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이번 천문학 연구에서는 종말론적 항성들의 상태와 종말론에 이르는 단계들을 살펴볼 것입니다. 종말론에 접어들면서 항성은 부풀어 올라 표면 온도가 떨어진다. 그리고 종말론에 이르는 단계는 적색 거성-초신성 폭발-백색 왜성들이다. 새로운 항성은 푸른색으로 돌면서 온도가 상승하고, 나이가 들수록 적색에서 백색으로 변하고 점차 온도가 낮아진다. 목차는 종말기의 별의 상태, 적색거성, 초신성폭발, 백색왜성입니다.
종말기의 별의 상태
별의 핵융합이 진행되어 결국 별의 중심부에 있는 수소가 고갈되면 헬륨은 중심부 내부에 쌓이고 연소층은 점차 퍼져나갑니다. 이렇게 되면 헬륨 중심부는 점점 커지게 되고, 헬륨 중심부의 질량이 전체 질량의 10%에 이르면 중력이 중심부의 무게를 지탱하던 기체 압력보다 커져서 헬륨 중심부는 수축하기 시작합니다.
헬륨핵이 수축하기 시작하면 중심부의 온도가 높아져서 수소가 바깥쪽의 수소 연소층으로 옮겨가서 더 빠르게 연소하게 됩니다. 왜냐하면 핵융합 반응에서 방출되는 에너지는 온도에 매우 민감하기 때문인데, 온도가 조금만 높아도 반응이 크게 증가하기 때문입니다. 이 에너지와 압력에 의해 별의 바깥쪽 부분은 빠르게 팽창하고 부풀어 오릅니다. 별이 부풀어 오르면 표면 온도가 낮아지기 때문에 별은 주요 열을 H-R에 남기고 오른쪽으로 수평 이동합니다. 별이 꽤 부풀어 오르면 표면 온도가 매우 낮아져서 별 표면의 가스가 희박해지기 때문에 빛은 별 내부에서 쉽게 빠져나가므로 빛의 세기는 다시 H-R 정도의 백탁경도를 따라 위쪽으로 이동합니다.
종말기로 가는 단계 첫 번째 적색거성
이렇게 진화한 별을 적색거성이라고 합니다. 주계열에서 이 단계까지 걸리는 시간은 별의 질량에 따라 다르지만 태양은 약 100억 년이 걸립니다. 별의 질량이 태양의 3배 이상이 되면 헬륨 핵의 크기가 팽창·수축하여 섭씨 2억 도에 이르고, 헬륨의 핵융합 반응이 일어나 탄소가 됩니다. 헬륨 핵 안에서 헬륨이 연소하기 시작하면 핵의 수축이 정지하고 내부의 열 문이 부풀어 올라 약간의 팽창이 일어납니다. 그 결과 수소 연소 껍질도 팽창하여 온도가 낮아져 핵반응이 느려지고 별이 어두워집니다. 또한 표면과의 온도차도 좁아져 대류가 정지하고 별은 수축합니다. 이제 별의 내부는 탄소 핵의 중심에서부터 구조가 이루어져 헬륨 연소 껍질, 헬륨층, 수소 연소 껍질, 수소와 헬륨의 바깥 부분이 됩니다.
별의 질량이 태양의 10배를 넘으면 탄소핵이 수축하고 온도가 섭씨 10억 도 이상으로 올라가 탄소가 융합됩니다. 핵융합의 여러 단계를 거쳐 양파 껍질처럼 별 안의 여러 층의 원소들이 생겨납니다. 이런 일련의 핵융합 반응은 철이 중심부에 형성되면서 탄소와 산소, 네온, 마그네슘, 황, 규소 등이 생성되면서 끝이 납니다. 철은 핵융합이 철과 함께 멈추는 가장 안정적이고 무거운 원소입니다. 철보다 무거운 핵이 형성되면 오히려 에너지를 흡수합니다. 철이 별의 중심부에 쌓이기 시작하면 별은 결국 무게 이상으로 수축합니다. 철이 별의 중심부에 형성되기 전에는 이 중력 수축에 의해 발생한 열이 내부 기체의 압력을 높이거나 새로운 핵융합 반응을 일으켜 에너지를 방출하면서 수축이 중단되었습니다. 그러나 철의 중심부 온도가 50억 도를 넘으면 이 에너지를 흡수하여 헬륨이나 중성자에 의해 붕괴되므로 중심부의 온도와 압력은 증가하지 않습니다. 이제 별의 중력 수축은 멈추지 않고 밀도도 계속 증가합니다. 양성자는 전자와 결합하여 중성자가 되고 별의 밀도가 높아지면 중성자를 방출합니다. 이 과정도 에너지를 흡수하여 수축이 가속됩니다. 이제 별의 중심부는 거대한 중성자 덩어리로 변하면서 급격히 붕괴합니다.
종말기로 가는 단계 두 번째 초신성 폭발
계속적인 수축으로 중성자들이 서로 매우 가까워지면 그들 사이에 양자역학적 퇴행압이 작용하여 강한 반발력이 형성됩니다. 그 갑작스러운 반발력에 의해 별은 충격파가 발생하면서 격렬한 폭발을 일으키게 되고, 이로 인해 물질이 외부에서 서서히 떨어져 나가게 됩니다. 이것이 초신성 폭발입니다. 이 폭발과 함께 별의 바깥 부분은 초속 1만~2만 킬로미터의 격렬한 속도로 날아가고, 중심부는 지름 20킬로미터의 중성자별을 형성합니다. 중심부가 2M을 넘으면 중성자의 양자역학적 반발력으로는 별이 붕괴하는 것을 더 이상 막을 수 없습니다. 별이 수축하는 것을 막을 수 있는 것은 아무것도 없습니다. 별의 물질은 계속 수축하여 결국 한 점으로 떨어져 블랙홀을 형성하게 됩니다.
질량은 더 큰 질량의 중력 붕괴를 따로 일으키지만, 거래된 질량은 폭발을 일으키지 않고 계속 수축할 뿐입니다. 별의 수축이 진행되면 중력이 강해져서 수축이 가속되어 마침내 블랙홀을 형성합니다. 질량이 큰 별은 태양 밝기의 수천만 배에 빛나고 표면에서 많은 양의 가스를 뿜어냅니다. 이 상태의 별은 울프라의 오래된 별입니다.
종말기로 가는 단계 세 번째 백색왜성
반면 태양질량의 3배 이하의 가벼운 항성은 항성의 오른쪽으로 바깥쪽 부분이 팽창하고 있습니다. 또한 바깥쪽 부분의 맨 위로 이동합니다. 이제 항성은 붉은색을 띠고 있고, 연소가 일어나는 헬륨섬이 생겨 온도가 갑자기 높아지고 있습니다. 그러나 이 에너지는 항성의 바깥쪽 부분으로 전달되지 않고 바깥쪽 부분의 바깥쪽 부분을 뜨겁게 달구고 있습니다. 이후 항성들은 H-R 위에서 여러 차례 진화를 거듭했습니다. 헬륨이 소진되면 헬륨의 연소층인 헬륨이 인접한 내부 구조물에 가깝게 이동합니다. 이러한 이중 구조는 불안정하여 내부 공간에서 물질을 만들고 외부 공간에서 행성을 만듭니다. 그 후 항성은 계속 수소 연료와 헬륨을 줄이고, 헬륨은 계속 수소를 지탱하고 헬륨의 연소층은 항성 내부에서 사라집니다. 마지막으로 밀도가 높으면 물질을 형성하는 원래의 사람과 원래의 사람은 바로 됩니다. 그리고 전기의 전기는 전자와 전기의 전기 사이에서 공간이 줄어듭니다. 이 상태의 별을 백색왜성이라고 합니다.