일반지구과학 및 실습 2

8강: 별의 죽음 I

일반지구과학 및 실습 2

충북대학교 천문우주학과 김용기교수

별의 죽음 1. 작은 질

량의 별

2. 무거운 별 4. 쌍성계

진화

NS 발견

NS 발견 WD 폭발:부드러운 종류

WD 폭발:부드러운 종류

SN1987A SN1987A 질량손실

질량손실

무거운 원소의 핵 융합 무거운 원소의 핵

융합 중성자로된

공 중성자로된

공 백색왜성

백색왜성

3. 펄서,중성 자별 짝별이 있는 NS 짝별이 있는 NS

수축하는 중심핵 수축하는

중심핵

축퇴별 축퇴별

WD폭발: 격렬한 종류 WD폭발: 격렬한 종류

WD의 운명 WD의

운명 PN

PN

질량손실의 증거 질량손실의

증거

SN 관측 SN 관측

SN이 주는것 과 빼앗는것 SN이 주는것 과 빼앗는것 이론의

검증 이론의

검증 등대 모형 등대 모형

모형 증명 모형 증명

펄서 진화 펄서 진화

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내부 에너지원이 없어진다

안으로 향하는 중력에 의해 수축

별의 죽음

이때 별의 질량은 탄생될 때 질량에 비해 아주 작다

질량 손실

1. 질량이 작은 별의 죽음

죽기 직전의 질량이 1.4M_⊙인 별

우주에 있는 대부분의 별들이 이 영역에 속한다

질량이 작아지면서 별의 수가 증가

질량이 5M_⊙이하인 별들은 최후에1.4M_⊙인 별이 된다

질량이 10M_⊙이하인 별들도 최후에1.4M_⊙인 별이 될 수 있다

헬륨 껍질과 수소껍질에서 핵 융합으로 별이 바깥층은 팽창하며 식어간다

질량손실

상당히 심하게 질량손실이 일어난다

분출된 물질이 팽창하고 식어가면서 원자들이 모여 분자를 만들고

궁극적으로 작은 티끌입자를 형성한다

우리은하에

광범위하게 퍼져있는 성간티끌의 근원이 됨

티끌장막은

거성들의 관측을 어렵게 만듬

최근에 적외선과 마이크로 영역에서 관측을 통해 규명됨

스스로 방출한 기체성운으로 둘려싸여 있는 적 색거성, 안타레스. 푸른 동반성이 내는 빛의 반사 로 노란색의 성운이 보임(500LY거리,1000L_⊙)

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중심에서 헬륨 핵 융합이 진행되면서 안정된 기간을 거친 후 헬륨이 소진되면서 다시 수축이 일어난다

수축하는 중심 핵

중심 핵의 삶에서 가장 파괴적인 시간

별의 질량이 상대적으로 작기 때문에 중심온도가 또 한번의 핵융합을 일으킬 정도로

뜨거워지지 않는다

다른 방법으로 물질이 평형상태에 이를 때까지 계속 수축

중심핵의 온도가 10^6K이 될때까지 수축

백색 왜성이 된다

축퇴 별

압축된 조건에서

전자는 수축에 저항하는 압력을 행사

온도가 높아지면서 원자의 전자는 자유전자가 된다

중심핵이 수축되면서 전자는 점점 더 밀착된다

밀도가 너무 높아져서 더 이상이 수축이 되면 파울리 베타원리

(같은 에너지의 전자가 같은 상태에 놓일 수 없다)가 위배되는 경우가 생긴다

축퇴

백색왜성

더 이상의 수축에 대해 안정된 축퇴 전자의 중심핵을 지닌 별

찬드라세카:

축퇴전자가 수축을 멈추기 전까지 별이 얼마나 작아지게 되는지 계산으로 보여줌

태양질량의 백색왜성은 지구 지름정도의 크기

이런 별들의 표면은 아주 뜨겁다 찻숫가락 하나정도의 백색왜성 물질은

지구에서 한트럭 가득 실린 쓰레기 보다 더 무겁다

백색왜성을 넘어서

백색왜성의 M-R관계 (챤드라세카)

M< 1.4M_⊙인 별은 반지름이 0이 된다

찬드라세카 한계: M = 1.4M_⊙ 축퇴 전자의 힘조차 질량이 큰 별의 수축을 막지 못한다

행성상 성운

죽어가는 별의 바깥 층에서 어떤 일이 일어날까?

0.1-0.2 M_⊙의 물질을 포함하고 있는 팽창하는 껍질에 둘러싸이게 된다

바깥 물질의 일부가 위로 떠오를 수 있다

별의 바깥 층을 벗겨내

그 안쪽의 뜨거운 지역을 노출시킴

수소가 빠른 속도로 헬륨으로 핵융합

백색왜성으로 진화하면서 T~10⁵K이 됨

최근에 방출된 껍데기를 가열시키는 자외선 원

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껍질은 뜨거워지고 이온화되어 빛을 방출

M27 행성상 성운이라 명명

•행성과 관계 없다

•태양계보다 수천 배 크다

에스키모성운 우리 은하에는

수 만개의 행성상성운이 있느나 많은 성운들의 빛이

성간티끌에 흡수되기 때문에 우리 시야에 보이지 않는다

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고리성운

중심보다 가장자리를 볼 때 더 두터운 층을 보기 때문에 생긴 착시현상 (비누방울 효과)

NGC7293 태양에서 가장 가까운 행성상성운 (400LY)

초록색-이온화산소, 붉은색-질소와 수소 PN의 껍질:

•20-30km/s로 팽창

•전형적인 지름은 약 1LY

일정한 속도로 팽창하였다면 우리가 보는 PN의 껍질부분은 약 5만년 전에 방출되었다

더 오래된 껍질은 보이지 않을 정도로 얇고 희박해져 버렸다

PN이 발견될수 있는 시간이 상대적으로 짧다

대부분의 별들이 PN단계를 거쳐 진화한다

PN은 낮은 질량의

별진화의 임종!

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HST의 PN관측

NGC653 (고양이성운)

가스로 이루어진 여러 개의 동심껍질, 제트,고속가스 고속물질이 먼저와서 쌓이는지역 (초록색)

중심에 2개의 별이 있다

8000LY 떨어짐

지상에서는 3개고리 만 보임 붉은색: 이온화 질소 초록:이온화 수소 파랑:이온화 산소

MyCn18 (모래시계성운)

성운의 물질제공 별이 중심에 없다 제트,고리, 그리고 쌍성으로 구성 NGC7027

3000LY 떨어짐 가시광선과

적외선 영상을 조합한 영상 초기 (바깥쪽) 푸른 껍질은 그 안에서 응결된 티끌에 의해 적외선 빛을 내는 껍질의 안쪽 물질보다

훨씬 대칭적으로 방출된다

백색왜성의 궁극적인 운명

PN이 팽창하고 점점 어두워지면서

뜨겁고 밀도가 높고 죽어가고 있는 안쪽 별이 우리시야에 노출된다

중심 핵이 축퇴압에 의해 안정됨에 따라 마지막 융합의 떨림이

별 바깥쪽으로 나가 수소를 소모

더 이상 에너지원을 지니고 있지 않고 식기만 하는 단계 백색왜성 탄생

태양정도 질량인 별의 H-R도상의 진화경로

A: 별이 거성이 된 후 중심 핵의 수축으로 많은 질량손실 뜨거운 안쪽 중심핵을 노출시켜 PN의 중심에 나타남

B: 별이 수축하는동안 점점 뜨거워져 H-R도의 왼쪽으로 움직임 C: 처음에는 광도가 일정수준을 유지하나 수축하면서 점점 어두워진다 46%정도의 질량손실

상당한 질량손실의 증거

낮은 질량의 별이 백색왜성으로 진화하는 모형은 적색거성단계에서 상당한 질량손실을 가정

많은 별의 질량을 1.4M_⊙이하로 끌어내리기 위해 필요!

증거 1:

4-5M_⊙의 별들이 아직 주계열에 머물고 있는

플레이아데스 성단에 적어도 하나의 백색왜성이 존재

질량이 5M_⊙이상인 별만이 핵 에너지를 고갈시켜 백색왜성 단계로 진입 다른 별들은 아직 핵에너지를 다 소진할 만큼 충분한 시간이 없었다 증거 2:

밝은 별 시리우스와

쌍성을 이루고 있는 백색왜성 발견 시리우스는 2M_⊙인 주계열별이고 백색왜성은 태양질량정도

질량이 시리우스보다 더 큰 별이 이미 죽어서 백색왜성이 됨

2. 무거운 별의 진화

질량 손실때문에 5M_⊙의 별이 그 삶을 백색왜성에서 마친다

실제 100M_⊙의 별이 있다 이들의 운명은?

무거운 원소의 핵융합

중심 핵에서 헬륨이 고갈된 후 질량이 큰 별은

아주 다른 진화를 한다

탄소와 산소중심 핵이 네온으로 핵융합 될 정도로 가열

다른 핵연료의 점화순환이 반복되면서 수축

마지막 핵융합은 수개월 또는 수일 걸림

Si -> Fe핵융합이 무거운 원소 생성의 마지막 단계!

이 때까지는 각융합반응의 결과는 에너지 방출

융합의 결과물인 핵이 융합에 쓰인 핵보다 약간 더 안정

철의 융합은

별의 중심 핵으로 부터 에너지를 제거

중심에 철 핵을 가진 양파와 같다!

안쪽에서 부터철, 규소와 황, 산소, 네온, 탄소,헬륨, 수소

중성자 공

핵 반응이 일어나지 않는 중심에서 백색왜성을 만든다 10M_⊙으로 시작한 별:

8-10M_⊙으로 시작한 별:

철로 구성된 백색왜성

온도가 철같이 무거운 원소를 만들 정도로 뜨겁지 않기 때문에

산소, 네온 그리고 마그네슘으로 구성

축퇴전자가 더 이상의 중력수축을 막고 있다 백색왜성 중심부에서 에너지가 발생하고 있지 않지만

중심핵을 둘러싸고 있는 껍질에서는 융합이 계속 지속 됨 껍질에서 핵반응이 끝나면

에너지 발생이 멈춤

마지막 반응의 재가 백색왜성

중심핵에 떨어져 질량 증가

>1.4M_⊙ 가 된다

중성자 공

>1.4M_⊙이 되면 전자들이 가까이 오는것에 대한 저항이 불가능해진다

밀도가 물의 4천억배가 되면 (4ⅹ10¹¹g/cm³)

전자는 원자 핵에 흡수되고 중성자가 나온다

더 많은 전자가 흡수되면서 중성자로 중심이 가득차게 된다 중성자의 축퇴압이 수축을 견디게 됨 상한질량:

1.4 - 3M_⊙

중성자의 축퇴압도 수축을 막을 수 없다

중성자 별

중심질량:

> 3M_⊙ 블랙 홀

수축과 폭발

전자가 핵자에 흡수될 때 일어나는 수축은 아주 빠르다

지구 정도 크기의 중심 핵은 1초 이내에 20km미만으로 수축

안쪽으로 떨어지는 물질속도는 약 1/4c

중심 핵의 밀도가 원자핵 밀도를 능가할 때 멈춘다 중성자별의 밀도:

사람을 빛방울 하나에 눌러놓은 밀도 수축을 멈추게 한다 갑작스런 멈춤에 의한 충격은 별 바깥층에 파동을 만들어 낸다

초신성 폭발이라는 급격한 폭발로 날아가 버린다

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최근의 초신성 모형과 이론 중성미자가 중요한 역할을 한다 수축하는 중심 핵에서

전자와 양성자가 중성자가 되기 위해 뭉쳐질 때마다

중성미자를 방출한다

중성자별이 생성될 때 많은 중성미자가 방출

초신성 폭발에너지의 90%까지 중성미자에 의해 전달 중력이 몸든것을 안쪽으로 끌어당기는 가운데서

중성미자는 별의 나머지 부분을 바깥으로 날려보내는 역할을 한다

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질량에 따른 별의 궁극적 운명

진척 보고서에 불과하다 !

초신성의 관측

이런 극적 격변현상이 별의 죽음을 말해준다는 사실을 알기 훨씬 이전에 발견되었다

신성(Nova); 새로운 것을 의미

망원경 이전에 맨눈으로 볼 수 없었던 별이 폭발에 의해 갑자기 눈부시게 떠오랐기에 새로운 별이라 결론지었다

20세기에 와서 가장 높은 광도를 갖는 폭발을 초신성으로 재 분류함

우리 은하에서 25-100년에 하나의 초신성폭발이 일어난다

망원경이 발명된 후부터 우리은하에서 초신성 폭발이 감지되지 않았다 티끌에 막혀 우리에게 도달할 수 없는 영역에 있을 확률이 높다

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가장 밝은 초신성 태양광도의 100억배

잠시동안이지만 초신성이 일어나는 은하 전체보다 밝다

별빛은 차츰 어두워지고 몇 달 또는 몇 년이내에 망원경에서 보이지 않는다

폭발시 전형적인 초신성 :

10,000km/s의 속도로 물질을 방출하고 있다

초신성이 주는 것과 빼앗아 가는것

한때 별의 일부였던 물질이 초신성 폭발에 의해 성간공간으로 퍼져나가면서 질량이 큰별은 종말을 맞이함

생애동안 융합에 의해 만들어진 원소들은 폭발에 의해 공간으로 “재생”되어 새로운 별과 행성을 만들게 해줌

더 많은 물질이 공간으로 손실되고 방출이 더 격렬하기 때문에

질량이 큰 별의 죽음은 질량이 작은 별에 비해 더 효율적으로 물질을 새로 만드는 재생기

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초신성의 창조적인 공헌

팽창하는 물질을 통해

엄청나게 큰 에너지의 중성자 홍수를 만들어 낸다

철이나 다른 핵자에 흡수되어 양성자로 바뀐다

금과 은을 포함한 철보다 더 무거운 원소를 만들어 낸다

금이나 우라늄같은 원자를 만들어내는 유일한 장소!

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백조자리 고리성운(Cygnus Loop) 빛나는 가스는 15,000년전에 생겨났고 약 130LY의 폭을 가진

풍선모양의 폭발파동을보여준다

폭발이 일어나 왼쪽에서 오른쪽으로 움직이며,

성간가스의 약간 밀도가 높은 지역을 때려 빛나는 지역을 보고 있다

푸른색: 이온화 산소 붉은색; 1차이온화된

황

초록색: 충격파 바로 뒤의 수소

자신의 원자를 성간공간의 원자들과 섞어

별형성에 도움이 되도록 가스를 압축

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초신성의 창조적인 공헌

초신성이 폭발할 때

이 원소들은 별사이 기존의 가스와 섞이게 한다

행성상 성운과 같이 초신성은

우주에서 화학원소를 공급하는 중요한 역할을 한다

높은 에너지의 우주선(cosmic ray)입자를 만들어 낸다

폭발한 별에서 나온 우주선 입자는

우리 은하의 자기장에 붙잡혀 거대한 나선팔 주변을 계속돈다

고속 우주선이 우리 행성의 생명체의 진화를 이끌어가는 끊임없는 유전자 암호의 미세한 변화인 돌연변이에 공헌했다고 믿는다

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초신성의 어두운 면

어떤 생명체가 최신성이 될 운명에 있는 질량이 큰별 주변에 생겨났다 가정하자

이 생명체는

폭발로 부터 나오는 혹독한 복사와 높은 에너지입자가 자신의 세상에 도달할 때 소멸될 지도 모른다

수명이 긴 질량이 작은 별에서 발달된 생명체가 안전하다

쾌적하고 안정된 별 주위에서 만들어진 많은 수의 생명체가 별이 초신성이 되는 바람에 소멸되었을 수 있다

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초신성 폭발로 부터 안전한 거리는?

특정폭발의 세기, 초신성의 유형,

어느정도 파괴를 받아 들일 수 있는가에 따라 달라진다

계산결과:

•50LY이내의 초신성은 거의 확실히 지구생명체를 파괴

•100LY떨어진 별의 폭발조차 큰 영향을 미친다

현재 태양으로부터 50LY이내에 초신성이 될 정도의 무거운 별이 없다

가장 가까운 무거운 별은 250LY떨어진 스피카!

초신성 1987A

1987년 2월 24일 Ian Shelton (캐나다)

별의 죽음을 최신 장비로 관측할 수 있는 첫 기회부여

이론 천문학자들이 적어도 무거운 별이 어떻게 죽는가에 대한

구체적인 계산을 다른 파장에서 얻어진

자료와 비교 검증할 수 있게 되었다

SN1987A가 된 별의 삶의 이야기를 재구성

LMC의 SN1987A의 폭발 전후의 사 진

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재구성된 SN 1987이 된 별의 생애

•약 1000만년저에 탄생하였고, 초기 질량은 20M⊙

•90%의 수명을 주계열에서 H->He로 변화시키며 조용히 지냄

•(이때 광도는 60,000L_⊙, 분광형은 O형)

•중심온도는 4000만K, 중심밀도는 5g/cm³(물밀도의 5배)

•중심에서 수소가 고갈되었을 때 6M⊙의 헬륨중심핵이 발달

• 중심핵을 둘러싼 껍질에서 수소핵융합이 일어났다

중심핵은 수축하고, He이 C와 O로 융합하는 1억 7000만K, 900g/cm³가 될 때까지 뜨겁다

별 표면의 반지름은 지구-태양보다 약간작은 1억km까지 팽창

광도는 2배가 늘어 100,000L_⊙으로 적색거성이 되었다

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적색거성단계서 질량손실을 겪었고,

이 물질은 초신성의 섬광을 반사하여 관측가능하였다

초신성이 된 별에 의해 생긴 노란 물질고리:

이 물질은 SN폭발 훨씬 전에 방출되었고 초신성빛이 반사되었기에 지금 보인다 100년이전에 중심의 길쭉하고 노란 초신성 에서 팽창하는 잔해는 고리를 찢어놓을 것 He 융합은 약 백만년정도 지속

4M_⊙ 의 탄소-산소 중심핵 구성

He 고갈 시 중심핵은 다시 수축, 반지름도 줄어들었고,

100,000L_⊙인 초거성이 됨

외부에서 볼 때 폭발 당시의 모습 수축하는 중심핵이

7억K, 중심밀도는 150,000g/cm³ 에 이르렀을때 탄소를 네온, 나트륨, 그리고 마그네슘으로 변화시킨다 (약 1000년 지속)

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탄소가 소진된 중심핵은 다시 수축하고 가열되어 15억K, 중심밀도는 1000만g/cm³에 도달하였다

네온이 산소와 마그네슘으로

산소가 규소와 황으로 변환되는 현상이 불과 수년동안 지속된다

35억K, 중심밀도는 10⁸g/cm³에서 철 생성

한번 철이 생성되고 중심핵이 1.4M_⊙를 넘으면 수축시작

수 1/10초동안만 지속되는 파국적인 수축!

철 중심핵의 바깥 부분에서의 낙하속도는 광속의 약 ¼인 7만 km/s가 된다

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다른 층의 물리적 운동에 대한 정보는 음속으로 전달되는데, 수 1/10초 동안에 중심핵의 수축이 바깥으로 전달이 안됨

별의 표면층은 잠시 정지해 떠있게 된다

중심핵의 수축은

밀도가 원자핵의 밀도의 몇 배가 될 때까지 계속 됨 네온, 헬륨 그리고 수소의 바깥 층은 아직 수축에 대해 알지 못한다

더 이상의 수축을 하지 못하도록 저항이 커지면 중심핵이 반동한다

떨어지는 물질이 반동하는 “벽돌’과 부딪혀서 강한 충격파를 가지고 밖으로 밀쳐진다

충격파가 별을 산산조각 내는 것을 도와주는 중성미자는

중심핵에서 쏟아져 나온다

충격은 몇시간 후에 별 표면에 도달하여 관측이 됨

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