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폭주하는 물천열차 ੭╹▿╹)੭⁾⁾ [943544] · MS 2019 (수정됨) · 쪽지

2020-09-15 16:55:18
조회수 8,719

[천체특강 9]별의 진화-가벼운 별

게시글 주소: https://showmethescore.orbi.kr/00032165951

여기서 말하는 가벼운 별은 태양 질량과 엇비슷한 별들입니다.


주계열성은 수소 핵융합이 일어난다고 알고 있는데, 수소 핵융합이 일어나는 방식은 양성자끼리 충돌하는 p-p 반응과 CNO 사이클이 있는데, 태양 질량과 엇비슷한 질량의 별들은 p-p 반응이 우세해요.


한 가지 오해하시면 안 되는데


(이미지출처-네이버 포스트)


태양에서 p-p 반응만 일어나는 게 아니예요. 이 자료에서 보듯 효율은 좀 낮지만 CNO 순환 반응도 일어나긴 합니다. 별의 질량이 무거워질수록 CNO 순환 반응의 효율이 좋아지구요.


결국 태양과 비슷한 질량의 주계열성 내부에서는 p-p 반응을 위주로 수소 핵융합에 의해 헬륨 원자핵과 에너지를 방출합니다.


 

(이미지출처-위키피디아)


이런 모양으로 핵융합을 합니다. 조금 다른 얘기긴 한데, 빛, 감마선, 중성미자의 형태로 막대한 에너지를 방출하고 나서 헬륨 원자핵이 생겨요. 이렇게 방출되는 에너지가 별의 진화에 영향을 줍니다. 


(이미지출처-쓰쿠바대학)


여담으로 제 연구분야가 핵합성 이후 원자핵의 특성, 핵에너지와 별의 진화, 이 과정에서 일어나는 핵반응들이예요. 중성미자 형태로 방출되는 에너지를 잡기도 하고..


다시 본론으로 돌아가서, 이 p-p 반응은 별 안 어느 공간에서 일어나는지 확인해볼게요.


(이미지출처-네이버 지식백과)


이렇게 태양과 질량이 비슷한 주계열성은 그림에서 보다시피 중심핵과 복사층이 비교적 크고 대류층이 작습니다. 중심핵에서 p-p 반응에 의해 만들어진 핵에너지가 복사 형태로 쭉 전달되면서 별의 진화에 영향을 주고(이후 거성 단계에서 별 구조가 어떤 형태로 변하는지 확인할 수 있어요) 대류층을 거쳐 빛과 열을 냅니다. 이 표면의 특성을 우리가 지금까지 별의 물리량 공부했죠?


중심부에서 핵에너지가 생기니까 중심부로 갈수록 온도가 더 높습니다.


그리고 저 주계열성은 별 중심부로 향하는 중력과 핵융합 에너지로 인해 생기는 힘이 외부로 밀어내는 기체 압력이 서로 평형을 이루고 있어요. 이 상태를 정역학 평형 상태라고 합니다.


 이후, 수소 에너지를 다 태워먹어서 중심핵에서 수소 핵융합 반응이 끝나면 주계열 단계가 끝나게 되는데, 이 때 헬륨만 남게 되고 핵융합 에너지로 생기는 힘이 없어지면서 중력이 작용하고, 수축하게 됩니다.


우리가 앞에서 했던 별의 물리량에 따라 수축하면서 별의 온도가 다시 높아져서 헬륨 연소(헬륨 핵융합 반응)가 시작되고, 그렇게 다시 온도가 높아지면서 바깥쪽 껍질에서는 수소 핵융합 반응이 일어납니다.(이 층을 수소각이라고 해요)


이 때 별은 적색 거성 상태에 놓입니다.


여기서 많이 헷갈리는게 적색 거성은 수소 핵융합을 하지 않는다는 오개념을 가지신 분이 많은데, 중심부에서는 헬륨 핵융합이 일어나지만 껍질층에서는 수소 핵융합이 일어납니다.


이러면서 다시 핵융합 에너지에 의해 외부로 압력이 가해지면서 별의 반지름이 다시 점점 커져요. 특히 헬륨 핵융합에 의해 더 많은 에너지가 생기니까 별의 반지름 크기가 기존 주계열성때보다 더 커져서 이 상태를 클 거 자를 써서 거성이라고 합니다.


(이미지출처-한국천문연구원)


이런 상태인거죠. 보라색 부분에서 헬륨 핵융합이 일어나고, 파란색 부분을 수소각이라고 합니다. 껍질엔 수소가 있고요.


이렇게 헬륨 핵융합이 일어나다보면 탄소 원자핵이 중심부에 생기고, 수소 핵융합이 일어난 수소각 자리에는 헬륨이 생깁니다.


그래서 그 이후 적색거성의 모습은


(이미지출처-천문연)


이렇게 됩니다. 가벼운 별에서는 탄소 핵융합부터는 일어날 수 없어서 핵융합은 여기서 마감되고, 행성상 성운의 형태로 원자핵이나 물질들을 방출합니다.


적색 거성에서도 하나 오개념 조심할 게 헬륨 핵융합과 수소각에 의해 온도가 높아진다고 착각할 위험이 커요. 중심부는핵에너지 때문에 온도가 올라가지만, 표면 쪽은 우리가 별의 물리량 할 때 공부했듯 반지름이 증가해 표면 온도가 낮아져요. 그래서 H-R도 상에서는 오른쪽 위(반지름 up, 온도 down)에 있습니다.


행성상 성운의 중심부에는 백색왜성이라는 작고 밀도가 큰 별이 위치해있습니다. 그런 성질 때문에 지난 [천체특강 7] 할 때 H-R도 왼쪽 아래에 백색왜성이 위치한다고 했었죠?


이 백색왜성이 식으면 암흑왜성이 되는데 이건 교육과정에서 안 다루니 패스...


별의 진화와 에너지원, 내부 구조 간의 관계를 유기적으로 엮어서 생각할 수 있어야 하는데 이걸 연결해놓은 교과서나 컨텐츠가 드물어서 제가 이렇게 정리했습니다.




천체 컨텐츠가 부족해 [천체특강]서는 기본개념과 응용, 놓치거나 헷갈리기 쉬운 개념을 모두 다루고 공부방법을 안내해주고 있어요!


여담으로 별의 진화는 이제



천문학 및 천체물리학 고유의 영역이 아닌 핵물리학이나 핵천체물리학의 영역으로 넘어왔어요. 그래서 핵물리학자가 꿈인 제가 가장 전공하고싶은 분야라 평소보다도 좀 더 즐겁게 오늘 컨텐츠를 만들었네요ㅎㅎ

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