1.별의 특성과 진화
별이 어떤 파장에서 가장 많은 에너지를 방출하는지에 따라 별의 색이 달리집니다.
표면온도가 4,000K인 별은 붉은색 파장에서 가장 많은 에너지를 방출하여 붉게 보이며, 표면 온도가 13,000K인 별은 붉은색보다 푸른색에서 더 많은 에너지를 방출하여 푸르게 보입니다.
즉, 별은 표면 온도에 따라 방출하는 빛의 파장이 다르며, 이 때문에 별은 서로 다른 색을 가지게 됩니다.
1)별의 스펙트럼과 분광형: 별의 대기는 별의 내부에 비해 온도와 밀도가 낮기 때문에 별이 방출하는 연속 스펙트럼 중 특정 파장의 빛을 흡수하여 흡수선 스펙트럼을 만듭니다.
이 때문에 우리에게 전달되는 빛은 별의 연속 스펙트럼을 배경으로 한 흡수선 스펙트럼으로 보입니다.
별의 흡수선 스펙트럼은 빛의 표면 온도에 따라 서로 다릅니다.
따라서 별빛에 따라 서로 다르게 나타나는 흡수선 스펙트럼의 세기를 비교하면 별의 표면 온도를 알아낼 수 있습니다.
별의 방출하는 복사 에너지는 거의 모든 파장에서 연속적인 분포를 보입니다.
이것을 연속 스펙트럼이라고 합니다.
때로 연속 스펙트럼을 배경으로 곳곳에 검은 속들이 보이는 경우가 있는데, 이검은 선을 흡수스펙트럼이라고 합니다.
한편, 주변 파장보다 에너지가 더 강하여 밝은 선으로 보이는 것은 방출 스펙트럼이라고 합니다.
여기서 흡수 스펙트럼의 검은색은 흡수선이며, 방출 스펙트럼의 밝은선은 방출선 입니다.
별의 표면 온도에 따른 흡수선의 특징을 종합하여 별을 분류한 것을 분광형이라고 합니다.
따라서 분광형은 별의 표면 온도를 나타내는 척도입니다.
분광형에 따른 별의 스펙트럼, 표면 온도, 색을 나타낸 것입니다.
표면 온도가 약 30,000K 이상인 뜨겁고 푸른색인 별은 O형, 그보다 온도가 낮은 별은 순서대로 B,A,F,G,M형으로 구분됩니다.
분광형: 별 대기에 존재하는 원소들은 별의 표면 온도에 따라 이온화하는 정도가 다르기 때문에 각각 가능한 이온화 단계에서 특정 흡수선을 형성하므로, 흡수 스펙트럼 선의 종류와 세기는 표면 온도에 따라 달라집니다.
(외울때 oh beautiful an fine girl kiss me)
태양은 표면온도가 약 5,800K이고, Ca+ 흡수선이 가장 강하게 나타나는 분광형은 G2입니다.
2)별의 표면온도
플랑크 곡선는 흑체의 복사 .. 파장에 따른 복사 에너지 세기를 나타낸 것입니다.
빈의 변위 법칙: 흑체가 최대 복사 에너지를 방출하는 파장은 표면온도(T)가 높을수록 짧다.
별의 표면온도가 높을수록 최대 복사에너지를 방출하는 파장이 짧아져서 파랜색을 띱니다.
별의 표면온도가 낮을수록 최대 복사에너지를 방출하는 파장이 길어져서 붉은색을 띱니다.
색지수:(B-V) [10000K일때 색지수는 0이다]
3)별의 광도
슈테판-볼츠판 법칙: 단위 시간에 단위 면적당 방출하는 에너지양(E) , 표면온도(T)
별의 광도{별이 단위 시간 동안 방출하는 에너지양 (광도(J))}
별은 크기가 같다면 온도가 높은 별이 낮은 별보다 더 많은 양의 복사 에너지를 방출합니다.
별에서 방출하는 단위 면적당 복사 에너지의 양은 별의 표면 온도의 네제곱에 비례합니다.
이를 슈테판-볼츠만 법칙이라고 합니다.
한편, 같은 분광형으로 분류되는 별은 같은 온도의 별이라고 할 수 있습니다.
그러나 관측을 통해 같은 분광형의 별이라도 밝기에 크게 차이가 나는 별이 있다는 것을 알게 되었습니다.
별의 밝기를 표현하는 광도는 별의 전 표면적을 통해 방출하는 복사 에너지의 양입니다.
따라서 별의 밝기는 별의 온도뿐만 아니라 복사 에너지를 방출하는 별의 표면적에도 관련 있습니다.
즉, 같은 온도의 별이라도 반지름이 더 큰 경우 표면적이 더 크므로 더 많은 복사 에너지를 방출하며, 이 때문에 광도가 더 높습니다.
별의 광도와 표면적을 비교해 보면 광도는 별의 반지름의 제곱에 비례하여 나타납니다.
별 표면 단위 면적이 단위 시간당 방출하는 에너지는 표면 온도의 네제곱에 비례합니다.
또한, 별이 단위 시간당 방출하는 에너지는 표면온도의 네제곱에 비례합니다.
즉, 광도는 별 표면 온도의 네제곱에 비례하고 별 크기의 제곱에 비례합니다.
따라서 표면 온도나 분광형이 같을 경우에는 광도가 큰 별일수록 크기가 더 크며, 광도가 같은 경우에는 표면 온도가 낮은 별일수록 크기가 더 큽니다.
4)별의 광도계급
별의 절대등급과 광도
1등급간의 밝기의 비는 2.5배입니다.
H-R도에서 대부분의 별들은 왼쪽 위에서 오른쪽 아래로 이어지는 띠를 따라 분포합니다.
이것을 주계열이라고 하며, 이곳에 위치하는 별들을 주계열성이라고 합니다.
우리가 관측하는 대부분의 별들은 주계열성에 포함됩니다.
주계열성의 경우 별의 표면 온도가 높을수록 크기가 증가하므로 광도도 증가합니다.
한편, 주계열의 오른쪽 위에는 거성이나 초거성으로 불리는 밝은 별들이 있고, 주계열의 왼쪽 아래에는 백색 왜성이라고 불리는 별들이 분포합니다.
거성이나 초거성은 크기가 커서 표면온도가 같은 주계열성에 비해 광도가 큽니다.
백색 왜성은 표면 온도가 높은편이나 크기가 작아 광도도 작은 별입니다.
별의 종류는 주계열성, 거성, 초거성, 백색왜성 등이 있습니다.
- 주계열성: 모든별의 80~90% 머무는 시간
- 거성: 표면 온도가 낮지만 반지름이 매우 커서 광도가 큽니다.
- 초거성: 반지름(태양 기준) 100~1000배, 광도는 매우 크고 평균 밀도는 작습니다.
- 백색 왜성: 표면온도는 높지만 반지름이 매우 작아 어둡게 보이며, 평균 밀도는 태양의 100만배 정도입니다.
5)별의 진화
성운에서 태어난 별이 일생 동안 내부 상태의 변화를 겪으며 변화하고, 결국 죽음을 맞음으로써 다시 성운으로 돌아가는 과정을 우리는 별의 진화라고 합니다.
별의 진화 과정은 별의 질량에 위해 결정됩니다.
별이 자신의 일생을 처음 시작하는 주계열성이 되었을 때뿐만 아니라, 주계열 이전과 이후에 이루어지는 진화 과정, 그리고 심지어 최후의 모습까지 모두 별의 질량과 관계가 있습니다.
별이 진화하는 과정에서 어떤 별들은 팽창과 수축을 되풀이하다 별의 외곽부를 우주 공간에 남겨 성운을 만들기도 하고, 어떤 별은 강력한 폭발과 함게 우주공간으로 자신의 물질을 격렬하게 뿜어내기도 합니다.
별은 밀도가 크고 온도가 낮은 성운에서 탄생합니다.
1]성운이 수축하면 성운의 밀도가 점점 커지고 기저원반이 형성, 성운 중심부에 중력 수축에 의해 온도가 높아지고 밀도가 커져 원시별 형성
2]원시별이 중력 수축하여 내부 온도가 높아지고, 표면 온도가 1000K에 이르면 가시광선 방출
3]원시별이 중력 수축하여 중심부 온도가 1000만K가 되면, 중심부에서 수소 핵융합 반응이 일어나는 주계열성이 됩니다.
5-1)주계열성 단계
수소 핵융합 반응에 의해 별의 내부 온도가 상승하여 기체압력이 커지면 별의 중력과 기체 압력차에 의한 힘이 평형을 이루는 정역학 평형 상태에 도달하고, 별의 반지름은 거의 일정하게 유지됩니다.
- 별의 일생중 90%를 머무르는 가장 안정적인 단계
- 질량이 클수록 주계열성에 머무는 시간이 짧아진다
5-2)거성,초거성 단계
별의 중심핵에서 수소가 고갈되면 별은 주계열 단계를 벗어납니다.
중심부에서 수소핵 융합 반응을 멈추면 별의 중력과 평형을 이루던 기체 압력차에 의한 힘이 감소하여 중심부가 수축합니다.
->중심부에서 발생되면 열에너지에 의해 바로 중심부 바깥쪽에서 수소핵 융합반응이 일어나고, 이때 발생한 열에너지에 의해 별의 바깥층이 팽창하면서 별의 크기가 커집니다.
별의 크기가 커지면서 광도가 급격히 커지지만 표면 온도가 낮아져 붉은색으로 보이는데 이러한 특징을 가진 별을 적색 거성, 적색 초거성이라고 합니다.
질량이 태양과 비슷한 별이 주계열성 단계를 떠나면 적색 거성이 되고, 질량이 태양보다 큰 별이 주계열성 단계를 벗어나면 적색 거성보다 반지름과 광도가 크게 증가하여 적색 초거성이 됩니다.
5-3)별의 종말
질량이 태양과 비슷한 별의 진화
거성 단계 이후 중심부는 계속 수축하고, 별의 바깥층은 정역학 평형 상태를 이루기 위해 수축과 팽창을 반복하여 반지름과 표면 온도, 광도가 주기적으로 변하는 맥동 변광성 단계를 거칩니다.
맥동 변광성 단계이후, 별의 바깥층 물질이 우주 공간으로 방출되어 행성상 성운이 만들어지며, 별의 중심부는 더욱 수축하여 크기는 매우 작고 밀도가 큰 백색 왜성이 됩니다.
질량이 매우 큰 별의 진화
별의 중심부에서 계속적인 핵융합 반응이 일어나 탄소,규소,철 등의 무거운 원소가 만들어집니다.
중심부에서 핵융합반응이 멈추면 별을 빠르게 중력 수축하다가 결국 엄청난 에너지와 무거운 원소를 우주 공간으로 방출하는 초신성 폭발을 일으킵니다.
이후 중심부는 더욱 수축하여 밀도가 매우 큰 중성자 별 생성합니다.
중심부 질량이 너무 큰 경우 밀도와 표면 중력이 너무 커서 빛조차 빠져 나올수 없는 블랙홀을 생성합니다.
초신성 폭발이 일어날때 금,은,우라늄등 철보다 무서운 원소들이 생성되며, 초신성 폭발 당시 우주 공간으로 방출된 물질들은 초기의 성간물질과 함께 성운의 일부가 되고, 이 성운이 다시 새로운 별이 탄생합니다.
6)별의 에너지원과 내부 구조
6-1)원시별 에너지원
원시별 중력> 기체 압력 차에 의한 힘 (정역합x)-> 중력 수축 발생
중력 수축 에너지: 별의 구성물질이 중력에 의해 수축 될때 위치 에너지 감소로 생성되는 에너지입니다
중력 수축 에너지의 역활은 내부 온도를 높이고 일부 복사에너지로 전환시킵니다.
6-2)주계열성 에너지원
태양의 수명:현재 광도를 유지하는데 중력 수축에너지만으로는 설명이 부족합니다.
오직 중력 수축만으로는 현재 태양의 광도와 비교 했을때 약 1600만년 동안 방출한 양
현재 태양의 나이 46억년 인것을 설명하짐 못합니다.
수소핵반응: 온도가 1000만K인 주계열성의 중심부에서는 수소 핵융합 반응에 의해 에너지 생성
4개의 수소 핵융합 반응---->1개의 헬륨 원자핵
질량 결손 발생---> 에너지(E)로 전환 됩니다(질량-에너지 등가 원리)
종류
- 양성자-양성자(P-P 반응)
- 탄소-질소-산소 순환 반응(CNO 반응)
1800만K 이하는 P-P반응>CNO반응
1800만K 이상은 P-P반응<CNO반응
CNO 반응은 중심부 온도가 높일때 양성자-양성자 반응에 비해 시간당 많은 양의 에너지를 생성하므로, CNO가 우세할수록 별이 밝고, 주계열성에서 머무는 시간이 짧습니다.
6-3)적색 거성과 초거성의 에너지원
헬륨 핵융합 반응은 온도가 1억K 이상인 적색 거성의 중심부에서 일어납니다.
더 무거운 원소의 핵융합 반응: 질량이 큰 별은 중력 수축에 의해 중심부의 온도가 더 높아지기 떄문에 헬륨보다 더 무거운 원소들의 핵융합이 일어납니다.
7)별의 내부구조
7-1)주계열성
에너지를 생성하는 영역과 생성된 에너지를 표면으로 전달하는 부분을 나눌 수 있습니다.
중심핵에서 생성된 에너지는 주로 복사, 대류를 통해 별의 표면으로 전달합니다.
대류는 온도 차가 클때 에너지를 효과적으로 전달합니다.
복사를 통해 에너지를 전달하는 복사층, 대류를 통해 에너지를 전달하는 영역을 대류층이라고 합니다.
7-2)주계열성 단계 이후 별의 구조
질량이 태양 정도인 별: 적색 거성 1억K에 도달하면 헬륨 핵융합 반응이 일어나 탄소와 산소를 구성
질량이 매우 큰 별: 적색 초거성 최종적으로 철로 이루어진 중심부 핵이 만들어집니다.
