우주는 끊임없이 변화하는 대우주로서 모든 물체, 물질 또는 물질이 변형과 변화의 상태에 있습니다. 이러한 과정은 수십억 년 동안 지속됩니다. 인간의 일생에 비하면 마음으로 이해할 수 없는 이 기간은 어마어마하다. 공간 규모에서 이러한 변화는 다소 일시적입니다. 지금 우리가 밤하늘에서 관찰하고 있는 별들은 수천 년 전 이집트 파라오들이 볼 수 있었던 것과 같았지만, 사실 그동안 천체의 물리적 특성은 잠시도 멈추지 않았다. 별은 태어나고, 살며, 확실히 늙어갑니다. 별의 진화는 평소와 같이 계속됩니다.
100,000년 전 - 우리 시대와 100,000년 후의 다른 역사적 기간에 별자리 큰곰자리의 별들의 위치
일반인의 관점에서 별의 진화 해석
평신도에게 공간은 고요함과 침묵의 세계로 보입니다. 사실 우주는 거대한 물리적 실험실로서 별의 화학적 구성, 물리적 특성 및 구조가 변하는 엄청난 변형이 일어나는 곳입니다. 별의 수명은 그것이 빛나고 열을 발산하는 한 지속됩니다. 그러나 그러한 찬란한 상태가 영원히 지속되지는 않습니다. 밝은 탄생 뒤에는 별의 성숙기가 따르며, 이는 필연적으로 천체의 노화와 죽음으로 끝납니다.
50~70억년 전 가스 먼지 구름에서 원시별 형성
오늘날 별에 대한 우리의 모든 정보는 과학의 틀에 맞습니다. 열역학은 항성 물질이 존재하는 정수압 및 열 평형 과정에 대한 설명을 제공합니다. 핵 및 양자 물리학 이해 어려운 과정핵융합은 별이 존재하는 덕분에 열을 방출하고 주변 공간에 빛을 줍니다. 별이 탄생할 때 자체 에너지원에 의해 유지되는 정수적 및 열적 평형이 형성됩니다. 화려한 경력이 끝나면 이 균형이 무너집니다. 돌이킬 수없는 과정의 전환이 있으며 그 결과 별의 파괴 또는 붕괴가 발생합니다. 즉, 천체의 즉각적이고 찬란한 죽음의 장대한 과정입니다.
초신성 폭발은 우주 존재의 초기 몇 년 동안 태어난 별의 삶의 밝은 피날레입니다
별의 물리적 특성의 변화는 질량 때문입니다. 물체의 진화 속도는 화학적 구성과 어느 정도 기존 천체 물리학 매개 변수(회전 속도 및 자기장 상태)에 의해 영향을 받습니다. 설명된 프로세스의 엄청난 기간으로 인해 모든 일이 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 볼 상태로 압축되는 차가운 성간 가스 뭉치에서 태어납니다. 기체 물질의 압축 과정은 열 에너지의 엄청난 방출과 함께 순간적으로 멈추지 않습니다. 새로운 지층의 온도는 열핵융합이 시작될 때까지 상승합니다. 이 순간부터 항성 물질의 압축이 멈추고 물체의 정수 상태와 열 상태 사이의 균형이 이루어집니다. 우주는 새로운 본격 스타로 채워졌습니다.
주요 항성 연료는 시작된 열핵 반응의 결과로 발생하는 수소 원자입니다.
별의 진화에서 열 에너지의 원천은 근본적으로 중요합니다. 별의 표면에서 우주로 빠져나가는 복사열과 열에너지는 냉각에 의해 보충된다. 내부 레이어천체. 항성 내부에서 끊임없이 발생하는 열핵 반응과 중력 압축이 손실을 만회합니다. 별 내부에 충분한 핵연료가 있는 한 별은 밝은 빛으로 빛나고 열을 방출합니다. 열핵융합 과정이 느려지거나 완전히 멈추면 별의 내부 수축 메커니즘이 촉발되어 열 및 열역학적 평형을 유지합니다. 이 단계에서 물체는 이미 방출되고 있습니다. 열에너지, 적외선 범위에서만 볼 수 있습니다.
설명된 과정에 기초하여 우리는 별의 진화가 항성 에너지 소스의 순차적인 변화라는 결론을 내릴 수 있습니다. 현대 천체 물리학에서 별의 변형 과정은 세 가지 척도에 따라 정리할 수 있습니다.
- 핵 타임라인;
- 별의 일생의 열 부분;
- 별의 일생의 동적 부분(최종).
각각의 경우 별의 나이, 물리적 특성 및 대상의 죽음 유형을 결정하는 프로세스가 고려됩니다. 물체가 자체 열원에 의해 구동되고 핵 반응의 산물인 에너지를 방출하는 한 핵 타임라인은 흥미롭습니다. 이 단계의 지속 시간 추정치는 열핵 융합 과정에서 헬륨으로 전환될 수소의 양을 결정하여 계산됩니다. 별의 질량이 클수록 핵 반응의 강도가 높아져 물체의 광도가 높아집니다.
초거성에서 적색 왜성에 이르기까지 다양한 별의 크기와 질량
열 타임 라인은 별이 모든 열 에너지를 소비하는 진화 단계를 정의합니다. 이 과정은 마지막 남은 수소가 모두 소진되고 핵반응이 멈춘 순간부터 시작됩니다. 개체의 균형을 유지하기 위해 압축 프로세스가 시작됩니다. 항성 물질은 중심을 향해 떨어집니다. 이 경우 운동 에너지가 열 에너지로 전환되어 별 내부에서 필요한 온도 균형을 유지하는 데 사용됩니다. 에너지의 일부는 우주 공간으로 탈출합니다.
별의 광도가 질량에 의해 결정된다는 사실을 고려하면 물체가 압축되는 순간 공간에서 밝기는 변하지 않습니다.
주계열로 가는 별
별의 형성은 역동적인 타임라인에 따라 발생합니다. 항성 가스는 중심을 향해 안쪽으로 자유롭게 떨어지며, 미래 물체의 창자의 밀도와 압력을 증가시킵니다. 가스 볼 중심의 밀도가 높을수록 더 많은 온도개체 내부. 이 순간부터 열은 천체의 주요 에너지가 됩니다. 밀도가 높고 온도가 높을수록 미래 별의 창자 압력이 커집니다. 분자와 원자의 자유 낙하가 멈추고 항성 가스의 압축 과정이 멈춥니다. 이 물체의 상태를 일반적으로 원시성(protostar)이라고 합니다. 물체는 90% 분자 수소입니다. 온도가 1800K에 도달하면 수소는 원자 상태가 됩니다. 붕괴 과정에서 에너지가 소비되고 온도 상승이 느려집니다.
우주는 75%의 분자 수소로 구성되어 있으며, 이는 원시별이 형성되는 동안 별의 핵 연료인 원자 수소로 변합니다.
이 상태에서 가스 볼 내부의 압력이 감소하여 압축력이 자유로워집니다. 이 순서는 모든 수소가 처음으로 이온화되고 헬륨 이온화가 시작될 때마다 반복됩니다. 10⁵ K의 온도에서 가스는 완전히 이온화되고 별의 수축이 멈추고 물체는 정수가됩니다. 별의 추가 진화는 열 시간 척도에 따라 훨씬 더 느리고 일관되게 진행될 것입니다.
원시별의 반지름은 생성 초기부터 100AU에서 감소합니다. ¼ au 물체는 가스 구름 한가운데에 있습니다. 항성 가스 구름의 외부 영역에서 입자가 강착된 결과, 별의 질량은 지속적으로 증가할 것입니다. 결과적으로 물체 내부의 온도는 대류 과정을 동반하여 상승할 것입니다. 즉, 별의 내부 층에서 외부 가장자리로 에너지가 전달됩니다. 결과적으로 천체 내부의 온도가 증가하면 대류가 복사 전달로 대체되어 별 표면을 향해 이동합니다. 이때 물체의 광도가 급격히 증가하고 별구 표면의 온도도 상승한다.
열핵융합 반응이 시작되기 전에 새로 형성된 별의 대류 과정과 복사 전달
예를 들어, 질량이 우리 태양의 질량과 동일한 별의 경우, 원시성운의 압축은 불과 수백 년 만에 발생합니다. 천체 형성의 마지막 단계에 관해서는 항성 물질의 응축이 수백만 년 동안 지속되어 왔습니다. 태양은 주계열을 향해 충분히 빠르게 움직이고 있으며 이 경로는 수억 년 또는 수십억 년이 걸릴 것입니다. 즉, 별의 질량이 클수록 본격적인 별이 형성되는 데 걸리는 시간이 길어집니다. 질량이 15M인 별은 약 60,000년 동안 훨씬 더 긴 시간 동안 주계열 경로를 따라 이동할 것입니다.
주 시퀀스 단계
일부 열핵 융합 반응이 더 많은 온도에서 촉발된다는 사실에도 불구하고 저온, 수소 연소의 주요 단계는 400만 도의 온도에서 시작됩니다. 이 시점부터 메인 시퀀스 단계가 시작됩니다. 행동에 나옴 새로운 형태항성 에너지의 재생산 - 핵. 물체가 수축하는 동안 방출된 운동 에너지는 배경으로 사라집니다. 달성된 균형은 주계열의 초기 단계에서 별의 길고 고요한 삶을 보장합니다.
항성 내부에서 일어나는 열핵 반응 과정에서 수소 원자의 분열과 붕괴
이 시점부터 별의 일생을 관찰하는 것은 주계열의 위상과 분명히 관련이 있습니다. 중요한 부분천체의 진화. 이 단계에서 항성 에너지의 유일한 원천은 수소 연소의 결과입니다. 물체는 평형 상태에 있습니다. 핵연료를 소비하면 물체의 화학적 조성만 변합니다. 주계열 단계에서 태양의 체류는 약 100억 년 동안 지속됩니다. 우리의 고유 별이 수소 공급을 모두 사용하는 데 너무 오랜 시간이 걸릴 것입니다. 무거운 별의 경우 진화가 더 빠릅니다. 더 많은 에너지를 방출함으로써 무거운 별은 1000만년에서 2000만년 동안만 주계열 단계에 머물러 있습니다.
덜 무거운 별은 밤하늘에서 훨씬 더 오래 타오른다. 따라서 질량 0.25M의 별은 수백억 년 동안 주계열 단계에 머무를 것입니다.
Hertzsprung - 별의 스펙트럼과 광도 사이의 관계를 평가하는 러셀 도표. 다이어그램의 점은 유명한 별의 위치입니다. 화살표는 주계열성에서 별이 거성 및 백색 왜성으로 변위되었음을 나타냅니다.
별의 진화를 시각화하려면 주계열에서 천체의 경로를 보여주는 다이어그램을 보면 됩니다. 그래프의 위쪽 부분은 무거운 별들이 집중되어 있는 곳이기 때문에 물체로 덜 붐비는 것처럼 보입니다. 이 위치는 수명 주기가 짧기 때문입니다. 현재까지 알려진 별 중 일부는 질량이 70M입니다. 질량이 100M의 상한을 초과하는 물체는 전혀 형성되지 않을 수 있습니다.
질량이 0.08M 미만인 천체는 열핵융합의 시작에 필요한 임계질량을 극복하지 못하고 평생 차갑게 유지된다. 가장 작은 원시성은 축소되어 행성과 같은 왜성을 형성합니다.
일반 별(우리 태양) 및 목성에 비해 행성과 같은 갈색 왜성
시퀀스의 맨 아래에는 우리 태양의 질량과 조금 더 비슷한 질량을 가진 별이 지배하는 물체가 있습니다. 주계열의 상부와 하부 사이의 가상 경계는 질량이 1.5M인 물체이다.
별 진화의 후속 단계
별의 상태 발전에 대한 각 옵션은 별의 질량과 항성 물질의 변형이 일어나는 시간의 길이에 의해 결정됩니다. 그러나 우주는 다면적이고 복잡한 메커니즘이므로 별의 진화는 다른 방식으로 진행될 수 있습니다.
주계열을 따라 이동하면서 질량이 태양과 거의 같은 별에는 세 가지 주요 경로 옵션이 있습니다.
- 당신의 삶을 차분하게 살고 광대한 우주에서 평화롭게 쉬십시오.
- 적색 거성 단계로 들어가 천천히 노화하십시오.
- 백색 왜성의 범주로 이동하고 초신성으로 이동하여 중성자별이 됩니다.
시간, 물체의 화학적 조성 및 질량에 따른 원시성 진화의 가능한 변형
메인 시퀀스 후에는 거대한 단계가 옵니다. 이때까지 별 내부의 수소 매장량은 완전히 고갈되고 물체의 중심 영역은 헬륨 핵이며 열핵 반응은 물체의 표면으로 이동합니다. 열핵 융합의 영향으로 껍질은 팽창하지만 헬륨 코어의 질량은 커집니다. 평범한 별이 적색 거성으로 변합니다.
거대 단계와 그 특징
질량이 작은 별에서는 중심핵의 밀도가 거대해져서 항성 물질을 축퇴된 상대론적 기체로 변형시킵니다. 별의 질량이 0.26M보다 약간 크면 압력과 온도가 증가하면 물체의 전체 중앙 영역을 덮는 헬륨 합성이 시작됩니다. 그 순간부터 별의 온도는 급격히 상승합니다. 이 공정의 주요 특징은 축퇴 가스가 팽창하는 능력이 없다는 것입니다. 고온의 영향으로 헬륨 핵분열 속도만 증가하며 폭발 반응을 동반합니다. 그러한 순간에 우리는 헬륨 섬광을 관찰할 수 있습니다. 물체의 밝기는 수백 배 증가하지만 별의 고통은 계속됩니다. 모든 열역학적 과정이 헬륨 핵과 방출된 외부 껍질에서 일어나는 새로운 상태로 별이 전환됩니다.
등온 헬륨핵과 지층 핵합성대가 있는 태양형 주계열성과 적색거성의 구조
이 상태는 일시적이며 영구적이지 않습니다. 항성 물질은 끊임없이 혼합되고 있으며, 그 중 상당 부분은 주변 공간으로 던져져 행성상 성운을 형성합니다. 그 중심에는 백색왜성이라고 불리는 뜨거운 핵이 남아 있다.
질량이 큰 별의 경우 나열된 과정은 그렇게 치명적이지 않습니다. 헬륨 연소는 탄소와 규소의 핵분열 반응으로 대체됩니다. 결국 별의 핵은 별의 철로 변할 것입니다. 거인의 위상은 별의 질량에 의해 결정됩니다. 물체의 질량이 클수록 중심의 온도는 낮아집니다. 이것은 분명히 탄소와 다른 원소들의 핵분열 반응을 촉발하기에 충분하지 않습니다.
백색왜성의 운명은 중성자별이나 블랙홀
일단 백색왜성의 상태가 되면 그 물체는 극도로 불안정한 상태에 있게 된다. 중단 된 핵 반응은 압력 강하로 이어지고 핵은 붕괴 상태가됩니다. 에너지 방출 이 경우, 철이 헬륨 원자로 붕괴하는 데 사용되며, 이는 추가로 양성자와 중성자로 붕괴됩니다. 시작된 프로세스는 빠른 속도로 발전하고 있습니다. 별의 붕괴는 규모의 역동적인 부분을 특징짓고 몇 분의 1초도 걸리지 않습니다. 핵연료의 잔해가 폭발적으로 점화되어 1초 미만의 찰나의 순간에 엄청난 양의 에너지를 방출합니다. 이것은 물체의 상위 레이어를 날려 버리기에 충분합니다. 백색 왜성의 마지막 단계는 초신성 폭발입니다.
별의 핵이 무너지기 시작합니다(왼쪽). 붕괴는 중성자별을 형성하고 별의 바깥층(중앙)으로 에너지 흐름을 생성합니다. 초신성 폭발(오른쪽) 동안 별의 바깥층이 분출된 결과 방출된 에너지.
나머지 초밀도 핵은 양성자와 전자의 클러스터가 될 것이며, 이들은 서로 충돌하여 중성자를 형성합니다. 우주는 중성자별이라는 새로운 물체로 채워졌습니다. 때문에 고밀도핵이 퇴화되면 핵 붕괴 과정이 멈 춥니 다. 별의 질량이 충분히 크면 별 물질의 잔여물이 마침내 물체의 중심에 떨어져 블랙홀을 형성할 때까지 붕괴가 계속될 수 있습니다.
별 진화의 마지막 부분에 대한 설명
설명된 진화 과정은 정상적인 평형 별에는 있을 것 같지 않습니다. 그러나 백색 왜성과 중성자별의 존재는 항성 물질의 압축 과정이 실제로 존재함을 증명합니다. 우주에서 그러한 물체의 미미한 수는 그 존재의 덧없음을 증언합니다. 별 진화의 마지막 단계는 두 가지 유형의 순차적 사슬로 나타낼 수 있습니다.
- 일반 별 - 적색 거성 - 외층 방출 - 백색 왜성;
- 거대별 - 적색초거성 - 초신성 폭발 - 중성자별 또는 블랙홀 - 존재하지 않음.
항성 진화 다이어그램. 주계열 밖에서 별의 수명을 지속하기 위한 옵션.
과학의 관점에서 일어나는 과정을 설명하는 것은 다소 어렵습니다. 핵 과학자들은 항성 진화의 마지막 단계의 경우 우리가 물질 피로를 다루고 있다는 데 동의합니다. 장기간의 기계적, 열역학적 작용의 결과로 물질은 물리적 특성을 변경합니다. 장기간의 핵 반응에 의해 고갈된 항성 물질의 피로는 축퇴된 전자 가스의 출현과 그에 따른 중성화 및 소멸을 설명할 수 있습니다. 이 모든 과정이 처음부터 끝까지 진행되면 항성 물질은 더 이상 물리적 물질이 되지 않습니다. 별은 우주로 사라지고 아무 것도 남기지 않습니다.
별의 탄생지인 성간거품과 가스, 먼지구름은 사라지고 폭발하는 별들만으로는 채워지지 않는다. 우주와 은하계는 균형을 이루고 있습니다. 일정한 질량 손실이 있고, 성간 공간의 밀도는 우주 공간의 한 부분에서 감소합니다. 결과적으로 우주의 다른 부분에서는 새로운 별이 형성될 수 있는 조건이 만들어집니다. 즉, 이 계획은 작동합니다. 특정 양의 물질이 한 곳에서 사라지면 우주의 다른 곳에서 동일한 양의 물질이 다른 형태로 나타납니다.
마침내
별의 진화를 연구하면서 우리는 우주가 물질의 일부가 별의 건축 자재인 수소 분자로 변형되는 거대한 희박 용액이라는 결론에 도달했습니다. 다른 부분은 공간에서 녹아 물질 감각의 영역에서 사라집니다. 이런 의미에서 블랙홀은 모든 물질이 반물질로 들어가는 곳입니다. 특히 별의 진화를 연구할 때 핵, 양자 물리학 및 열역학 법칙에만 의존한다면 무슨 일이 일어나고 있는지 완전히 이해하기가 어렵습니다. 상대 확률 이론은 한 상태에서 다른 상태로 한 에너지를 다른 에너지로 변환할 수 있는 공간의 곡률을 허용하는 이 문제의 연구와 연결되어야 합니다.
별은 인간의 시간 척도에서 영원한 것처럼 보이지만 자연의 모든 것과 마찬가지로 태어나고 살고 죽습니다. 일반적으로 받아들여지는 가스와 먼지 구름의 가설에 따르면, 별은 성간 가스와 먼지 구름의 중력 압축의 결과로 탄생합니다. 이러한 구름이 압축되면서 먼저 형성됩니다. 프로토 스타,중심의 온도는 입자의 열 운동 속도가 임계값을 초과하는 데 필요한 한계에 도달할 때까지 꾸준히 증가하며, 그 후에 양성자는 상호 정전기적 반발력의 거시적 힘을 극복할 수 있습니다. 센티미터.쿨롱의 법칙) 열핵 핵융합 반응( 센티미터.핵 붕괴와 융합).
4개의 양성자의 다단계 열핵융합 반응의 결과, 궁극적으로 헬륨 핵(2개의 양성자 + 2개의 중성자)이 형성되고 다양한 소립자의 전체 분수가 방출됩니다. 최종 상태에서 형성된 입자의 총 질량 더 작은 4개의 초기 양성자의 질량은 반응 중에 자유 에너지가 방출됨을 의미합니다( 센티미터.상대성 이론). 이 때문에 새로 태어난 별의 내부 핵은 매우 높은 온도로 빠르게 가열되고 과잉 에너지는 덜 뜨거운 표면을 향해 튀기 시작합니다. 동시에 별 중심의 압력이 증가하기 시작합니다( 센티미터.이상 기체 상태 방정식). 따라서 열핵 반응 과정에서 수소를 "연소"함으로써 항성은 중력 붕괴에 대한 지속적으로 갱신되는 내부 열압에 반대하여 중력 인력이 초밀도 상태로 압축되는 것을 허용하지 않습니다. 안정적인 에너지 평형이 발생합니다. 수소의 활성 연소 단계에 있는 별은 수명 주기 또는 진화의 "주요 단계"에 있다고 합니다. 센티미터. Hertzsprung-Russell 다이어그램). 별 내부에서 일부 화학 원소가 다른 화학 원소로 변형되는 것을 핵융합또는 핵합성.
특히 태양은 약 50억 년 동안 활성 핵합성 과정에서 수소를 연소시키는 활성 단계에 있었고, 그 지속을 위한 핵의 수소 매장량은 앞으로 55억 년 동안 우리 별에 충분할 것입니다. 별이 더 무거울수록 더 많은 수소 연료를 갖지만 중력 붕괴의 힘에 대응하기 위해 별의 질량이 증가함에 따라 저장되는 수소 성장률을 초과하는 강도로 수소를 연소시켜야 합니다. 따라서 별이 더 무거울수록 수명은 짧아지며 수소 매장량의 고갈에 의해 결정되며 가장 큰 별은 문자 그대로 "일부"수천만 년 안에 타 버립니다. 반면에 가장 작은 별은 수천억 년 동안 "편안하게" 산다. 따라서 이 규모에서 우리의 태양은 "강한 중농"에 속합니다.
그러나 조만간 어떤 별이든 열핵로에서 연소에 사용할 수 있는 모든 수소를 소모하게 될 것입니다. 무엇 향후 계획? 그것은 또한 별의 질량에 달려 있습니다. 태양(그리고 질량의 8배를 초과하지 않는 모든 별)은 내 삶을 아주 평범한 방식으로 끝냅니다. 별 내부의 수소 매장량이 고갈됨에 따라 별이 탄생한 바로 그 순간부터 이 시간을 참을성 있게 기다리는 중력 압축력이 우위를 점하기 시작합니다. 수축하고 두꺼워지기 시작합니다. 이 과정은 이중 효과를 낳는다. 즉, 별의 중심핵 바로 주변에 있는 층의 온도는 거기에 포함된 수소가 최종적으로 헬륨을 형성하는 열핵융합 반응에 들어가는 수준까지 상승한다. 동시에, 이제 거의 하나의 헬륨으로 구성된 코어 자체의 온도가 너무 높아져 헬륨 자체가 죽어가는 "재"의 일종입니다. 1차 반응핵 합성 - 새로운 열핵 융합 반응에 들어갑니다. 3개의 헬륨 핵에서 하나의 탄소 핵이 형성됩니다. 1차 반응의 산물에 의해 연료가 공급되는 이 열핵융합의 2차 반응은 별의 수명 주기에서 중요한 순간 중 하나입니다.
별의 중심에서 헬륨이 2차 연소되면서 너무 많은 에너지가 방출되어 별이 말 그대로 부풀어 오르기 시작합니다. 특히, 생명의 이 단계에서 태양의 껍질은 금성의 궤도를 넘어 확장될 것입니다. 이 경우 별의 총 복사 에너지는 일생의 주요 단계와 거의 같은 수준으로 유지되지만, 이 에너지가 이제 훨씬 더 넓은 표면적을 통해 복사되기 때문에 별의 외층은 다음 온도로 냉각됩니다. 스펙트럼의 빨간색 부분. 별은 로 변한다 빨간 거인.
태양 등급의 별의 경우 핵 합성의 2 차 반응을 공급하는 연료가 고갈 된 후 중력 붕괴 단계가 다시 시작됩니다. 이번에는 마지막 단계입니다. 코어 내부의 온도는 더 이상 다음 단계의 열핵 반응이 시작되는 데 필요한 수준까지 상승할 수 없습니다. 따라서 별은 중력의 힘이 다음 힘 장벽에 의해 균형을 이룰 때까지 수축합니다. 그 역할은 전자 가스 압력 저하(센티미터.찬드라세카르의 한계). 이 단계까지 핵융합 반응에 참여하지 않고 핵융합 과정에서 핵 사이를 자유롭게 이동하지 않고 별의 진화에서 실업자 엑스트라의 역할을 한 전자는 압축의 특정 단계에서 "생활 공간"을 박탈당하고 별의 추가 중력 압축에 "저항"하기 시작합니다. 별의 상태가 안정되어 퇴화 백색 왜성,완전히 식을 때까지 잔여 열을 우주로 방출합니다.
태양보다 더 무거운 별들이 훨씬 더 멋진 종말을 기다리고 있습니다. 헬륨이 연소된 후 압축을 받는 질량은 핵 질량이 성장함에 따라 다음 핵합성 반응(탄소, 그 다음 규소, 마그네슘 등)을 촉발하는 데 필요한 온도로 코어와 쉘을 가열하기에 충분하다는 것이 밝혀졌습니다. 더욱이, 별의 핵에서 각각의 새로운 반응이 시작될 때, 이전 반응은 그 외피에서 계속됩니다. 사실 모든 것이 화학 원소우주를 구성하는 철까지 이 유형의 죽어가는 별의 깊이에서 핵 합성의 결과로 정확하게 형성되었습니다. 그러나 철이 한계입니다. 어떤 온도와 압력에서도 핵융합이나 붕괴 반응의 연료로 사용할 수 없습니다. 붕괴와 핵자를 추가하는 데 모두 외부 에너지의 유입이 필요하기 때문입니다. 그 결과 무거운 별은 점차적으로 자체 내부에 철핵을 축적하여 더 이상의 핵 반응을 위한 연료 역할을 할 수 없습니다.
핵 내부의 온도와 압력이 일정 수준에 도달하자마자 전자는 철 핵의 양성자와 상호 작용하기 시작하여 중성자를 형성합니다. 그리고 아주 짧은 시간에 - 일부 이론가들은 그것이 단지 몇 초 밖에 걸리지 않는다고 믿습니다 - 별의 이전 진화 동안 자유 전자는 문자 그대로 철 핵의 양성자에 용해되고 별의 핵의 모든 물질은 연속적인 묶음으로 변합니다 축퇴 전자 가스의 반대 압력이 0으로 떨어지기 때문에 중력 붕괴에서 빠르게 수축하기 시작합니다. 지지대가 무너지는 별의 바깥 껍질은 중심을 향해 붕괴됩니다. 붕괴된 외피와 중성자핵의 충돌 에너지가 너무 높아 핵에서 엄청난 속도로 튕겨나와 사방으로 흩어진다. 초신성 별... 초신성 폭발이 일어나는 동안 몇 초 만에 은하계의 모든 별을 합친 것보다 더 많은 에너지가 우주로 방출될 수 있습니다.
초신성 폭발과 약 10-30 태양 질량의 별에서 외피가 팽창한 후 진행 중인 중력 붕괴로 인해 중성자별이 형성되며 그 물질은 스스로 느껴지기 시작할 때까지 압축됩니다 중성자압 축퇴 -다시 말해, 이제 중성자(전자가 이전에 그랬던 것처럼)가 더 압축에 저항하기 시작하여 다음이 필요합니다. 내 자신거주 공간. 이것은 일반적으로 별의 지름이 약 15km에 도달할 때 발생합니다. 결과적으로 빠르게 회전하는 중성자 별이 형성되어 회전 주파수에서 전자기 펄스를 방출합니다. 그런 별을 펄서.마지막으로, 항성 중심의 질량이 태양 질량의 30배를 넘으면 그 어떤 것도 별의 중력 붕괴를 막을 수 없으며, 초신성 폭발의 결과로,
1부 문제의 천문학적 측면
4. 별의 진화 현대 천문학은 큰 금액 별이 가스 구름과 성간 매질의 응결에 의해 형성된다는 진술을 지지하는 주장. 이 환경에서 별이 생성되는 과정은 오늘날까지 계속됩니다. 이러한 상황을 규명한 것은 현대 천문학의 가장 위대한 업적 중 하나입니다. 비교적 최근까지 모든 별은 수십억 년 전에 거의 동시에 형성되었다고 믿어졌습니다. 이러한 형이상학적 개념의 붕괴는 무엇보다도 관측 천문학의 발전과 별의 구조 및 진화 이론의 발전에 의해 촉진되었습니다. 그 결과 관측된 많은 별들이 상대적으로 어린 천체이며 그 중 일부는 이미 지구에 사람이 있었을 때 발생했다는 것이 분명해졌습니다. 별이 성간 가스와 먼지 매질로부터 형성된다는 결론을 지지하는 중요한 논거는 은하의 나선팔에 있는 분명히 어린 별 무리(소위 "연합")의 위치입니다. 요점은 전파 천문 관측에 따르면 성간 가스가 주로 은하의 나선팔에 집중되어 있다는 것입니다. 특히 이것은 우리 은하에서도 마찬가지입니다. 더욱이 우리 가까이에 있는 일부 은하의 상세한 "전파 사진"에서 성간 가스의 가장 높은 밀도는 나선의 안쪽(해당 은하의 중심과 관련하여) 가장자리에서 관찰된다는 것을 알 수 있습니다. 설명, 우리가 여기에서 거할 수 없는 세부 사항. 그러나 이 나선 부분에서 "HII 구역", 즉 이온화된 성간 가스 구름이 광학 천문학 방법으로 관찰됩니다. 에서 ch. 3 그러한 구름이 이온화되는 이유는 명백히 젊음(아래 참조)인 거대하고 뜨거운 별의 자외선 복사만 있을 수 있다고 이미 말했습니다. 별의 진화 문제의 핵심은 에너지원의 문제입니다. 실제로, 예를 들어, 태양 복사를 수십억 년 동안 거의 관찰된 수준으로 유지하는 데 필요한 엄청난 양의 에너지는 어디에서 왔습니까? 태양은 매초 4x10 33 에르그를 방출하고 30억 년 동안 4x10 50 에르그를 방출합니다. 태양의 나이가 약 50억 년이라는 것은 의심의 여지가 없습니다. 이것은 최소한 다양한 방사성 방법을 사용하여 지구의 나이에 대한 현대적 추정에서 나온 것입니다. 태양이 지구보다 "어리다"는 것은 불가능합니다. 지난 세기와 금세기 초에 태양과 별의 에너지 원의 본질에 대해 다양한 가설이 제안되었습니다. 예를 들어, 일부 과학자들은 태양 에너지의 원천이 유성체 표면의 지속적인 낙진이라고 믿었고, 다른 과학자들은 태양의 지속적인 압축에서 원천을 찾고 있었습니다. 이러한 과정에서 방출된 위치 에너지는 특정 조건에서 복사로 넘어갈 수 있습니다. 아래에서 살펴보겠지만, 별 진화의 초기 단계에 있는 이 소스는 매우 효과적일 수 있지만 필요한 시간 동안 태양 복사를 제공할 수는 없습니다. 핵물리학의 발전은 우리 세기의 30년대 후반에 항성 에너지원의 문제를 해결하는 것을 가능하게 했습니다. 그러한 근원은 항성 내부에서 일어나는 매우 높은 온도(약 천만 켈빈)에서 일어나는 열핵 융합 반응입니다. 속도가 온도에 크게 의존하는 이러한 반응의 결과, 양성자는 헬륨 핵으로 변환되고 방출된 에너지는 별의 창자를 통해 천천히 "스며들어" 마침내 크게 변형되어 세계 공간으로 방출됩니다. 이것은 매우 강력한 소스입니다. 처음에 태양이 열핵 반응의 결과로 완전히 헬륨으로 변한 수소로만 구성되어 있다고 가정하면 방출되는 에너지 양은 약 10 52 erg가 됩니다. 따라서 수십억 년 동안 관측된 수준에서 방사선을 유지하려면 태양이 원래 공급되는 수소의 10% 이하를 "소모"하는 것으로 충분합니다. 이제 우리는 별의 진화를 다음과 같이 그림으로 제시할 수 있습니다. 웬일인지 (몇 가지가 있음) 성간 가스 구름과 먼지 매체가 응축되기 시작했습니다. 얼마 지나지 않아(물론 천문학적 규모로!) 우주 중력의 영향으로 이 구름에서 비교적 조밀하고 불투명한 기체 구가 형성됩니다. 엄밀히 말하면 이 구는 아직 별이라고 부를 수 없는데, 그 이유는 중심 영역의 온도가 열핵 반응이 시작되기에 충분하지 않기 때문입니다. 볼 내부의 가스 압력은 아직 개별 부품의 인력의 균형을 맞출 수 없으므로 지속적으로 압축됩니다. 일부 천문학자들은 이전에 그러한 "원성별"이 개별 성운에서 소위 소구체(globules)라고 불리는 매우 어두운 조밀한 형태의 형태로 관찰되었다고 믿었습니다(그림 12). 그러나 전파 천문학의 발전은 그러한 다소 순진한 관점을 포기할 수밖에 없었습니다(아래 참조). 일반적으로 하나의 원시별이 동시에 형성되지 않고 다소 많은 그룹이 형성됩니다. 미래에 이 그룹은 천문학자들에게 잘 알려진 항성 연합 및 성단이 됩니다. 항성 진화의 이 초기 단계에서 주위에 더 낮은 질량을 가진 덩어리가 형성되어 점차적으로 행성으로 변할 가능성이 매우 높습니다(참조. ch. 아홉).쌀. 12. 확산 성운의 구상체
원시성이 수축하면 온도가 상승하고 방출된 위치 에너지의 상당 부분이 주변 공간으로 방출됩니다. 수축하는 가스 구의 치수가 매우 크기 때문에 표면 단위의 복사는 중요하지 않습니다. 단위표면으로부터의 복사속은 온도의 4승(스테판-볼츠만 법칙)에 비례하기 때문에 별의 표면층의 온도는 상대적으로 낮지만 광도는 일반 별과 거의 같다. 같은 질량으로. 따라서 스펙트럼 광도 다이어그램에서 이러한 별은 주계열의 오른쪽에 위치합니다. 즉, 초기 질량 값에 따라 적색 거성 또는 적색 왜성 영역에 떨어집니다. 미래에 프로토스타는 계속 줄어들고 있습니다. 크기가 작아지고 표면 온도가 증가하여 스펙트럼이 점점 더 "초기화"됩니다. 따라서 "스펙트럼 - 광도" 다이어그램을 따라 이동하면 원시성은 주계열에 다소 빨리 "앉을" 것입니다. 이 기간 동안 항성 내부의 온도는 이미 그곳에서 열핵 반응을 시작하기에 충분합니다. 이 경우 미래 별 내부의 가스 압력은 인력의 균형을 유지하고 가스 공은 수축을 멈 춥니 다. 프로토스타는 스타가 됩니다. 원시별이 진화의 가장 초기 단계를 통과하는 데는 상대적으로 시간이 거의 걸리지 않습니다. 예를 들어 원시별의 질량이 태양의 질량보다 크다면 수백만 년이 필요하고 그보다 적다면 수억 년이 필요합니다. 원시별의 진화 시간은 상대적으로 짧기 때문에 별의 진화의 이 초기 단계를 감지하는 것은 어렵습니다. 그러나 이 단계의 별은 분명히 관찰됩니다. 우리는 매우 흥미로운 별 T형 황소자리, 일반적으로 어두운 성운에 잠겨 있습니다. 1966년에 아주 뜻밖에도 원시별을 관측할 수 있게 되었습니다. 초기 단계그들의 진화. 우리는 이미 이 책의 세 번째 장에서 성간 매질, 주로 OH 하이드록실과 H2O 수증기의 많은 분자의 전파 천문학 방법에 의한 발견에 대해 언급했습니다. 전파 천문학자들은 OH 전파선에 해당하는 18cm의 파장으로 하늘을 스캔할 때 밝고 극도로 조밀한(즉, 각 치수가 작은) 광원이 발견되었을 때 놀라움을 금치 못했습니다. 이것은 너무 예상치 못한 일이어서 처음에는 그러한 밝은 무선선이 수산기 분자에 속할 수 있다는 사실조차 믿지 않았습니다. 이 계통은 "적절한" 이름 "Mysterium"이 즉시 부여된 미지의 물질에 속한다는 가설이 세워졌습니다. 그러나 "미스터리"는 곧 광학 "형제"- "성운"과 "코로나"의 운명을 공유했습니다. 사실은 수십 년 동안 성운의 밝은 선과 태양 코로나가 알려진 스펙트럼 선과의 식별에 적합하지 않다는 것입니다. 따라서 그들은 지구상에서 알려지지 않은 가상 요소 인 "성운"과 "코로나"에 기인했습니다. 우리 세기 초 천문학자들의 무지에 대해 오만하게 웃지 말자. 결국 원자 이론은 당시에는 존재하지 않았기 때문이다! 물리학의 발전은 주기율표이국적인 "천체"에 대한 Mendeleev의 장소: 1927년에 "성운"이 폭로되었고, 그 라인은 이온화된 산소 및 질소의 "금지된" 라인과 1939-1941년에 완전한 신뢰성으로 식별되었습니다. 신비한 "코로늄" 선이 철, 니켈 및 칼슘의 다중 이온화된 원자에 속한다는 것이 설득력 있게 보여졌습니다. "성운"과 "코도늄"을 "해체"하는 데 수십 년이 걸렸다면, 발견 후 불과 몇 주 만에 "미스테리움"의 선이 일반 수산기에 속한다는 것이 분명해졌지만 특별한 조건에서만 가능했습니다. 추가 관찰은 무엇보다도 "미스터리"의 근원이 극도로 작은 각도 치수를 가지고 있음을 보여주었습니다. 이것은 당시 새로운, 매우 효과적인 방법"초장기선 전파 간섭계"라는 연구입니다. 이 방법의 본질은 서로 수천km 떨어진 두 개의 전파 망원경에서 소스를 동시에 관찰하는 것으로 축소됩니다. 밝혀진 바와 같이, 이 경우의 각 분해능은 전파 망원경 사이의 거리에 대한 파장의 비율에 의해 결정됩니다. 우리의 경우 이 값은 ~ 3x10 -8 rad 또는 아크초의 수천분의 1이 될 수 있습니다! 광학 천문학에서 이러한 각도 분해능은 여전히 완전히 달성할 수 없습니다. 그러한 관찰은 "신비한" 근원의 적어도 세 가지 부류가 있음을 보여주었다. 우리는 여기에서 클래스 1 소스에 관심을 가질 것입니다. 그들 모두는 예를 들어 유명한 오리온 성운과 같은 가스 이온화 성운 내부에 있습니다. 이미 언급했듯이 크기는 매우 작아서 수천 번입니다. 더 작은 크기성운. 가장 흥미롭게도 그것들은 복잡한 공간 구조를 가지고 있습니다. 예를 들어, W3라고 불리는 성운의 근원을 생각해 보십시오.
쌀. 13. 수산기 라인의 4가지 성분 프로파일
그림에서. 13은 이 소스에 의해 방출된 OH 라인 프로파일을 보여줍니다. 보시다시피, 많은 수의 좁은 밝은 선으로 구성됩니다. 각 선은 이 선을 방출하는 구름의 시선을 따라 이동하는 특정 속도에 해당합니다. 이 속도의 크기는 도플러 효과에 의해 결정됩니다. 다른 구름 사이의 속도 차이(시선을 따라)는 ~ 10km/s에 이릅니다. 위의 간섭계 관측 결과 각 선을 방출하는 구름이 공간적으로 일치하지 않는 것으로 나타났습니다. 그림은 다음과 같습니다. 약 1.5초 크기의 영역 내에서 호가 다른 속도약 10개의 소형 구름. 각 구름은 하나의 특정(주파수) 라인을 방출합니다. 구름의 각도 치수는 1/1000분의 1초 정도로 매우 작습니다. W3 성운까지의 거리가 알려져 있기 때문에(약 2000 pc), 각 치수는 선형 치수로 쉽게 변환될 수 있습니다. 구름이 움직이는 영역의 선형 치수는 10 -2 pc 정도이고 각 구름의 치수는 지구에서 태양까지의 거리보다 10배만 더 큽니다. 질문이 생깁니다. 이들은 어떤 종류의 구름이며 무선 회선에서 왜 그렇게 강하게 수산기를 방출합니까? 두 번째 질문에 대한 답변은 꽤 빨리 받았습니다. 방출 메커니즘은 실험실 메이저 및 레이저에서 관찰되는 것과 매우 유사하다는 것이 밝혀졌습니다. 따라서 "미스터리"의 근원은 18cm의 하이드록실 라인 파장에서 작동하는 거대하고 자연적인 우주 메이저입니다. 거대한 라인 밝기가 달성되는 것은 메이저(광학 및 적외선 주파수 - 레이저에서)이며, 그 스펙트럼은 너비가 작습니다 ... 알려진 바와 같이, 이 효과로 인한 선로의 방사선 증폭은 방사선이 전파되는 매체가 어떤 식으로든 "활성화"될 때 가능합니다. 이것은 일부 "외부" 에너지원(소위 "펌핑")이 초기(상위) 수준에서 원자 또는 분자의 농도를 비정상적으로 높게 만든다는 것을 의미합니다. 일정한 "펌프" 없이는 메이저 또는 레이저가 불가능합니다. 우주 메이저를 "펌핑"하는 메커니즘의 본질에 대한 질문은 아직 최종적으로 해결되지 않았습니다. 그러나 다소 강력한 적외선은 "펌핑"될 가능성이 가장 큽니다. 또 다른 가능한 "펌핑" 메커니즘은 일부 화학 반응일 수 있습니다. 어떤 것에 대해 생각하기 위해 우주 마스터에 대한 우리의 이야기를 중단할 가치가 있습니다. 놀라운 현상 천문학자들은 우주에서 충돌한다. 우리가 지금 겪고 있는 과학기술혁명에서 중요한 역할을 하고 있는 격동의 세기의 가장 위대한 기술 발명품 중 하나는 자연 조건에서, 게다가 거대한 규모로 쉽게 실현됩니다! 일부 우주 메이저의 전파 방출 플럭스는 너무 커서 35년 전, 즉 메이저와 레이저가 발명되기 전인 전파 천문학의 기술 수준에서도 감지할 수 있었습니다! 이를 위해서는 "오직" OH 무선 링크의 정확한 파장을 알고 문제에 관심을 갖는 것이 필요했습니다. 그건 그렇고, 인류가 직면 한 가장 중요한 과학 기술 문제가 자연 조건에서 실현 된 것은 이번이 처음이 아닙니다. 태양과 별의 복사를 지원하는 열핵 반응(아래 참조)은 미래에 우리의 모든 에너지 문제를 해결해야 하는 지구에서 핵 "연료"를 얻기 위한 프로젝트의 개발 및 구현을 자극했습니다. 아아, 우리는 여전히 자연이 "쉽게" 해결한 이 가장 중요한 문제를 해결하려면 멀었습니다. 한 세기 반 전에 빛의 파동 이론의 창시자인 프레넬은 (물론 다른 경우에) "자연은 우리의 어려움을 비웃습니다."라고 말했습니다. 보시다시피 프레넬의 말은 오늘날 더욱 사실입니다. 그러나 우주의 메이저로 돌아가자. 이 메이저의 "펌핑" 메커니즘은 아직 완전히 명확하지 않지만, 여전히 메이저 메커니즘에 의해 18cm 선을 방출하는 구름의 물리적 조건에 대한 대략적인 아이디어를 형성할 수 있습니다. 이 구름은 매우 조밀합니다. 입방 센티미터에는 적어도 10 8 -10 9 입자가 있으며 그 중 상당 부분(아마도 대부분)은 분자입니다. 온도는 2000Kelvin을 넘을 가능성이 거의 없으며 대부분 1000Kelvin 정도입니다. 이러한 특성은 성간 가스의 가장 밀도가 높은 구름의 특성과 극명한 대조를 이룹니다. 아직 비교적 작은 크기의 구름을 고려할 때, 우리는 무의식적으로 그것들이 초거성 별의 확장되고 다소 차가운 대기와 비슷하다는 결론에 도달합니다. 이 구름은 성간 매질에서 응결된 직후의 원시성 발달의 초기 단계일 가능성이 매우 높습니다. 다른 사실들도 (이 책의 저자가 1966년에 표현한) 이 진술을 뒷받침합니다. 젊고 뜨거운 별은 우주 메이저가 관찰되는 성운에서 볼 수 있습니다(아래 참조). 결과적으로 최근에 끝났고 아마도 현재까지 계속되는 별 형성 과정이 있습니다. 아마도 가장 흥미로운 점은 전파천문 관측에서 알 수 있듯이 이러한 유형의 우주 메이저가 마치 이온화된 수소의 작고 매우 빽빽한 구름에 "잠겨 있다"는 것입니다. 이 구름에는 많은 우주 먼지가 포함되어 있어 광학 범위에서 관측할 수 없습니다. 이 "고치"는 내부에 있는 젊고 뜨거운 별에 의해 이온화됩니다. 별 형성 과정을 연구하는 데 적외선 천문학이 매우 유용하다는 것이 입증되었습니다. 실제로 적외선의 경우 성간 빛의 흡수는 그다지 중요하지 않습니다. 이제 다음 그림을 상상할 수 있습니다. 성간 매체의 구름에서 응축에 의해 여러 덩어리가 형성됩니다. 다른 대중프로토스타로 진화한다. 진화 속도는 다릅니다. 더 많은 덩어리의 경우 더 높을 것입니다(아래 표 2 참조). 따라서 우선, 그것은 가장 무거운 무리의 가장 뜨거운 별이 될 것이고 나머지는 프로토 스타 단계에서 다소 오래 머무를 것입니다. 우리는 그것들을 덩어리로 응축되지 않은 "고치"의 수소를 이온화하는 "신생아" 뜨거운 별의 바로 근처에서 메이저 방사선의 근원으로 관찰합니다. 물론 이 대략적인 계획은 더욱 정교해질 것이며 물론 상당한 변화가 있을 것입니다. 그러나 사실은 남아 있습니다. 갑자기 얼마 동안 (아마도 비교적 짧은) 신생아 원시 별이 비유적으로 말하면 자신의 탄생에 대해 "비명"을 사용하여 최신 방법 양자 방사선 물리학(즉, 메이저) ... 수산기(라인 18cm)에서 우주 메이저가 발견된 지 2년 후, 동일한 소스가 동시에(메이저 메커니즘에 의해) 수증기 라인을 방출한다는 것이 발견되었습니다. 그 중 1, 35cm "물"메이저의 강도는 "수산화기"의 강도보다 훨씬 큽니다. H2O 라인을 방출하는 구름은 "히드록실" 구름과 같은 작은 부피이지만 다른 속도로 움직이며 훨씬 더 작습니다. 가까운 장래에 다른 메이저 라인*도 발견될 가능성을 배제할 수 없습니다. 따라서 아주 뜻밖에도 전파 천문학은 고전적인 별 형성 문제를 관측 천문학 **의 한 분야로 바꾸어 놓았습니다. 주계열에서 수축을 멈추면 별은 스펙트럼 광도 다이어그램에서 위치를 변경하지 않고 실제로 오랫동안 방출합니다. 그것의 복사는 중앙 지역에서 일어나는 열핵 반응에 의해 뒷받침됩니다. 따라서 주 시퀀스는 스펙트럼상의 점의 궤적입니다. 광도 다이어그램은 별 (질량에 따라 다름)이 열핵 반응으로 인해 오랫동안 꾸준히 방출 할 수 있습니다. 주계열에서 별의 위치는 질량에 의해 결정됩니다. 스펙트럼 광도 도표에서 평형 방출 별의 위치를 결정하는 매개변수가 하나 더 있다는 점에 유의해야 합니다. 이 매개변수는 별의 초기 화학 조성입니다. 무거운 원소의 상대적 함량이 감소하면 별은 아래 그림에서 "눕게" 됩니다. 일련의 하위 왜성의 존재를 설명하는 것은 이러한 상황입니다. 위에서 언급했듯이, 이 별들에 있는 무거운 원소의 상대적인 풍부함은 주계열성보다 수십 배 적습니다. 주계열에서 별의 체류 시간은 초기 질량에 의해 결정됩니다. 질량이 크면 별의 복사는 엄청난 힘을 가지며 오히려 빨리 수소 "연료"의 매장량을 고갈시킵니다. 예를 들어, 태양 질량보다 수십 배 더 큰 질량을 가진 주계열성의 별(이것은 분광 등급 O의 뜨거운 청색 거성)은 꾸준히 방출할 수 있으며, 이 순서대로만 몇 백만 년 동안 지속됩니다. 질량이 태양에 가깝고 100-150억 년 동안 주계열에 있습니다. 아래는 표입니다. 2는 중력 수축의 계산된 지속 시간을 제공하고 다른 스펙트럼 유형의 별에 대한 주계열을 유지합니다. 같은 표는 별의 질량, 반지름 및 광도 값을 태양 단위로 보여줍니다.
표 2
| 연령 | |||||
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스펙트럼 등급 |
밝기 |
중력 압축 |
메인 시퀀스 | ||
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G2(일) |
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쌀. 14. "광도-온도" 도표에서 다른 질량의 별에 대한 진화 경로
쌀. 15. Hertzsprung - 성단 NGC 2254에 대한 러셀 도표
쌀. 16. Hertzsprung - 구상성단 M에 대한 Russell 다이어그램 3. 수직축 - 상대 등급
해당 다이어그램에서 뜨거운 질량의 별이 있는 왼쪽 상단을 포함하여 전체 주계열을 명확하게 볼 수 있습니다(색 지수 0.2는 20,000K의 온도, 즉 클래스 B의 스펙트럼에 해당). 구상성단 M3는 "오래된" 천체이다. 이 성단의 주계열도 상단에는 별이 거의 없음이 분명합니다. 반면, M 3의 적색거성 가지가 매우 풍부하게 표현된 반면, NGC 2254에는 적색거성이 거의 없다. 이것은 이해할 수 있습니다. 이전 M 3 큰 숫자별들은 이미 주계열성을 떠났지만, 젊은 성단 NGC 2254에서는 상대적으로 무겁고 빠르게 진화하는 소수의 별에서만 이런 일이 발생했습니다. М 3의 거인 가지가 상당히 가파르게 올라가고 NGC 2254의 경우 거의 수평이라는 점은 주목할 만합니다. 이론의 관점에서 이것은 M 3의 중원소 함량이 현저히 낮기 때문에 설명할 수 있습니다. 그리고 실제로 구상성단의 별(또한 은하계 쪽으로 집중하지 않는 다른 별에서도 은하 중심을 향해) 중원소의 상대적 풍부함은 미미하다 ... М 3에 대한 "색상 지수 - 광도" 다이어그램에서 거의 수평 분기가 하나 더 보입니다. NGC 2254에 대해 표시된 다이어그램에는 유사한 분기가 없습니다. 이론은 다음과 같이 이 분기의 출현을 설명합니다. 적색 거성인 별의 수축하는 조밀한 헬륨 핵의 온도가 1억에서 1억 5천만 K에 도달하면 새로운 핵 반응이 그곳에서 시작됩니다. 이 반응은 3개의 헬륨 핵으로부터 탄소 핵의 형성으로 구성됩니다. 이 반응이 시작되자마자 핵의 압축은 멈출 것이다. 추가 표면층
별은 온도를 높이고 스펙트럼 광도 다이어그램의 별은 왼쪽으로 이동합니다. M 3에 대한 다이어그램의 세 번째 수평 가지가 형성되는 것은 그러한 별에서입니다.
쌀. 17. 통합 Hertzsprung - 11개 성단에 대한 러셀 도표
그림에서. 도 17은 11개의 클러스터에 대한 요약 다이어그램 "색상 - 광도"를 개략적으로 보여주며, 그 중 2개(M 3 및 M 92)는 구형입니다. 이미 논의된 이론적 개념과 완전히 일치하여 다른 클러스터에서 기본 시퀀스가 오른쪽으로 "구부려져" 위로 올라가는 방식을 분명히 볼 수 있습니다. 무화과에서. 17에서 어떤 클러스터가 젊은 클러스터이고 어떤 클러스터가 오래된 클러스터인지 즉시 알 수 있습니다. 예를 들어, 페르세우스의 "이중" 군집 X와 h는 젊습니다. 메인 시퀀스의 상당 부분을 "유지"했습니다. M 41 성단은 더 오래되었고, Hyades 성단은 훨씬 더 오래되었으며, 가장 오래된 것은 M 67 성단입니다. 색-광도 도표는 구상 성단 M 3 및 M 92의 유사한 도표와 매우 유사합니다. 거인만 구상성단의 가지가 의 차이와 일치하여 더 높다. 화학적 구성 요소앞서 언급한. 따라서 관찰 데이터는 이론의 결론을 완전히 확인하고 입증합니다. 거대한 항성 물질 층에 의해 우리로부터 닫혀 있는 항성 내부의 과정 이론에 대한 관찰 테스트를 기대하는 것은 어려울 것 같습니다. 그러나 여기에서도 이론은 천체 관측의 실천에 의해 지속적으로 모니터링됩니다. 많은 수의 "색상 - 광도" 다이어그램을 편집하려면 천문학자-관찰자의 엄청난 작업과 관찰 방법의 근본적인 개선이 필요했습니다. 반면 별의 내부구조와 진화론의 성공은 고속 전자계산기를 기반으로 한 현대적 컴퓨팅 기술 없이는 불가능하다. 핵 물리학 분야의 연구는 또한 이론에 귀중한 기여를 했으며, 이는 항성 내부에서 일어나는 핵 반응의 정량적 특성을 얻는 것을 가능하게 했습니다. 별의 구조와 진화론의 발전은 20세기 후반 천문학의 가장 위대한 업적 중 하나라고 해도 과언이 아니다. 현대 물리학의 발전은 항성, 특히 태양의 내부 구조 이론에 대한 직접적인 관찰 검증의 가능성을 열어줍니다. 우리는 내부에서 핵 반응이 일어날 경우 태양이 방출해야 하는 강력한 중성미자 플럭스를 감지할 가능성에 대해 이야기하고 있습니다. 중성미자는 다른 소립자와 극도로 약하게 상호작용한다는 것은 잘 알려져 있다. 따라서 예를 들어 중성미자는 태양의 전체 두께를 통해 거의 흡수되지 않고 날아갈 수 있는 반면 X선은 태양 내부에 있는 몇 밀리미터의 물질을 통해서만 흡수 없이 통과할 수 있습니다. 우리가 각 입자의 에너지를 가진 강력한 중성미자 빔을 상상한다면
아시다시피 별은 열핵 핵융합 반응에서 에너지를 얻고 조만간 모든 별은 열핵 연료가 끝나는 지점에 도달합니다. 별의 질량이 높을수록 더 빨리 모든 것을 태워 버리고 존재의 마지막 단계로 넘어갑니다. 추가 이벤트는 주로 질량에 따라 달라지는 다양한 시나리오를 따를 수 있습니다.
수소가 별의 중심에서 "소진"될 때 헬륨 핵이 방출되어 에너지를 수축 및 방출합니다. 미래에는 헬륨 및 후속 원소의 연소 반응이 시작될 수 있습니다(아래 참조). 외부 층은 가열된 핵에서 오는 증가된 압력의 영향으로 여러 번 증가하고 별은 적색 거성이 됩니다.
별의 질량에 따라 다른 반응이 일어날 수 있습니다. 합성이 소멸 될 때 별이 어떤 구성을 가질 것인지는 이것에 달려 있습니다.
백색왜성
질량이 최대 약 10 M C인 별의 경우 중심핵의 무게는 1.5 M C 미만입니다. 열핵 반응이 완료되면 복사압이 멈추고 중력의 영향으로 코어가 수축하기 시작합니다. Pauli 원리로 인해 축퇴 전자 가스의 압력이 간섭하기 시작할 때까지 수축합니다. 외층은 떨어져 나와 흩어져 행성상 성운을 형성한다. 최초의 그러한 성운은 1764년 프랑스 천문학자 샤를 메시에(Charles Messier)에 의해 발견되어 M27이라는 번호로 목록화되었습니다.
핵에서 나온 것을 백색왜성이라고 합니다. 백색 왜성은 밀도가 10 7 g/cm 3 이상이고 표면 온도가 10 4 K 정도입니다. 광도는 태양 광도보다 2-4 배 낮습니다. 열핵융합이 일어나지 않고 그 안에서 방출되는 모든 에너지가 더 일찍 축적되어 백색왜성은 서서히 냉각되어 보이지 않게 된다.
백색 왜성은 쌍성성의 일부이고 동반자의 질량을 끌어당기는 경우 여전히 활동을 보여줄 기회가 있습니다(예를 들어, 동반자가 적색 거성이 되어 로슈 엽 전체를 질량으로 채운 경우). 이 경우 백색 왜성에 포함된 탄소의 도움으로 CNO 순환에서 수소 합성이 시작되어 외부 수소층("새로운" 별)의 방출로 끝날 수 있습니다. 또는 백색 왜성의 질량이 너무 커져 탄소-산소 성분이 중심에서 오는 폭발적인 연소의 파동에 의해 점화될 수 있습니다. 결과적으로 많은 양의 에너지가 방출되면서 무거운 요소가 형성됩니다.
12 С + 16 O → 28 Si + 16.76 MeV
28Si + 28Si → 56Ni + 10.92MeV
별의 광도는 2주 동안 강하게 증가하다가 다시 2주 동안 급격히 감소한 후 50일 동안 약 2배 감소합니다. 대부분의 에너지(약 90%)는 1형 초신성의 니켈 동위원소 붕괴 사슬에서 감마선으로 방출됩니다.
질량이 1.5 이상이고 태양 질량보다 큰 백색 왜성은 없습니다. 이는 백색왜성이 존재하기 위해서는 전자기체의 압력에 의한 중력압축의 균형을 맞출 필요가 있기 때문인데, 이것은 1.4MC 이하의 질량에서 발생하며, 이 한계를 찬드라세카르 한계라고 한다 . 값은 전자의 운동량이 차지하는 부피에 대한 불확정성 관계에 의해 결정되고 전자의 속도에 가까운 속도로 움직인다는 가정 하에 중력 압축력에 대한 압력력의 등가 조건으로 얻을 수 있습니다. 빛.
중성자 별
더 무거운(> 10 MC) 별의 경우 상황이 약간 다릅니다. 높은 코어 온도는 핵에서 양성자, 중성자 및 알파 입자를 녹아웃시키는 것과 같은 에너지 흡수 반응을 활성화하고 고에너지의 전자 포획을 활성화합니다. 질량 차이를 보상하는 전자 두 개의 코어. 두 번째 반응은 핵에 과량의 중성자를 생성합니다. 두 반응 모두 별의 냉각과 별의 일반적인 수축으로 이어집니다. 핵융합 에너지가 끝나면 압축은 붕괴하는 핵 위로 껍질이 거의 자유 낙하하는 것으로 변합니다. 동시에, 외부 낙하층의 열핵융합 속도가 급격히 가속되어 몇 분 만에 엄청난 양의 에너지를 방출합니다(빛의 별이 전체 존재 동안 방출하는 에너지와 비슷함).
수축하는 핵은 질량이 크기 때문에 전자 가스의 압력을 극복하고 더 수축합니다. 이 경우 반응 p + e - → n + ν e가 발생하고 그 후에는 핵의 압축을 방해하는 전자가 거의 없습니다. 압축은 축퇴 중성자 가스의 압력에 의해 설정된 밀도에 해당하는 10~30km의 크기로 발생합니다. 핵에 떨어지는 물질은 중성자 핵에서 반사된 충격파와 압축 중에 방출되는 에너지의 일부를 받아 외부 껍질이 측면으로 빠르게 방출됩니다. 생성된 물체를 중성자별이라고 합니다. 중력 압축에서 방출되는 에너지의 대부분(90%)은 붕괴 후 첫 몇 초 안에 중성미자에 의해 운반됩니다. 위의 과정을 II형 초신성 폭발이라고 합니다. 폭발의 에너지는 그 중 일부가 낮에도 육안으로 (드물게) 볼 수 있을 정도입니다. 최초의 초신성은 서기 185년 중국 천문학자들에 의해 기록되었습니다. 현재 연간 수백 건의 발병이 기록됩니다.
생성된 중성자별의 밀도는 ρ ~ 10 14 - 10 15 g/cm 3 입니다. 항성 수축 동안 각운동량의 보존은 일반적으로 1에서 1000ms 범위의 매우 짧은 궤도 주기를 초래합니다. 평범한 별의 경우 그러한 기간은 불가능합니다. 그들의 중력은 그러한 회전의 원심력을 상쇄할 수 없을 것입니다. 중성자별은 표면에서 10 12 -10 13 G에 달하는 매우 큰 자기장을 가지고 있어 강력한 전자기 복사를 발생시킵니다. 회전축과 일치하지 않는 자기축은 중성자별이 주어진 방향으로 주기적인(회전 주기와 함께) 복사 펄스를 보낸다는 사실로 이어집니다. 그러한 별을 펄서라고 합니다. 이 사실은 실험적 발견을 도왔고 탐지에 사용됩니다. 중성자별은 광도가 낮기 때문에 광학적 방법으로 탐지하기가 훨씬 더 어렵습니다. 궤도주기는 에너지가 복사로 변환되기 때문에 점차적으로 감소합니다.
중성자별의 외층은 결정질 물질, 주로 철과 그 주변 원소로 구성됩니다. 나머지 질량의 대부분은 중성자이며, 중심에는 파이온과 하이퍼론이 있을 수 있습니다. 별의 밀도는 중심을 향해 증가하고 핵 물질의 밀도보다 눈에 띄게 높은 값에 도달할 수 있습니다. 그러한 밀도에서 물질의 거동은 제대로 이해되지 않습니다. 강입자 물질의 극도의 밀도에서 1세대뿐만 아니라 자유 쿼크에 대한 이론이 있습니다. 중성자 물질의 초전도 및 초유체 상태가 가능합니다.
중성자별 냉각에는 2가지 메커니즘이 있습니다. 그 중 하나는 다른 곳과 마찬가지로 광자의 방출입니다. 두 번째 메커니즘은 중성미자입니다. 코어 온도가 10 8 K 이상인 한 우세합니다. 이것은 일반적으로 10 6 K 이상의 표면 온도에 해당하며 10 5 -10 6년 동안 지속됩니다. 중성미자를 방출하는 방법에는 여러 가지가 있습니다.
블랙홀
원래 별의 질량이 30 태양 질량을 초과하면 초신성 폭발로 형성된 핵은 3 MC보다 무거울 것입니다. 이러한 질량으로 중성자 가스의 압력은 더 이상 중력을 억제 할 수 없으며 핵은 중성자 별 단계에서 멈추지 않고 계속 붕괴됩니다 (그러나 실험적으로 발견 된 중성자 별의 질량은 2 태양 이하 대중이 아니라 3개). 이번에는 그 어떤 것도 붕괴를 막을 수 없으며 블랙홀이 형성됩니다. 이 대상은 순전히 상대론적 성격을 가지고 있으며 일반 상대성 이론 없이는 설명될 수 없습니다. 이론에 따르면 물질이 점으로 붕괴되었다는 사실에도 불구하고 - 특이점, 블랙홀은 슈바르츠실트 반경이라고 하는 반경이 0이 아닙니다.
RW = 2GM / 초 2.
반지름은 블랙홀 중력장의 경계를 나타내며, 광자조차 넘을 수 없는 사건의 지평선이라고 합니다. 예를 들어, 태양의 슈바르츠실트 반경은 3km에 불과합니다. 사건의 지평선 밖에서 블랙홀의 중력장은 그 질량을 가진 보통 물체의 장과 같다. 블랙홀은 자체적으로 눈에 띄는 에너지를 방출하지 않기 때문에 간접적인 효과로만 관찰할 수 있습니다.
사건의 지평선을 벗어날 수 없다는 사실에도 불구하고 블랙홀은 여전히 복사를 생성할 수 있습니다. 양자 물리적 진공에서 가상 입자-반입자 쌍은 끊임없이 탄생하고 사라집니다. 블랙홀의 가장 강한 중력장은 사라지고 반입자를 흡수하기 전에 블랙홀과 상호 작용할 시간을 가질 수 있습니다. 가상 반입자의 총 에너지가 음수이면 블랙홀은 질량을 잃고 나머지 입자는 실제가 되어 블랙홀의 장에서 날아가기에 충분한 에너지를 받습니다. 이 복사를 호킹 복사라고 하며 흑체 스펙트럼을 가지고 있습니다. 일부 온도는 다음과 같은 원인이 될 수 있습니다.
이 과정이 대부분의 블랙홀 질량에 미치는 영향은 유물 복사에서조차 받는 에너지에 비하면 무시할 만합니다. 예외는 우주 진화의 초기 단계에서 형성되었을 수 있는 잔존 미세한 블랙홀입니다. 작은 치수는 증발 과정의 속도를 높이고 대량 획득 과정을 늦춥니다. 그러한 블랙홀의 증발의 마지막 단계는 폭발로 끝나야 합니다. 설명과 일치하는 폭발이 기록되지 않았습니다.
블랙홀에 떨어지는 물질은 가열되어 블랙홀의 존재를 간접적으로 나타내는 X선 복사원이 됩니다. 큰 각운동량을 가진 물질이 블랙홀에 떨어지면 주위에 회전하는 강착 원반을 형성하며, 입자는 블랙홀에 떨어지기 전에 에너지와 각운동량을 잃습니다. 초거대질량 블랙홀의 경우 원반의 축을 따라 두 방향이 있는데, 방출된 복사의 압력과 전자기 효과가 원반에서 분출되는 입자를 가속시킵니다. 이것은 또한 등록될 수 있는 양방향 물질의 강력한 제트를 생성합니다. 한 이론에 따르면 활성은하핵과 퀘이사는 이렇게 배열되어 있습니다.
회전하는 블랙홀은 더 복잡한 물체입니다. 회전에 의해 이벤트 지평선 너머의 특정 공간 영역을 "포착"합니다("Lense-Thirring Effect"). 이 영역을 에르고스피어(ergosphere)라고 하고 그 경계를 정적 한계라고 합니다. 정적 한계는 블랙홀 회전의 두 극에서 사건의 지평선과 일치하는 타원체입니다.
회전하는 블랙홀은 에너지를 에르고스피어에 들어간 입자로 전달함으로써 에너지 손실의 추가적인 메커니즘을 가지고 있습니다. 이러한 에너지 손실은 각운동량 손실을 동반하고 회전 속도를 늦춥니다.
서지
- S.B.Popov, M.E. Prokhorov "단일 중성자 별 천체 물리학: 전파 조용한 중성자 별과 자기" GAISH MSU, 2002
- William J. Kaufman "우주 상대성 이론" 1977
- 기타 인터넷 소스
12월 20일 10g
천문학에서 항성진화는 별이 빛과 열을 방출하면서 일생, 즉 수십만 년, 수백만 년 또는 수십억 년에 걸쳐 겪는 일련의 변화입니다. 이러한 엄청난 기간 동안 변화는 매우 중요합니다.
별의 진화는 항성의 요람이라고도 불리는 거대한 분자 구름에서 시작됩니다. 은하계의 "빈" 공간의 대부분은 실제로 cm3당 0.1~1개의 분자를 포함합니다. 분자 구름의 밀도는 cm3당 약 백만 분자입니다. 그러한 구름의 질량은 크기 때문에 태양의 질량을 100,000-10,000,000배 초과합니다(50광년에서 300광년 사이).
별의 진화는 항성의 요람이라고도 불리는 거대한 분자 구름에서 시작됩니다.
구름이 고향 은하의 중심 주위를 자유롭게 공전하는 한 아무 일도 일어나지 않습니다. 그러나 중력장의 불균일성으로 인해 간섭이 발생하여 국부적으로 질량이 집중될 수 있습니다. 이러한 교란은 구름의 중력 붕괴를 일으킵니다. 이에 이르는 시나리오 중 하나는 두 구름의 충돌입니다. 붕괴를 일으키는 또 다른 사건은 나선 은하의 빽빽한 팔을 통과하는 구름의 통과일 수 있습니다. 또한 결정적인 요인은 근처의 초신성 폭발일 수 있으며, 충격파는 분자 구름과 빠른 속도로 충돌합니다. 또한, 충돌로 인해 각 은하의 가스 구름이 붕괴됨에 따라 은하의 충돌이 가능하여 별 형성의 폭발을 일으킬 수 있습니다. 일반적으로 구름 덩어리에 작용하는 힘의 불연속성은 별 형성 과정을 유발할 수 있습니다.
구름 덩어리에 작용하는 힘의 불연속성은 별 형성 과정을 유발할 수 있습니다.
이 과정에서 분자 구름의 불균일성은 자체 중력의 작용으로 수축되어 점차 공 모양을 띠게 됩니다. 압축되면 중력 에너지가 열로 바뀌고 물체의 온도가 상승합니다.
중심부의 온도가 1500만~2000만K에 도달하면 열핵 반응이 시작되고 압축이 중지됩니다. 물체는 본격적인 별이됩니다.
별의 진화의 후속 단계는 거의 전적으로 질량에 의존하며 별의 진화의 맨 마지막 단계에서만 별의 화학적 구성이 역할을 할 수 있습니다.
별의 일생의 첫 번째 단계는 태양의 일생과 유사하며 수소 순환의 반응이 지배적입니다.
코어의 연료가 고갈될 때까지 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 주요 시퀀스에 있는 대부분의 수명 동안 이 상태를 유지합니다. 별의 중심에서 모든 수소가 헬륨으로 바뀌면 헬륨 핵이 형성되고 핵 주변에서 수소의 열핵 연소가 계속됩니다.
작고 차가운 적색 왜성은 천천히 수소 매장량을 태우고 수백억 년 동안 주계열에 남아 있는 반면, 거대한 초거성은 형성 후 수천만 년 이내에 주계열을 떠난다.
현재로서는 깊은 곳의 수소 공급이 고갈된 후 밝은 별에 어떤 일이 발생하는지 확실하지 않습니다. 우주의 나이는 138억 년으로 이러한 별에서 공급되는 수소 연료를 고갈시키기에 충분하지 않기 때문에, 현대 이론이러한 별에서 일어나는 과정의 컴퓨터 모델링을 기반으로 합니다.
이론적인 개념에 따르면, 빛의 별 중 일부는 물질(별풍)을 잃으면서 점차 증발하여 점점 작아질 것입니다. 다른 적색 왜성은 수십억 년 동안 천천히 냉각되어 전자기 스펙트럼의 적외선 및 마이크로파 범위에서 계속 약하게 방출됩니다.
태양과 같은 중간 크기의 별은 평균 100억 년 동안 주계열에 남아 있습니다.
태양은 수명주기의 중간에 있기 때문에 태양이 여전히 그 위에 있다고 믿어집니다. 별은 핵심 수소 공급을 고갈하자마자 주계열을 떠납니다.
별은 핵심 수소 공급을 고갈하자마자 주계열을 떠납니다.
열핵 반응 과정에서 발생하는 압력과 내부 중력의 균형이 없으면 별은 초기 형성 과정에서와 같이 다시 수축하기 시작합니다.
온도와 압력이 다시 상승하지만 원시성 단계와 달리 훨씬 더 높은 수준으로 상승합니다.
붕괴는 약 1억 K의 온도에서 헬륨이 참여하는 열핵 반응이 시작될 때까지 계속되며, 그 동안 헬륨은 더 무거운 원소(헬륨 - 탄소로, 탄소 - 산소로, 산소 - 규소로, 마지막으로 - 실리콘에서 철로).
붕괴는 약 1억 K의 온도에서 헬륨이 포함된 열핵 반응이 시작될 때까지 계속됩니다.
새로운 차원에서 새로워진 물질의 열핵 "타는" 현상은 별의 엄청난 팽창의 원인이 됩니다. 별은 "부풀어 오르고" 매우 "느슨해지며" 크기가 약 100배 증가합니다.
별은 적색 거성이 되고 헬륨 연소 단계는 약 수백만 년 동안 지속됩니다.
다음에 일어나는 일은 또한 별의 질량에 달려 있습니다.
중간 별에서 헬륨의 열핵 연소 반응은 별의 외부 층을 폭발적으로 방출하여 다음을 형성할 수 있습니다. 행성상 성운... 냉각되는 동안 열핵 반응이 멈추는 별의 핵심은 일반적으로 최대 0.5-0.6 태양 질량의 질량과 지구 지름의 지름을 갖는 헬륨 백색 왜성으로 변합니다.
거대하고 초질량 별(질량 5태양질량 이상)의 경우 중력 압축이 증가함에 따라 중심핵에서 일어나는 과정이 폭발을 일으킵니다. 초신성엄청난 에너지의 방출과 함께. 폭발은 상당한 질량의 항성 물질이 성간 공간으로 방출되는 것을 동반합니다. 이 물질은 새로운 별, 행성 또는 위성의 형성에 추가로 참여합니다. 우주 전체, 특히 각 은하가 화학적으로 진화하는 것은 초신성 덕분입니다. 폭발 후 남은 별의 중심핵은 후기 별의 질량이 찬드라세카르 한계(태양질량 1.44)를 초과하면 중성자별(펄사)로 진화를 끝내고, 별의 질량이 1.44 태양질량을 초과하면 블랙홀로 진화를 끝낼 수 있다. Oppenheimer - Volkov 한계 (추정 값 2, 5-3 태양 질량).
우주에서 항성 진화의 과정은 지속적이고 주기적입니다. 오래된 별은 사라지고 새로운 별이 빛을 받아 이를 대체합니다.
현대 과학 개념에 따르면 지구상의 행성과 생명체의 출현에 필요한 요소는 항성 물질에서 형성되었습니다. 생명이 어떻게 생겨났는지에 대해 일반적으로 인정되는 단일한 견해는 아직 없지만.
