별의 진화 레포트

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2011.05.28 / 2019.12.24
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하고 싶은 말: 항성의 진화 과정을 단계별로 설명 하였습니다. 개념과 용어의 소개를 엄밀하게 하는 것에 특히 중점을 두었고 가능한 논리적인 흐름이 끊어지지 않고 자연스럽게 연결되도록 작성하였습니다.

목차: 1. 서론

가. H-R도와 광도 계급 1

나. 광학적 깊이(Optical Depth)

2. 별의 진화

가. 성간 물질과 성운

나. 원시성 단계

다. 전주계열 단계

라. 주계열 단계
1) 수소 핵융합 반응
2) 주계열성의 내부 구조

마. 후주계열 단계
1) 질량이 미만인 별 : 거성으로 진화하지 않음
2) 질량이 이상인 별 : 거성 단계(적색 거성열 및 수평열)
3) 맥동 변광성의 출현
4) 질량이 이상인 별 : 점근 거성열
★ 매우 큰 질량을 가진 별의 후주계열 단계

∮참고문헌

본문내용: 별의 진화
1. 서론

가. H-R도와 광도 계급

1911년 덴마크 천문학자 헤르츠스프룽(Hertzsprung)과 1913년 미국의 러셀(Russell)이 독자적으로 별의 분광형과 절대등급 사이의 관계를 조사하여 2차원 도표를 만들었는데 이를 두 사람의 머리 글자를 따서 H-R도(Hertzsprung-Russell Diagram)라 부른다. 그 결과는 별이 도면의 전 영역에 골고루 분포하지 않고 몇몇 특정 영역에 무리지어 분포함을 발견 하였다.

<태양계 주변과 밝은 별들에 대한 H-R도>
≪ 그 림 1 ≫

이 결과를 바탕으로 미국 Yerkes 천문대의 W.W.모건, P.C.키낸, E.켈먼에 의해 별을 절대등급과 스펙트럼형으로 즉, H-R도 상에서의 위치로 분류하는 체계인 광도 계급(luminosity class)이 제안되었다. 이 분류 체계는 계급Ⅰ부터 Ⅶ까지 존재 추후 형 초거성보다도 밝은 극대거성(Hyper giants)라는 별이 발견되어 계급 0으로 추가되었다.
하며 순서대로 각각 초거성(Super giants), 밝은 거성(Bright giants), 거성(Giants), 준거성(Sub-giants), 왜성(Dwarfs), 준왜성(Sub-dwarfs), 백색 왜성(White dwarfs)으로 명명되며, 계급 Ⅰ인 초거성은 광도에 따라 다시 a형과 b형으로 나뉜다. 별은 질량과 진화 단계에 따라 H-R도 상에서 광도 계급 사이를 이동하게 되며 질량이 큰 별의 최종 진화 단계인 중성자별과 블랙홀은 H-R도 상에 나타나지 않는다.

<별의 광도 계급(luminosity class)>
≪ 그 림 2 ≫

H-R도와 광도계급은 항성의 분류와 진화 과정 그리고 성단의 분류와 진화 과정을 연구하는데 널리 사용된다.

나. 광학적 깊이(Optical Depth)

별의 진화과정 중 광학적 깊이(Optical Depth, τ)라는 물리량이 별 내부의 에너지 전달 방식을 결정하여 진화 과정에 있어 매우 큰 영향을 주게 된다. 광학적 깊이(τ)는 매질을 투과하기 전의 전자기 복사의 강도()와 투과한 후의 강도()에 대해 다음과 같이 정의 된다.

≪ 그 림 3 ≫

광학적 깊이는 매질의 밀도에 비례하며 온도에는 반비례 하는 특성을 가진다. 광학적 깊이(τ)는 무차원의 물리량이며 깊을수록(값이 클수록) 투과되지 않고 매질에 흡수되는 에너지의 비율이 커진다. 이를 다르게 표현하면 ‘불투명도(opacity)가 크다.’라고 한다.

≪ 중 략 ≫

가. 전주계열 단계

원시성을 거쳐 이제 막 전주계열 단계(pre-main sequence)로 진화한 별의 내부는 아직 온도가 그리 높지 않기 때문에 광학적 깊이가 깊은(불투명도가 높은) 상태이고 따라서 복사에 의한 에너지 전달이 억제되며 대신 중심부터 표면까지 별 전체가 대류를 통해 에너지를 밖으로 방출하게 된다. 대류에 의한 에너지 전달은 복사에 의한 전달보다 매우 효율적이기 때문에 전주계열 단계의 대부분의 과정 중 광도는 주계열 단계에 비해 매우 높다.
전주계열 단계에서는 별 전체가 정유체 평형이 이루어져 있어 중력에 의해 준정적으로 서서히 수축하게 되는데 이를 중력 수축(gravitational contraction)이라 한다. 별이 수축하면서 광도와 표면 온도가 증가하여 H-R도 상에서 오른쪽 아래에서 윗 방향으로 이동한다.

참고문헌: (본문 제 12 페이지)

기본 천문학, 제 5판 Hannu Karttunen 저, 강혜성 외 6인 역, 시그마프레스
: 본문 참고 밎 인용, <그림1. 태양계 주변과 밝은 별들에 대한 H-R도>, <그림9. 주계열성의 구조>, <그림 13. 질량이 다른 별들의 후주계열 진화 경로> 발췌

천문학 및 천체물리학, 제 4판, Michael Zeilik 저, 강혜성 외 5인 역, 시그마프레스
: 본문 참고 밎 인용, <그림4. 인 전주계열성의 진화 경로>, <그림8. p-p반응과 CNO 순환반응의 온도에 따른 에너지 생산율> 발췌

위키피디아 한글판 및 영문판 (http://ko.wikipedia.org/, http://www.wikipedia.org/)
구상체, p-p반응 및 CNO Cycle 검색 및 이미지 발췌, <그림3. 별의 씨앗 : 구상체(globlue)>, <그림6. p-p반응>, <그림7. CNO 순환 반응>

http://www.nhn.ou.edu/~jeffery/astro/astlec/lec020.html
: <그림2. 별의 광도 계급(luminosity class)> 발췌

http://chartsgraphs.wordpress.com/2011/01/21/volcanic-solar-dimming-enso-and-temperature-anomalies/ : 광학적 깊이 도면 발췌

http://webs.mn.catholic.edu.au/physics/emery/hsc_astrophysics_page3.htm
: <그림5. 질량에 따른 전주계열성의 진화 경로> 발췌

http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit2/lowmass.html
: 몇 개의 이미지를 편집하고 합쳐서 <그림10. 적색 거성열(RGB)과 수평열(HB) 및 점근 거성열(AGB)>을 만듦

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html : <그림11. 적색 거성열에서의 수소각 연소> 발췌

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/variable_cepheids.html
: <그림12. 맥동 변광성의 주기-광도 관계> 발췌

http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html : <그림 14. 수명이 다한 초거성의 내부 구조, 철보다 무거운 원소는 생성되지 않는다.> 발췌

http://www.universetoday.com/24736/wolf-rayet-star/
: <그림15. 울프-라이에 별의 상상도> 발췌

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