완전히 고갈되고 물체의 중심 영역은 헬륨 코어이며 열핵 반응은 물체의 표면으로 이동합니다. 열핵 융합의 작용으로 껍질은 팽창하지만 헬륨 코어의 질량은 커집니다. 평범한 별이 적색 거성으로 변합니다.
거대한 단계와 그 특징
질량이 작은 별에서는 핵의 밀도가 거대 해져 별의 물질이 퇴화되는 상대 론적 기체로 변모합니다. 별의 질량이 0.26M보다 약간 크면 압력과 온도가 증가하면 헬륨 합성이 시작되어 물체의 전체 중앙 영역을 덮습니다. 그 순간부터 별의 온도는 빠르게 상승합니다. 이 공정의 주요 특징은 퇴화 가스가 팽창하는 능력이 없다는 것입니다. 영향을 받음 높은 온도 폭발 반응을 수반하는 헬륨 핵분열 속도 만 증가합니다. 이 때 우리는 헬륨 섬광을 관찰 할 수 있습니다. 물체의 밝기는 수백 배 증가하지만 별의 고통은 계속됩니다. 모든 열역학적 과정이 헬륨 코어와 방출 된 외피에서 일어나는 새로운 상태로 별의 전이가 있습니다.
등온 헬륨 코어와 층상 핵 합성 영역을 가진 태양 형 주 계열성 및 적색 거성의 구조
이 상태는 일시적이며 지속적이지 않습니다. 항성 물질은 끊임없이 섞이고 있으며, 그 중 상당 부분이 주변 공간으로 던져져 행성상 성운을 형성합니다. 백색 왜성이라고 불리는 뜨거운 핵이 중앙에 남아 있습니다.
질량이 큰 별의 경우 나열된 과정은 그렇게 치명적이지 않습니다. 헬륨 연소는 탄소와 실리콘의 핵분열 반응으로 대체됩니다. 결국 항성 핵은 항성 철로 변할 것입니다. 거인의 위상은 별의 질량에 의해 결정됩니다. 물체의 질량이 클수록 중앙의 온도가 낮아집니다. 이것은 분명히 탄소와 다른 원소의 핵분열 반응을 촉발하기에 충분하지 않습니다.
백색 왜성의 운명은 중성자 별 또는 블랙홀입니다.
백색 왜성 상태가되면 물체는 극도로 불안정한 상태가됩니다. 중단 된 핵 반응은 압력 강하로 이어지고 핵은 붕괴 상태가됩니다. 이 경우 방출 된 에너지는 철이 헬륨 원자로 붕괴하는 데 소비되며, 이는 더 나아가 양성자와 중성자로 붕괴됩니다. 출시 된 프로세스는 빠른 속도로 발전하고 있습니다. 별의 붕괴는 스케일의 역동적 인 부분을 특징으로하며 시간이 1 초도 걸리지 않습니다. 핵연료의 잔여 물은 폭발적인 방식으로 점화되어 1 초 만에 엄청난 양의 에너지를 방출합니다. 이것은 물체의 상층을 날려 버리기에 충분합니다. 백색 왜성의 마지막 단계는 초신성 폭발입니다.
별핵이 붕괴되기 시작합니다 (왼쪽). 붕괴는 중성자 별을 형성하고 별의 바깥층 (중앙)으로 에너지 흐름을 생성합니다. 초신성 폭발 동안 별의 외층이 방출되어 방출 된 에너지 (오른쪽).
나머지 초 밀도 핵은 양성자와 전자의 무리가되어 서로 충돌하여 중성자를 형성합니다. 우주는 중성자 별이라는 새로운 물체로 보충되었습니다. 고밀도로 인해 핵이 퇴화되고 핵 붕괴 과정이 중지됩니다. 별의 질량이 충분히 크면 항성 물질의 잔해가 마침내 물체의 중앙에 떨어져 블랙홀을 형성 할 때까지 붕괴가 계속 될 수 있습니다.
별 진화의 마지막 부분을 설명
설명 된 진화 과정은 정상적인 평형 별에 대해서는 가능성이 낮습니다. 그러나 백색 왜성과 중성자 별의 존재는 항성 물질 압축 과정의 실제 존재를 증명합니다. 우주에서 그러한 물체의 미미한 수는 그 존재의 일시적인 증거입니다. 별 진화의 마지막 단계는 두 가지 유형의 연속적인 사슬로 나타낼 수 있습니다.
- 정상적인 별-적색 거성-외부 층의 방출-백색 왜성;
- 거대한 별-적색 초거성-초신성 폭발-중성자 별 또는 블랙홀-존재하지 않음.
스텔라 진화 다이어그램. 주 계열 외부의 별들의 수명 지속을위한 옵션.
과학의 관점에서 일어나는 과정을 설명하는 것은 다소 어렵습니다. 핵 과학자들은 항성 진화의 마지막 단계의 경우 물질 피로를 다루고 있다는 데 동의합니다. 장기간의 기계적, 열역학적 작용의 결과로 물질은 물리적 특성... 장기간의 핵 반응으로 고갈 된 항성 물질의 피로는 퇴화되는 전자 가스의 출현과 그에 따른 중성자 화 및 소멸을 설명 할 수 있습니다. 이 모든 과정이 처음부터 끝까지 진행되면 항성 물질은 물리적 물질이되지 않습니다. 별은 우주로 사라지고 아무것도 남기지 않습니다.
별의 발상지 인 성간 거품과 가스와 먼지 구름은 별이 사라지고 폭발했다는 이유로 보충 할 수 없습니다. 우주와 은하는 평형 상태에 있습니다. 일정한 질량 손실이 발생하고 성간 공간의 밀도는 우주 공간의 한 부분에서 감소합니다. 따라서 우주의 다른 부분에서는 새로운 별의 형성을위한 조건이 만들어집니다. 즉, 계획이 작동합니다. 특정 양의 물질이 한 곳에서 사라지고 우주의 다른 곳에서는 같은 양의 물질이 다른 형태로 나타납니다.
드디어
별의 진화를 연구하면서 우리는 우주가 물질의 일부가 수소 분자로 변형되는 거대한 희박 솔루션이라는 결론에 도달했습니다. 건축 재료 별을 위해. 다른 부분은 공간에 녹아 물질적 감각의 영역에서 사라집니다. 이런 의미에서 블랙홀은 모든 물질이 반물질로 들어가는 곳입니다. 특히 별의 진화를 연구 할 때 핵, 양자 물리학 및 열역학의 법칙에만 의존한다면 무슨 일이 일어나고 있는지 완전히 이해하기가 매우 어렵습니다. 상대 확률 이론은 공간의 곡률을 허용하는이 문제에 대한 연구와 연결되어야하며, 이는 한 에너지가 한 상태에서 다른 상태로 변환 될 수 있도록합니다.
항성 진화의 주요 단계를 간략히 살펴 보겠습니다.
시간이 지남에 따라 별의 물리적 특성, 내부 구조 및 화학적 구성의 변화.
물질의 조각화. ...
별은 가스 조각과 먼지 구름의 중력 압축에 의해 형성된다고 가정합니다. 따라서 소위 소구는 별이 형성되는 장소가 될 수 있습니다.
구형은 짙은 불투명 분자-먼지 (가스-먼지) 성간 구름으로, 어두운 원형 형태로 빛나는 가스와 먼지 구름의 배경에 대해 관찰됩니다. 주로 분자 수소 (H 2)와 헬륨 (그 ) 다른 가스 분자와 고체 성간 먼지 입자의 혼합물. 구상 가스 온도 (주로 분자 수소 온도) T≈ 10 시간 50K, 평균 밀도 n~ 10 5 입자 / cm 3, 가장 밀도가 높은 일반 가스 및 먼지 구름보다 몇 배 더 큰 직경 D~ 0.1 ÷ 하나. 구덩이 질량 M≤ 10 2 × M ⊙ ... 일부 소구에서는 어린 유형이 관찰됩니다.T 황소 자리.
구름은 중력 불안정성으로 인해 자체 중력의 영향을 받아 압축되는데, 이는 자발적으로 또는 근처 별 생성 원에서 발생하는 초음속 항성풍의 충격파와 구름의 상호 작용의 결과로 발생할 수 있습니다. 중력 불안정성이 나타나는 다른 이유도 가능합니다.
이론적 연구에 따르면 일반 분자 구름 (T≈ 10 ÷ 30K 및 n ~ 10 2 입자 / cm 3), 초기 입자는 질량이 M 인 구름의 부피에서 발생할 수 있습니다.≥ 10 3 × M ⊙ ... 이러한 무너지는 구름에서 더 적은 양의 파편으로 더 분해 될 수 있으며, 각각은 자체 중력의 영향으로 붕괴 될 것입니다. 관측에 따르면 하나가 아니라 다른 질량예를 들어, 별들의 열린 성단.
구름의 중앙 영역에서 압축하는 동안 밀도가 증가하여 구름 의이 부분의 물질이 자체 복사에 불투명 해지는 순간 이옵니다. 구름의 깊숙한 곳에서 안정된 조밀 한 두꺼워 짐이 발생하며 천문학 자들은 이것을 오라고 부릅니다.
물질의 조각화는 분자 먼지 구름이 더 적은 부분으로 분해되어 더 많은 부분이 나타나게하는 것입니다.
-한 단계의 천체, 잠시 후 (태양 질량의 경우, 이번에는T ~ 10 8 년) 정상 형성됩니다.
기체 껍질에서 코어로 물질이 더 떨어지면 (증착) 후자의 질량과 그에 따른 온도가 너무 많이 증가하여 기체와 복사 압력이 힘과 동일 해집니다. 커널 압축이 중지됩니다. 새로운 것은 적외선과 더 긴 파장의 복사만을 외부로 전송하는 광학 복사에 불투명 한 가스 먼지 봉투로 둘러싸여 있습니다. 이러한 물체 (고치)는 강력한 라디오 및 적외선 방사원으로 관찰됩니다.
코어의 질량과 온도가 더 증가하면 가벼운 압력이 부착을 멈추고 껍질의 잔재가 우주 공간에서 흩어집니다. 물리적 특성은 질량과 초기 화학 성분에 따라 달라지는 어린 것이 나타납니다.
초기 별의 주요 에너지 원은 분명히 중력 압축 중에 방출되는 에너지입니다. 이 가정은 virial 정리에서 다음과 같습니다. 고정 시스템 잠재적 에너지 합계Ep 시스템의 모든 구성원과 두 배의 운동 에너지 2E ~ 이 구성원 중 0은 :
E p + 2 E k \u003d 0. (39)
정리는 힘의 작용으로 제한된 공간 영역에서 움직이는 입자 시스템에 유효하며, 그 크기는 입자 사이의 거리의 제곱에 반비례합니다. 열 (운동) 에너지는 중력 (잠재) 에너지의 절반과 같습니다. 별이 수축하면 별의 총 에너지는 감소하고 중력 에너지는 감소합니다. 중력 에너지의 변화의 절반이 복사를 통해 별을 떠나고, 후반으로 인해 별의 열 에너지가 증가합니다.
저 질량 젊은 스타(최대 3 개의 태양 질량) 주 계열로가는 도중에 완전히 대류합니다. 대류 과정은 조명의 모든 영역을 다룹니다. 이들은 본질적으로 핵 반응이 막 시작된 \u200b\u200b중심에있는 원시성이며 모든 방사선은 주로 원인입니다. 일정한 유효 온도에서 별이 감소하고 있다는 것은 아직 확인되지 않았습니다. Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 이러한 별은 Hayashi 트랙이라고하는 거의 수직 트랙을 형성합니다. 압축이 느려지면 젊은이는 메인 시퀀스에 접근합니다.
별이 수축함에 따라 축퇴 전자 가스의 압력이 증가하기 시작하고 별의 특정 반경에 도달하면 수축이 중지되어 압축으로 인한 중심 온도의 추가 성장이 중단되고 감소합니다. 태양 질량이 0.0767 미만인 별의 경우 이것은 발생하지 않습니다. 핵 반응 중에 방출되는 에너지는 균형을 유지하기에 충분하지 않습니다. 내부 압력 과. 이러한 "언더 스타"는 핵 반응 과정에서 형성되는 것보다 더 많은 에너지를 방출하며 소위 말하는 것입니다. 그들의 운명은 퇴화 가스의 압력이 그것을 멈출 때까지 일정한 압축이며, 시작된 모든 핵 반응이 중단되면서 점진적으로 냉각됩니다..
중간 질량의 어린 별 (태양 질량 2 ~ 8 개)은 주 계열까지 대류 영역이 없다는 점을 제외하고는 작은 자매와 동일한 방식으로 질적으로 진화합니다.
태양 질량이 8 개보다 큰 별모든 중간 단계를 통과하고 핵의 질량이 축적되는 동안 방사선으로 인한 에너지 손실을 보상 할 수있는 핵 반응 속도를 달성 할 수 있었기 때문에 이미 정상적인 별의 특성을 가지고 있습니다. 이 별들은 질량 유출이 매우 커서 아직 별의 일부가되지 않은 분자 구름의 외부 영역의 붕괴를 막을뿐만 아니라 반대로 해동시킵니다. 따라서 형성된 별의 질량은 원 성운의 질량보다 눈에 띄게 적습니다.
주요 순서
별의 온도는 열핵 반응을 촉발하기에 충분한 중앙 영역의 값에 도달 할 때까지 상승하여 별의 주요 에너지 원이됩니다. 거대한 별 (M\u003e 1 ÷ 2 × M ⊙ )-이것은 탄소 순환에서 수소의 "연소"이다. 태양의 질량과 같거나 작은 질량을 가진 별의 경우, 에너지는 양성자-양성자 반응으로 방출됩니다. 평형 단계에 들어가서 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 주요 시퀀스에서 그 자리를 차지합니다. 질량이 큰 별은 매우 높은 중심 온도를 가지고 있습니다 (T ≥ 3 × 10 7K ), 에너지 생산은 매우 강렬합니다-주된 시퀀스에서 그것은 초기 지역의 태양 위에서 발생합니다 (O ... A, (F )); 작은 질량의 별에서 코어의 온도는 상대적으로 낮습니다 (T ≤ 1.5 × 10 7K ), 에너지 생성은 그다지 강하지 않습니다-주 시퀀스에서 그것은 늦은 지역의 태양 근처 또는 아래에서 발생합니다 ((F), G, K, M).
메인 시퀀스에서 그것은 존재를 위해 자연적으로 할당 된 시간의 최대 90 %를 소비합니다. 메인 시퀀스 단계에서 별이 보내는 시간도 질량에 따라 다릅니다. 그래서 질량으로M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O 또는 B 약 10 년 7 년 동안 주 계열 단계에있는 반면, 적색 왜성은질량이 M 인 K 5 ≈ 0.5 × M ⊙ 약 10 년 11 년 동안 주 계열 단계, 즉 은하의 나이에 필적하는 시간이다. 거대한 뜨거운 별은 빠르게 진화의 다음 단계로 넘어 가고, 차가운 왜성은 은하계 전체가 존재하는 동안 주 계열 단계에 있습니다. 적색 왜성이 은하계 인구의 주요 유형이라고 가정 할 수 있습니다.
적색 거성 (초거성).
거대한 별의 중심 지역에서 수소가 빠르게 소진되면 그 안에 헬륨 코어가 나타납니다. 코어에서 수소 질량의 일부가 몇 퍼센트에 불과하면 수소를 헬륨으로 전환하는 탄소 반응이 거의 완전히 멈 춥니 다. 코어가 수축하여 온도가 상승합니다. 헬륨 코어의 중력 압축으로 인한 가열의 결과로 수소가 "발화"하고 에너지 방출이 시작됩니다. 얇은 층별의 중심과 확장 된 봉투 사이에 위치합니다. 외피가 확장되고 별의 반경이 증가하며 유효 온도가 감소하고 증가합니다. 주 계열을 "떠나고"진화의 다음 단계 인 적색 거성 단계 또는 별의 질량이M\u003e 10 × M ⊙ , 적색 초거성의 무대로.
코어의 온도와 밀도가 증가하면 헬륨이 "타 오르기"시작합니다. 언제T ~ 2 × 10 8 K 및 r ~ 10 3 ¸ 10 4g / cm 3 열핵 반응이 시작됩니다.ㅏ -프로세스 : 세ㅏ -입자 (나선 핵 4그 ), 하나의 안정된 탄소 핵 12 C가 형성됩니다. 별의 핵의 질량으로미디엄< 1,4 × M ⊙ тройной a -이 과정은 에너지 방출의 폭발적인 특성으로 이어집니다-특정 별에 대해 여러 번 반복 될 수있는 헬륨 폭발.
거대 또는 초거성 단계의 거대한 별의 중앙 지역에서 온도가 상승하면 탄소, 탄소-산소 및 산소 코어가 순차적으로 형성됩니다. 탄소가 소진 된 후 반응이 일어나 더 무거운 화학 원소 (철핵)가 형성됩니다. 거대한 별의 추가 진화는 껍데기 방출, 노바로 별의 폭발, 또는 별 진화의 마지막 단계 인 백색 왜성, 중성자 별 또는 블랙홀.
진화의 마지막 단계는 이러한 열핵 연료가 고갈 된 후 모든 정상적인 별의 진화 단계입니다. 별의 에너지 원으로서 열핵 반응 중단; 별이 질량에 따라 백색 왜성 또는 블랙홀 단계로 전환되는 것입니다.
백색 왜성은 질량이 M 인 모든 정상 별 진화의 마지막 단계입니다.< 3 ÷ 5 × M ⊙ 이 mi에 의해 열핵 연료가 고갈 된 후. 적색 거성 (또는 하위 거성)의 단계를 통과 한 그런 사람은 껍질을 벗기고 핵을 드러내고 냉각되면 백색 왜성이됩니다. 작은 반경 (R b.c ~ 10-2 × R ⊙ ) 및 흰색 또는 청백색 (T b.k ~ 10 4 K)이 천체 등급의 이름을 결정했습니다. 백색 왜성의 질량은 항상 1.4 미만입니다.× M ⊙ -질량이 큰 백색 왜성은 존재할 수 없다는 것이 증명되었다. 태양의 질량에 필적하는 질량과 태양계의 큰 행성의 크기에 필적하는 크기를 가진 백색 왜성은 엄청난 평균 밀도를가집니다. ρ b.k ~ 10 6g / cm 3, 즉 백색 왜성 물질의 1cm 3 무게는 1 톤입니다! 표면의 중력 가속 g b.k ~ 10 8 cm / s 2 (지구 표면의 가속도와 비교-g s ≈980cm / s 2). 별의 내부 영역에 대한 이러한 중력 부하로 인해 백색 왜성의 평형 상태는 퇴화 가스의 압력에 의해 유지됩니다 (주로 이온 성분의 기여도가 작기 때문에 퇴화 전자 가스). Maxwellian 입자 속도 분포가없는 경우 가스를 degenerate라고합니다. 이러한 가스에서 특정 온도 및 밀도 값에서 v \u003d 0 ~ v \u003d v max 범위의 속도를 갖는 입자 (전자)의 수는 동일합니다. v max는 가스의 밀도와 온도에 의해 결정됩니다. 백색 왜성 질량 M b.c\u003e 1.4 × M ⊙ 최대 속도 가스의 전자는 빛의 속도와 비슷하고, 퇴화 된 가스는 상대 론적이되고 압력은 더 이상 중력 압축에 저항 할 수 없습니다. 드워프 반지름은 0이되는 경향이 있습니다. 점으로 "축소"됩니다.
백색 왜성의 얇고 뜨거운 대기는 수소로 구성되어 있지만 다른 원소는 실제로 대기에서 발견되지 않습니다. 또는 헬륨에서, 대기의 수소는 일반 별의 대기보다 수십만 배 적습니다. 스펙트럼 측면에서 백색 왜성은 스펙트럼 등급 O, B, A, F에 속합니다. 백색 왜성을 일반 별과 "구분"하기 위해 문자 D가 지정 (DOVII, DBVII 등) 앞에 배치됩니다. D는 영어 단어의 첫 글자 Degenerate-degenerate). 백색 왜성 복사의 근원은 부모 별의 핵심 인 백색 왜성에 의해 저장되는 열 에너지입니다. 많은 백색 왜성은 부모로부터 강한 자기장을 물려 받았습니다.H ~ 10 8 Oe. 백색 왜성의 수는 은하 전체 별 수의 약 10 %에 해당하는 것으로 알려져 있습니다.
그림에서. 15는 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스의 사진을 보여줍니다 (α Canis Major; m V \u003d -1m, 46; 클래스 A1V). 이미지에서 볼 수있는 디스크는 망원경 렌즈의 사진 조사 및 빛의 회절 결과입니다. 즉, 별 자체의 디스크는 사진에서 허용되지 않습니다. 시리우스의 사진 디스크에서 나오는 광선은 망원경 광학 요소의 광속 파면 왜곡의 흔적입니다. 시리우스는 태양에서 2.64 거리에 있으며 시리우스의 빛은 지구에 도달하는 데 8.6 년이 걸리므로 태양에 가장 가까운 별 중 하나입니다. 시리우스는 태양보다 2.2 배 더 무겁습니다. M V \u003d +1 m, 43, 즉 우리 이웃은 태양보다 23 배 더 많은 에너지를 방출합니다.
그림 15.사진의 독창성은 시리우스의 이미지와 함께 위성 이미지를 얻을 수 있다는 사실에 있습니다. 위성은 시리우스 왼쪽에 밝은 점이있는 "빛나는"것입니다. 시리우스-망원경으로 : 시리우스 자체는 문자 A로 표시되고 그 동반자는 문자 B로 표시됩니다. 시리우스의 겉보기 크기는 B m입니다. V \u003d +8 m, 43, 즉 시리우스 A보다 거의 10,000 배 더 약합니다. 시리우스 B의 질량은 태양의 질량과 거의 정확히 같고 반경은 태양 반경의 약 0.01이고 표면 온도는 다음과 같습니다. 약 12000K이지만 시리우스 B는 태양보다 400 배 적게 방출합니다. Sirius B는 전형적인 백색 왜성입니다. 게다가 이것은 1862 년에 Alfven Clarke가 망원경을 통한 육안 관찰로 발견 한 최초의 백색 왜성입니다.
시리우스 A와 시리우스 B는 50 년의 기간 동안 공통점을 중심으로 회전합니다. 성분 A와 B 사이의 거리는 20AU에 불과합니다.
V.M. Lipunov의 적절한 발언에 따르면, 거대한 별 (질량이 10 개 이상인× M ⊙ )”. 중성자 별으로 진화하는 별의 핵은 1.4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; 열핵 반응의 근원이 고갈되고 부모가 물질의 상당 부분을 순식간에 버린 후에이 핵은 매우 특정한 특성을 가진 항성 세계의 독립적 인 대상이 될 것입니다. 모성 핵의 수축은 핵과 비슷한 밀도에서 멈춘다 (ρn ... 초 ~ 10 14 시간 10 15g / cm 3). 이러한 질량과 밀도로 인해 생성 반경은 단 10 개로 3 개의 레이어로 구성됩니다. 외층 (또는 외각)은 철 원자핵의 결정 격자 (Fe ) 다른 금속의 원자핵의 가능한 작은 혼합물로; 외부 지각의 두께는 반경 10km로 약 600m에 불과합니다. 외부 지각 아래에는 철 원자로 구성된 또 다른 내부 고체 지각이 있습니다 (Fe ), 그러나 이러한 원자는 중성자가 과도하게 풍부합니다. 이 빵 껍질의 두께≈ 2km. 내부 지각은 중성자 액체의 현저한 특성에 의해 결정되는 물리적 과정 인 액체 중성자 코어에 접해 있습니다. 그 중심에는 중간자 (meson)와 하이퍼 론 (hyperon)이 포함될 수 있습니다.
축을 중심으로 초당 1 회에서 수백 회까지 빠르게 회전합니다. 자기장의 존재 하에서 이러한 회전 (H ~ 10 13 시간 10 15 Oe)는 종종 다른 범위의 전자기파에서 별의 방사선 맥동의 영향을 관찰합니다. 우리는 게 성운 내부에서이 펄서 중 하나를 보았습니다.
총 수 회전 속도는 더 이상 입자를 방출하기에 충분하지 않으므로 이것은 전파 펄서가 될 수 없습니다. 그러나 그것은 여전히 \u200b\u200b크고 자기장에 포착 된 주변 중성자 별은 떨어지지 않는다. 즉 물질의 축적이 일어나지 않는다.
Accretor (X 선 펄서). 회전 속도는 이제 물질이 그러한 중성자 별에 떨어지는 것을 막을 수 없을 정도로 감소합니다. 떨어지는 플라즈마는 자기장의 선을 따라 이동하고 극 영역의 단단한 표면에 충돌하여 최대 수천만도까지 가열합니다. 이러한 고온으로 가열 된 물질은 X 선 범위에서 빛납니다. 낙하 물질이 항성 표면과 함께 자리를 잡는 면적은 매우 작아서 약 100 미터에 불과합니다. 별의 회전으로 인해이 핫스팟은 주기적으로 시야에서 사라지고 관찰자는이를 맥동으로 인식합니다. 이러한 물체를 X 선 펄서라고합니다.
Georotator. 이러한 중성자 별의 회전 속도는 낮고 부착을 방지하지 않습니다. 그러나 자기권의 크기는 플라즈마가 중력에 의해 포착되기 전에 자기장에 의해 중단 될 정도입니다.
가까운 구성 요소 인 경우 이중 시스템, 그러면 정상적인 별 (두 번째 구성 요소)에서 중성자로 물질의 "전달"이 있습니다. 질량이 임계 값을 초과 할 수 있습니다 (M\u003e 3× M ⊙ ) 그러면 별의 중력 안정성이 침해되고, 중력 압축에 저항 할 수있는 것은 없으며, 중력 반경 아래에서 "떠남"
rg \u003d 2 × G × M / c 2, (40)
"블랙홀"로 변합니다. r g에 대한 위의 공식에서 : M은 별의 질량, c는 빛의 속도, G는 중력 상수입니다.
블랙홀은 중력장이 너무 커서 입자도 광자도 물질 체도 두 번째 우주 속도에 도달하여 우주 공간으로 탈출 할 수없는 물체입니다.
블랙홀은 내부의 물리적 과정의 특성이 아직 이론적 설명에 이용 가능하지 않다는 점에서 단일 물체입니다. 블랙홀의 존재는 이론적 고려에서 비롯됩니다. 실제로 그들은 우리 은하의 중심을 포함하여 구상 성단, 퀘이사, 거대 은하의 중앙 영역에 위치 할 수 있습니다.
