별의 형성과 소멸되는 과정

별의 형성과 소멸되는 과정

이번에는 우주에서 어떻게 별이 형성되고 어떻게 진화되어 우리의 눈 앞에서 밝은 모습을 보여주고 있는지를 살펴보려고 합니다. 천문학이 발견한 별들은 매우 젊거나 여전히 형성 과정에 있는 별 뿐만 아니라 진화하거나 심지어 멸종을 앞두고 있는 별들이 있기도 합니다. 태양과 같은 중년의 별조차도 이 별들에 대한 진화적 영향은 무시할 수 없습니다. 질량이 에너지로 변환되는 속도가 높기 때문에 더 큰 별은 더 화려한 효과를 나타내게 됩니다. 태양은 상대적으로 느린 에너지를 생산하는 반면, 더 빛나는 주 계열성은 약 천 배 더 높은 속도로 에너지를 방출 할 수 있습니다. 결과적으로 태양에서 수십억 년이 쉽게 인식되기를 요구하는 효과는 수백만 년 내에 매우 밝고 거대한 별에서 발생할 수 있습니다. 초거성 별의 안타레스와 같은 밝은 주 계열성 별 또는 시리우스와 같은 더 약한 별은 비교적 최근에 형성 되었을 것입니다. 별은 구름의 중심에 위치할 필요는 없지만 구름 코어라고 불리는 가장 밀도가 높은 지역에서만 형성됩니다. 크기가 몇 광년에 달하는 큰 핵은 매우 거대한 별들의 무한한 결합을 일으킵니다. 별 그룹이 집단으로 되는지 여부는 별 형성의 효율성에 달려있는 것 같습니다. 물질의 작은 부분만 별을 만들면 나머지는 바람에 날아가거나 확장됩니다. 나머지 별들은 형성된 별들의 임의의 움직임에 의해 결합되지 않은 상태로 끝나게 됩니다. 반면에 구름 코어의 질량의 30프로 이상이 별을 만드는 경우 형성된 별은 서로 구속력을 유지하며, 군집 구성원 간의 무작위 중력 만남에 의한 별의 방출에는 많은 교차 시간이 소요됩니다. 질량이 적은 별은 이러한 그룹에서 발견된 원형 별을 구성합니다. 작은 분자 구름 코어의 느슨한 응집체로부터 T별들은 낮은 평균 밀도의 더 큰 영역을 통해 무작위로 분포됩니다. 이러한 곳에서 별 형성은 일반적인 결과입니다. 바운드 클러스터는 모든 스타 탄생의 10프로 이하를 차지합니다. 별 형성의 전반적인 효율성은 매우 작습니다. 일반적으로 분자 구름 질량의 1프로 미만이 분자 구름의 한 교차 시간에 별이 됩니다. 별 형성 효율이 낮다는 것은 왜 스텔라 가스가 은하에 남아 있는지를 설명해 줍니다. 현재의 별 형성은 은하가 어릴 때 일어난 급류의 단순한 물방울 일 것 입니다. 전형적인 클라우드 코어는 상당히 느리게 회전하며 질량 분포는 중앙으로 집중됩니다. 느린 회전 속도는 아마도 코어와 그 외피를 통과하는 자기장의 제동 작용에 기인 할 수 있습니다. 이러한 자기 제동은 코어가 동적으로 붕괴 되지 않는 한 외피와 거의 동일한 각속도로 코어를 회전시킵니다. 이러한 제동은 상대적으로 낮은 각 운동량의 물질 공급원을 보장하기 때문에 별과 행성계의 형성을 위해 중요한 과정입니다. 또한 자기장이 외피에서 코어를 분리하는 데 중요한 역할을 하는 것으로 제안 되었습니다. 여기에는 자기장에 현탁된 하전 입자를 지나 물질의 자기 중력의 작용 하에 가볍게 이온화된 가스의 중성 성분의 미끄러짐을 포함합니다. 이 느린 미끄러짐은 분자 구름에서 관측된 전체적인 별 형성 효율에 대한 이론적 설명을 제공할 것입니다. 분자 구름의 진화 과정 중 어느 시점에서 하나 이상의 코어가 불안정해지고 중력 붕괴의 대상이 됩니다. 중앙 영역이 먼저 붕괴되어 방사선이 더 이상 내부에서 탈출하여 몸체를 상대적으로 시원하게 유지할 수 없을 때 큰 열압 축적으로 수축이 멈춘 응축된 프로토 별이 생성된다는 괜찮은 주장이 있습니다. 처음에 목성보다 크지 않은 질량을 가진 프로토 스타는 점점 더 많은 물질이 그 위에 떨어지면서 계속해서 성장하고 있습니다. 프로토 스타의 표면과 소용돌이 치는 성운 원반의 주변을 둘러싼 유입을 차단하여 유입되는 가스와 먼지를 막아주는 강력한 방사장을 만듭니다. 회전과 자기장의 영향을 적절히 고려한다면 이론적으로 볼 때 분자 구름 코어의 중심 근처에서 발견된 많은 후보 프로토 스타에 의해 방출된 방사 스펙트럼을 볼 수 있습니다. 분자 구름은 전체적으로 각 세대의 별에 들어가는 것보다 훨씬 많은 질량을 포함하기 때문에 이용 가능한 원료의 고갈은 축적 흐름을 멈추게하는 것은 아닙니다. 새로 태어난 모든 별은 활발한 활동을 하면서 강풍을 불며 주변의 가스와 먼지를 깨끗이 제거합니다. 모든 별들은 빨간 거인 단계를 거쳐 궁극적인 상태로 진화 하는 것처럼 보입니다. 대부분의 경우 특히 질량이 적은 별들 사이에서 별의 바깥쪽은 단순히 공간으로 흘러 내리는 반면, 핵심은 흰색 왜성으로 자리 잡고 있습니다. 여기서 별은 더 푸른 색과 더 낮은 광도로 진화합니다. 별의 질량이 여러 태양 질량 이상인 경우에는 별이 초신성으로 폭발 할 수 있습니다. 백색 왜성의 에너지 출력은 너무 작아서 거의 아무것도 방출되지 않을 때까지 저장된 에너지를 방출하여 물체가 빛날 수 있습니다. 이것이 얼마나 오래 걸릴지는 알 수 없지만 수십억 년 정도가 걸리는 것으로 추측됩니다. 인정받는 최초의 백색 왜성은 시리우스로 이는 더 크고 밝은 별에 대한 중력에 의해 감지되었습니다. 그것의 질량은 태양의 질량보다 약간 작으며, 그 크기는 지구의 질량보다 약간 작습니다. 표면으로부터의 단위 면적당 에너지 방출은 태양의 것보다 훨씬 더 큽니다. 이외에도 별의 끝 모습은 중성자 별이나 블랙홀의 형태로도 나타나게 됩니다. 이 중 블랙홀을 살펴보면 초신성의 핵심 잔해가 약 태양 질량의 2배를 초과하면 계속 수축하게 되는데 붕괴하는 별의 중력장은 물질이나 빛이 모두 그것을 빠져 나갈 수 없을 정도로 강력할 것으로 예상됩니다. 이것이 결국 블랙홀로 나아가게 됩니다. 이렇듯 별들은 우주에서 탄생에서 이러한 모습으로 사라지게 됩니다. 밤하늘에 보이는 불빛 하나이지만 실제로는 이러한 다양한 비밀들과 사실들을 담고 있는 물체였답니다.