별이 왜 붉은 거인이됩니까?

면책 조항 : 나는 직업 천문학자가 아닙니다. 나는 망원경을 소유하지 않습니다. 전문가 자격이 없습니다. 그러나 나는이 물건을 매료시키는 것을 발견하고 내가 할 수있는 모든 천문학 다큐멘터리를 소비합니다.

그래서 나는 훌륭한 진화를 묘사 한 많은 다큐멘터리를 보았습니다. 나는 특정한 문턱 아래에서, 스텔라 죽음은 초신성을 포함하지 않는다는 것을 이해합니다. 나는 그 임계 값 이상에서 초신성이 중성자 별, 자성을 만들거나 (초신성이 초신성에 해당하는 경우) 블랙홀을 만들 수 있음을 이해합니다.

그러나 오랜 시간 동안 나는 왜 우리 자신의 태양처럼 초신성 임계 값 이하의 별이 레드 자이언트가 되었는지 궁금했습니다 .

다큐멘터리에서 스타의 핵융합을 계속할 수 없을 때 (초신성 임계 값 아래의 별들) 융합이 중단되고 별이 중력 하에서 붕괴되기 시작한다는 지시를 받았습니다.

중력이 별을 부수는 동안 나는 중력이 별을 부 수면 별이 뜨거워진다는 것을 이해합니다. 결과적으로, 별의 핵은“죽은”상태로 남아 있지만 (융합은 일어나지 않음), 별의 별 주위의 가스 껍데기는 헬륨 융합을 시작하기에 충분히 뜨거워집니다. 핵융합은 별의 핵 주위에서 "껍질 (shell)"로서 발생하기 때문에, 핵융합으로부터 바깥쪽으로 밀기 (push)는 별의 외층을 더 밀어 낸다. 결과적으로 별이 빨간 자이언트로 자랍니다.

내 질문은 이것이다 : 왜 핵융합이 중단 되는가?! 중력이 별을 부술 때, 별의 핵융합은 핵 주위의 구체가 아닌 핵 자체에서 재연 할 것 같습니다. 왜 "껍질"이 핵융합을 시작하는 동안 항성의 핵심은 "죽은"상태를 유지합니까?

(이것은 다소 단순화되었지만 아이디어를 얻길 바랍니다.)

연료가 부족하기 때문에 코어에서 반응이 멈 춥니 다. 주요 순서 동안, 별은 수소가 헬륨으로 융합되어 지원됩니다. 결국, 수소는 중앙에서 고갈되므로 수소 융합은 더 이상 불가능합니다.

왜 헬륨을 탄소에 융합시키기 시작하지 않습니까? 코어가 아직 뜨겁거나 조밀하지 않기 때문입니다. 상이한 반응은 핵에서 상이한 공진 상태의 존재에 크게 의존하고, 헬륨의 경우, 이러한 상태는 코어 온도가 약 켈빈 이 될 때까지 충분히 도달 할 수 없다 .$10^8$

뜨거운 상태를 유지하려면 코어가 수축하고 가열되어야합니다. 그것은 결국 (별이 충분히 방대한 경우) 그렇지만 그것은 즉시 일어나지 않습니다. 가스는 여전히 뜨겁고 고압이므로 자체와 주변 환경에 영향을 미칩니다.

한편, 핵심의 가장자리에서, (일부 수축의 결과로) 별 은 수소를 헬륨으로 바꿀 수있을 정도로 뜨겁기 때문에 그렇게한다. 이것은 정확하게 붉은 거인의 내부 구조를 구별하는 핵 연소 껍질입니다.

아마 이런 식으로 생각할 수도 있습니다. 메인 시퀀스의 끝에 별이 있다고 상상해보십시오. 수소를 헬륨에 녹일 수있을 정도로 뜨겁습니까? 핵심의 가장자리까지! 코어에 연결되어 있습니까? 아니요, 연료가 부족하기 때문입니다. 그렇다면 어디에서 퓨즈가 작동합니까? 코어의 가장자리에서 우리는 껍질로 인식합니다.

$M\sim1.4M_{sun}$

$dU = - \frac{GM(r)dm}{r}$

차례로 열로 변환 될 수 있습니다.

$10^7 K$$(1)$$(2)$태양과 같은 별 내부에는 온도 구배가 있습니다. 즉, 코로나 외에는 외부에서 코어로 갈 때 온도가 상승합니다. 이제 핵이 압축되어 헬륨을 태우기 위해 너무 뜨거워지면, 핵과 같은 껍질 바깥쪽에있는 껍질 (양파와 같은 스키마에서 이전 수소 연소 핵의 반경 내에 있음)은 여전히 ​​수소를 태울 정도로 뜨겁습니다. 헬륨 연소 코어 의 크기 는 수소 연소 코어보다 작습니다 (이것은 압축입니다 ). 껍질에는 여전히 충분한 수소가 있으며, 현대는 별의 내부 (높은 온도를 의미 함)에 충분히 깊어서 수소의 핵융합을 허용합니다. 별이 더 방대하다면, 더 무거운 원소의 핵융합과 점점 더 많은 껍데기와 같은 더 많은 일이 일어날 수 있습니다.

Ref 1 , Ref 2를 살펴보십시오 .

일부 숫자의 경우 3 을 참조하십시오 .

보다 근본적인 이해를 위해서는 He-4를 C-12에 융합시키는 어려움을 깨닫는 것이 도움이됩니다. 이것을 트리플 알파 프로세스라고합니다.

2 개의 He-4 핵 (알파 입자)이 쿨롱 장벽을 극복하고 그의 단면이 정렬되도록 충분한 에너지를 가질 때, 그것은 Be-8을 생성한다. Be-8 핵은 매우 불안정하여 (주제 핵이 2 개의 알파 입자로 배열되는 것이 에너지 적으로 유리하기 때문에) 약 10 ^ -17 초의 반감기를 가지며, 이는 매우 짧다. 따라서, C-12를 생성하기 위해서는 3 개의 알파 입자가 거의 동시에 모여야하고, 2 개의 생성 된 Be-8 및 반감기 역치에서 3 분의 1이 상호 작용한다.

3 개의 알파 입자가 함께 모여서 거의 즉각적으로 상호 작용할 수 있고 코어가 퇴화 상태에서 빠져 나오는 데 필요한 에너지를 생성하기에 충분한 시간이 발생할 수 있도록 코어의 조건이 얼마나 극단적이어야하는지 잠시 생각해보십시오. . 현재 헬륨 핵융합은 태양의 핵 (약 99 %의 반응을위한 양성자-양성자 사슬을 겪고있는 1500 만 K)과는 반대로 시작하는데 약 1 억 K가 필요하다. 이 온도는 축퇴 코어의 놀라운 압력과 쉘에 의해 공급되는 추가 에너지에 의해 제공됩니다.

코어 핵이 수축하고 퇴화됨에 따라 코어에서 방출되는 에너지가 너무 많아서 H-to-He를 융합하기 시작할 수있는 지점까지 즉시 주변 층을 가열하기 때문에 쉘 융합은 3 중 알파 프로세스 전에 시작됩니다. 실제로 쉘 융합은 CNO 사이클에 의해 너무 뜨겁습니다.

이 껍질에서 엄청난 양의 에너지가 방출됨에 따라 별의 바깥 층이 빠르게 팽창하여 오늘날의 핵보다 훨씬 더 높은 온도에서 융합됩니다.

나는 당신이 나와 같아서 평신도의 대답이 더 필요하다고 생각합니다. 위키피디아의 "태양계의 형성과 진화"를보고, 이해하기 쉽고 이해하기 쉬운 설명을 원하면 5.3 (태양과 행성 환경)을 클릭하십시오. 태양은 실제로 두 번 팽창합니다 : 일단 가속 된 핵융합에 의해 핵이 너무 뜨거워지면 (태양의 핵이 뜨거워지면서 수소가 더 빨리 연소됩니다) 핵 주위의 껍질에있는 수소가 융합되기 시작합니다 (쉘에있는이 수소 융합은 외부 층을 약 1AU로 밀어내는 것). 그런 다음 약 20 억 년이 지난 후. 코어는 헬륨이 탄소로 융합되기 시작하는 임계 밀도 / 온도 (헬륨의 증가로 인해)에 도달합니다. 이 시점에서 헬륨 "플래시"가 있습니다 태양은 원래 크기의 약 11 배로 줄어 듭니다. 코어의 헬륨은 같은 종류의 일이 일어날 때까지 약 1 억 년 동안 탄소에 융합됩니다 (이번을 제외하고 코어 주위의 쉘에있는 수소와 헬륨은 융합되어 외부 층이 다시 팽창하게됩니다. 헬륨이 사용되기 시작한 후입니다) (또는 핵융합 과정을 중단시키기에 충분한 탄소로 "오염 된") 행성 성 성운이 방출되고 별이 "죽음"으로 시작하기에 탄소 핵융합을 시작할 질량이 충분하지 않습니다.

http://www.space.com/ 에서이 기사 를 읽으십시오 .

인용 :

우주에있는 대부분의 별은 핵융합을 통해 수소를 헬륨으로 변환하는 주 계열성입니다. 주 계열성 별은 태양의 3 배에서 8 배 사이의 질량을 가지고 결국 핵의 수소를 통해 연소된다. 수명 동안 융합의 외부 압력은 내부의 중력 압력과 균형을 이룹니다. 융합이 멈 추면 중력이 리드를 잡아 스타를 작고 꽉 압축합니다.

수축에 따라 온도가 상승하여 결국 헬륨이 탄소로 융합 될 수있는 수준에 도달합니다. 별의 질량에 따라 헬륨 연소는 점진적이거나 폭발성 플래시로 시작될 수 있습니다. 헬륨 핵융합에 의해 생성 된 에너지는 별이 원래 크기의 몇 배로 바깥쪽으로 팽창하게한다.

편집 : Wikipedia는 더 많은 통찰력을 제공합니다.

별이 핵에서 수소 연료를 배출하면 핵 반응이 더 이상 지속될 수 없으므로 핵 자체의 중력으로 인해 핵이 수축하기 시작합니다. 이것은 온도와 압력이 코어 주변의 껍질에서 핵융합을 재개하기에 적합한 영역으로 추가적인 수소를 가져옵니다. 온도가 높을수록 반응 속도가 높아져 별의 광도를 1,000 ~ 10,000 배 증가시킬 수 있습니다. 그런 다음 별의 바깥 층이 크게 팽창하여 별의 삶의 붉은 단계를 시작합니다.

내 질문은 이것이다 : 왜 핵융합이 중단 되는가?! 중력이 별을 부술 때, 별의 핵융합은 핵 주위의 구체가 아닌 핵 자체에서 재연 할 것 같습니다. 왜 "껍질"이 핵융합을 시작하는 동안 항성의 핵심은 "죽은"상태를 유지합니까?

우리 태양은 "주 계열"또는 수소 융합 단계의 중간 쯤에 있습니다. 별의 핵에서의 융합은 역학적 평형의 일부입니다 .

• 별의 중력장 (질량에 의해 생성됨)은 질량을 코어쪽으로 압축하는 경향이 있습니다. 물질이 압축 될수록 뜨거워집니다.

• 코어에서 원소의 융합에 의해 생성 된 에너지의 방출은 코어로부터 물질을 멀리 분산시키는 경향이있다. 코어로부터 물질의 분산은 온도를 낮추는 경향이있다.

스타의 크기는 중력 압축력이 핵융합 팽창 팽창력과 동일하게 형성되는 동적 평형에 의해 적어도 부분적으로 기인한다. 이것을 별의 정수압 평형 이라고합니다 .

질량별로 방출되는 에너지의 양은 더 무거운 원소가 융합 될수록 감소합니다. 수소를 융합시키기 위해 가장 많은 에너지가 방출되고, 헬륨을 융합하여 방출되는 에너지가 적습니다. 결국, 원소를 융합시키기 위해 필요한 에너지의 양이 융합 반응에 의해 방출 된 에너지보다 큰 지점에 도달한다 (철의 융합). 이러한 별의 철심은 "융합되지 않는"것으로 생각되는데, 핵융합을 가능하게하기 위해 코어를 온도로 가열하면 온도를 유지하기에 불충분 한 에너지가 반응에서 방출 될 것이기 때문이다.

이 시점에서 별은 질량이 응축 되더라도 수압 평형을 유지할 수 없게됩니다. 다음에 일어나는 것은 별의 크기와 중력장이 질량의 전자 퇴행 압력을 초과 할만큼 강한 지 여부에 달려 있습니다.