별의 진화-요약

목차

1. 별의 구조에 대한 물리 법칙
2. 에너지원
4. 별의 진화
3. 이론적 별의 모형
5. 금속함량과 진화
6. 성단의 H-R도 해석
7. 별의 원소 합성

본문내용

중원소 함량이 극히 적은 별 중심핵에서 헬륨연소를 일으키는 수평가지의 별을 이룸
H-R도 상에서 질량은 같지만 중원소 함량이 많은 별에 비하여 왼쪽으로 편이되어 나타남.(성간에서 수평가지를 따라 질량이 조금씩 다른 까닭? 별이 적색거성에 있는 동안 질량 손실의 양이 다르기 때문)
모든 수평가지의 별들은 처음에는 거의 동일한 질량을 가지고 출발해서 동일한 크기의 헬륨핵을 가진 별로 정착되지만 그중 어떤 별은 적색거성기간 중 질량을 더 많이 잃어서 헬륨 중심핵 둘레에 대단히 얇은 수소층을 갖게 된다.
별들은 마치 순수하게 헬륨만으로 구성된 주계열성과 대단히 흡사하며 H-R상에서는 수평가지의 왼쪽 끝부분에 위치
반면 적색거성 기간 중 질량을 얼마 잃지 않은 별은 보통 거성과 유사

질량이 더 큰 별들은 주계열에서 약간 오른쪽으로 옮겨간 곳에 위치하며 어떤 별은 거정가시에 도달하게 되겠지만 거성가지너머를 넘어가지는 못한다.
주계열로부터 전향점은 별이 처음 영년 주계열에 도달했을때부터 경과시간을 알려준다. 성단의 나이를 알려면 이론적 H-R도에서의 전향점을 비교하면 알 수 있다.
동시간 곡선 : 여러 성단의 관측자료로부터 얻은 H-R도는 성단이 형성된 이후 특정시간까지 소속별들이 진화한 경로의 실제 궤적
원시성의 수축시간이 매우 짧기 때문에 잘 발달된 성단에서는 이 기간을 무시
많은 성단의 결루 질량이 큰 별의 수축시간은 질량이 작은 별보다 훨씬 짧기 때문에 질량이 작은 별이 주계열에 도달할 때 질량이 큰 별은 ㅇ미 주계열을 떠난다.
예) 플라이데아스 성단 -거성가지 (질량이 큰 별이 빨리 진화했기 때문)

7. 별의 원소 합성
중력수축은 핵 융합 반응이 일어날 수 있도록 초기의 열을 제공
별의 질량이 크면 클수록 중력 수축에 의해 상승되는 중심 온도는 더 높으며 합성되는 원소의 질량도 무겁다. 핵융합 반응에 필요한 가연온도를 알면 주어진 질량을 가진 별이 합성해 낼수 있는 가장 무거운 원소의 한계를 결정할 수 있다.
예) 태양은 헬륨을 연소시켜 탄소를 만들 수 있지만 탄소를 융합시킬만큼 고온은 될수 없다.

참고 자료

없음