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08. Physics of a star(2)
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별의 밀도가 별의 운명이다. 우주 전체에서도 전체밀도가 중요하듯이 한개의 별에 있어서도 밀도가 중요하다.
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지난 시간에는 5가지 핵융합, 태양이 갖는 p-p chain, CNO cycle, 3 alpha process,
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거대 분자 구름 기둥(Giant molecular cloud). 밑에서 부터 위 끝까지 광속으로 달려도 3년 걸린다.
giant molecular cloud에서 맨윗부분 부근을 허블망원경이 찍었고 Eagle nebular(M16) 이라고 이름붙였다.
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구름기둥이 얼마냐 크냐면 이속에서 수천개의 별들이 동시에 생기고 있다. 가스 구름속에 있는 metal element들에 의해서 별이 생길때 나오는 자외선이 다 흡수된다. 그래서 바깥에서 관측이 안된다. 외부에서 새로 생긴 별에 의한 자외선에 의해서 태풍불면 모래가 쓸려 나가듯이 구름들이 다 벗겨지는 것이다. 그럼 갓 태어난 별이 보인다.
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별을 이해한다는 것은 얼마나 거대한 공간을 상상할수 있는가 와 같은 문제가 된다.
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별의 일생은 초기질량에서 결정이 되는데 마지막 상태는
태양질량의 수십배가 될 경우 블랙홀로 마친다.
태양질량의 5배나 이렇게 될 경우는 코어가 중성자로된 중성자성이된다.
태양질량의 1.43배보다 적은 일반적인 별들은 백색왜성이 된다.
태양질량의 8 percent 이하의 별들은 핵융합이 일어나지 않아서 갈색왜성이 된다.
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태양이 얼마나 큰지. 태양에서 분출되는 홍염 불꽃과 지구를 비교하면 홍염이 50배는 더 크다.
질량관점에서 태양의 질량은 지구 질량의 30만배이다.
양성자나 전자로 된 solar wind(가스 흐름) 에 의해서 지구 대기층과 충돌해서 생긴게 오로라이다.
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별들은 성간가스(interstellar medium)구름이 25광년 범위의 성간가스들이 자체 중력수축을 해서 원시 별이 형성된다.
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별이 탄생하는 순간 별의 역학 관계에 의해서 두 축으로 (극지방으로) 물질 분출이 일어난다. bipolar ejection이라고 한다. 별의 형성에 관해서는 bipolar ejection을 관측함으로서 알수있다.
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도표. 광도. 태양 밝기를 1로 가정했을 때.
일반적인 별의 일생중에 가장 많은 90$\%$시간을 보내는 시점이 주계열성 별이다.
우주에서 별들의 90$\%$는 주계열성 영역에 머문다.
태양은 주계열성에서 45억년쯤 지났으니까 거의 절반 옴. 100억년 이후면 태양은 주계열성을 벗어난다.
주계열성의 정의 : 중심에서 수소핵융합이 일어나는 별.
태양이 주계열성을 벗어나면 코어에서 더이상 수소핵융합이 일어나지 않는다.
주계열성을 벗어나면 별의 운명이 달라지기 시작한다.
빛의 광도가 1000배까지 수직상승했다가 다시 100배 밝기정도로 떨어지면서 지금 밝기의 1만배쯤 되었다가 코어가 3만배쯤으로 떨어진다. 도표참고.
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별이 생겼을때 가운데 핵융합부분이 있으면 별이 된거다. 주계열성을 벗어나는 시점에서는 핵융합결과 코어가 점점 커진다. 코어가 헬륨으로 바뀌어져있다. 그런데 주계열성에서 벗어나면 코어 헬륨이 핵융합을 하지 않는다. 주계열성을 벗어나고 플랫한 부분에서는 중요한 물리적 변화가 일어난다.
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코어 헬륨은 핵융합을 하지 않는데 외곽에 있는 수소가 핵융합을 한다. 수소 shell이 연소하는 것이다. 헬륨이 핵융합을 하려면 1억도 이상이 되야하는데 그 온도가 되지 않아서 헬륨이 핵융합을 하지 않는 것이다. 외곽 수소 가스는 코어헬륨이 커지면서 중력이 강해져서 외곽 수소 가스를 압착하니까 외곽 헬륨에서 핵융합이 일어나기 시작한다. 외곽 헬륨이 핵융합이 일어나면 외곽 쪽으로 반지름이 급격하게 커지는 것이다.
주계열성 막대기에서 오른쪽으로 가는 것은 반지름이 커지는 것을 의미한다. 별이 반지름이 커지면 부피가 커진다. 표면적이 커지면 온도는 빨리 식으니까 급격히 떨어진다. 플랫한 부분에서 광도는 증가하는데 온도는 3천도쯤으로 떨어진다.
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광도의 수직 상승 부근에서 중요한 변화가 일어난다.
태양의 크기가 더 커진다. 외곽 수소 shell에서 핵융합이 일어나고 코어 헬륨은 핵융합이 일어나지 않는다. 별이 커지면서 빨리식으면서 별의 불투명도가 올라간다. 투명하지 않으면 대류현상이 일어난다. 투명하면 복사로서 에너지가 전달되는데, (주계열별이 왜 100억년동안 그 모습을 유지하는가 하면 코어에서 핵융합한 그 복사 에너지가 복사로서 바깥으로 나가니까 바깥으로 소실되는 복사에너지하고 핵융합 에너지가 수십억년동안 균형을 맞추기 때문에 별의 모양이 유지되는 것이다.), 주계열성을 벗어나면 별이 복사로서가 아닌 대류로서 에너지를 전달하는 현상이 일어나기 시작한다.
대류가 일어나면 물질을 막 뒤섞으니까 별 전체 온도가 균일해진다. 이렇게 뒤섞는 과정을 준설(dradge up) 이라고 한다. 그래서 광도가 수직상승할때 온도가 안바뀌는 것이다. 광도가 수직상승하는 단계에서 별이 엄청 커진다. 태양크기의 수천배 까지.
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가운데 헬륨이 점점 쌓이고 외곽의 수소가 계속 핵융합을 한다. 그럼 헬륨은 점점더 많이 쌓인다. 코어의 헬륨 중력이 점점 높아지면 헬륨의 중력을 지탱하기 위해서 헬륨들이 특이한 형태의 물질구조를 갖게된다. 전자 축퇴된 상태이다. 원자 주위를 전자가 도는데...
물질의 2가지 상태가 있다.
에너지 준위가 있다하면, 보통상태에서는 외부의 교란이 들어어면 전자들이 한 스테이트에 하나씩 들어간다는 것이 파울리 베타원리 에 의해 결정된다. 하나의 양자 상태에 입자가 하나씩밖에 못들어간다.
스핀으로 따지면 두개씩 들어갈수 있다. 밑에서부터 차곡차곡 쌓아지는 것이 아니고 교란이 들어오면 막 쌓인다. 한 스테이트에 하나씩만.
축퇴된 상태가 되면 밑에서부터 가지런히 쌓아진다. 교실에서 맨 앞줄부터 아주 촘촘하게 앉아 있는 상태가 된다. 중력이 압력을 줘도 그 촘촘히 앉아 있는 전자의 상태에 의해서 중력을 저항하게 된다. 그걸 전자 축퇴 상태라고 한다.
전자들이 낮은 에너지에서 높은 에너지 상태로 가지런히 가득찬 상태가 전자 축퇴 상태이다. 전자축퇴압이 아주 강력한 중력을 대항할 수 있다.
이때일어나는 것이 RGB red giant branch 적색거성가지 단계가 된다. 태양도 50억년 뒤로 가면 이 상태로 간다. 지구도 그 속에 들어가버린다. 태양질량정도면 적색거성에 5억년정도 머문다.
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수직상승 가장 윗부분에서 일어나는 현상. 엄청 커졌다. 코어에 헬륨이 있다. 외곽에서 수소가 연소, 핵융합을 여전히 하고있다. 축퇴된 상태의 헬륨들이 점점더 많이 쌓이니까 온도가 1억도 정도 되면 축퇴된 헬륨에서 갑자기 핵융합이 일어난다. 축퇴된 헬륨의 상태는 지구 정도의 상태가 된다. 지구 크기만한 코어 헬륨이 수십분만에 핵융합이 일어나버린다. 일종의 헬륨 폭탄. 이 축퇴된 상태는 금속 정도로 전도도도 좋기때문에 열이 순식간에 퍼져서 핵융합이 폭발적으로 일어난다. 이 현상을 헬륨 flesh 라고 한다.
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수직상승 꼭대기에서 내려와서 고랑에서 일어나는 현상 :
외곽의 수소도 핵융합이 일어나고, 안에있는 헬륨도 핵융합이 일어난다. 이 과정을 horizontal branch (3 {alpah} process -부산물-> 탄소) 라고 한다. 이 단계에서만 특이하게 두개 동시에 핵융합이 일어난다.
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적색 거성 단계에서는 코어 헬륨이 핵융합을 하지 않는다.
꼭대기에 올라가서야 핵융합 시작되서 horizontal branch 까지 동시에 핵융합을 한다.
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별의 물리에서 가장 중요한 건 shell이 핵융합을 하게되면 급격하게 반지름(부피)가 커진다. 그래서 적색거성이 된거다.
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고랑에서 올라가는 쯤 되면 shell의 수소는 여전히 핵융합을 하고 헬륨은 핵융합(3$\alpha$ process)은 가장 외곽에서 여전히 핵융합하고 헬륨 핵융합의 부산물인 탄소는 중심부에 축적된다. 이 탄소 코어는 핵융합 하지 않는다. 탄소는 핵융합되려면 3억도.
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그럼 층이 진다.
H shell 핵융합.
He shell 핵융합.
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고랑에서 올라가서 더 올라가면. 거의 비슷한 양상이긴 한데.
바깥 수소 핵융합, 안에 헬륨껍질 핵융합, 가운데 탄소는 점점 많이 쌓이니까 탄소축퇴가 된다.
3 alpha process 는 온도에 민감하다.
$q = q_{0}\rho mT^{n}$
$m \approx 1, n \approx 16$ (in the case of 3 $\alpha$ process)
3 alpha process 가 더 활성화 되면서 핵융합하는 헬륨껍질부위에서 복사 에너지가 엄청나게 방출된다.
물론 양쪽으로 다 나올텐데 탄소 코어는 단단해서 바깥쪽으로 주로 나온다.
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별이 갑자기 반지름 커지고 부피커짐. 표면적이 크면 빨리 식는다. 식으면 복사에너지가 줄어드니까 중력에너지 가 더 작용. 그럼 수축. 그럼 밀도가 높아져서 다시 핵융합 촉진. 그럼 다시 커짐. 또 식음.
별의 크기가 커졌다 작아졌다 반복. 별의 밝기가 급격히 변동. 고랑에서 꼭대기까지 올라가면 맥동변광성이 된다.
맥동변광성의 밝기 주기는 거의 1천년 정도 된다.
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