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tr.mass > td{font: 0.83em/0.95 monospace; font-family: revert; letter-spacing: -1.0px; padding: 5px 0;}
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.m11{background: linear-gradient(to right, #CDF9FF);} - [ 펼치기 · 접기 ]
- ## ──초기 질량───
<colbgcolor=#EDEDED,#000><nopad> ╲ 초기 태양 질량에 따른 구분* <rowcolor=#000,#000><rowclass=mass><class=m1> ≤
0.25<class=m2> ≤
0.5<class=m3> ≤
2.25<class=m4> ≤
7.5<class=m5> ≤
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45<class=m8> ≤
130<class=m9> ≤
250<class=m10> ≤
103<class=m11> 103
≤형성
단계원시별 황소자리 T형 별 ↓ ↓ 전주계열성 허빅 Ae/Be 별 ↓ 주계열
단계주계열성 초대질량 항성
(쿼시 별)후주계열단계청색왜성 준거성 볼프-레이에별WL
LBV적색거성가지별色* (LBV)
초거성·
극대거성色*↓ 헬륨 섬광 ↓* 수평가지별 초기 점근거성가지별 (OH/IR 별) 볼프-레이에별WL 열맥동 점근거성가지별
(OH/IR 별)탄소 섬광 초점근거성가지별
(OH/IR 별)행성상성운·후점근거성가지별 초신성·극초신성 밀집성
단계와
그 후백색왜성 중성자별
(킬로노바·마그네타)블랙홀 ↓* 블랙홀 흑색왜성*·Ia형 초신성·헬륨 별* 철 별* 블랙홀 초대질량 블랙홀로의 흡수 호킹 복사로 인한 소멸 {{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px; min-height:calc(1.5em + 5px)"
{{{#!folding [ 각주 ]
{{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px"* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체- WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
- 色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
- ( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
- ↓: 아래쪽을 향하는 화살표가 쳐져 있을 경우, 그 칸에 해당되는 초기 질량을 가진 항성은 그 단계를 거치지 않거나 별 일 없이 다음 단계까지 진행한다.
- *: 참고
- 1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
- 2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
- 3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
- 4. 쌍불안정 초신성은 잔해를 남기지 않음에 따라 아래쪽을 향하는 화살표로 표기하였음을 유의하도록 하여라.
- 5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
- 6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
- 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
}}}}}}}}}
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- ## ──초기 질량───
<colbgcolor=#EDEDED,#000> ╲ 초기 목성 질량에 따른 구분 <rowcolor=#fff,#fff><rowclass=bmass><class=b1> ≤
13<class=b2> ≤
65<class=b3> ≤
80원시 행성계 원반 분열 원시별* 핵융합 불가 중수소 융합 중수소 융합 & 리튬 연소 전자 축퇴압으로 인한 수축 강제 정지로 양성자-양성자 연쇄 반응 점화 온도 도달 실패 왜성
단계준갈색왜성 갈색왜성 식은 갈색왜성 밀집성
단계와
그 후흑색왜성 철 별 블랙홀 초대질량 블랙홀로의 흡수 호킹 복사로 인한 소멸 {{{#!wiki style="margin:0 -10px -5px; min-height:calc(1.5em + 5px)"
{{{#!folding [ 각주 ]
{{{#!wiki style="margin:-6px -1px -11px"* *: 참고- 1. 목성 질량(MJ)은 갈색왜성의 체급을 나누는 절대적인 기준이다. 80 MJ는 태양 질량 기준으로 약 0.075 M☉에 해당한다.
- 2. 13 MJ 미만의 천체는 질량이 너무 가벼워 중수소 핵융합조차 일으키지 못하며, 갈색왜성이 아닌 '준갈색왜성(Sub-brown dwarf)' 또는 떠돌이 행성으로 분류된다.
- 3. 65 MJ 이상의 무거운 갈색왜성은 형성 초기 수천만 년 동안 리튬을 태울 수 있으나, 결국 수축이 멈추면서 온전한 항성이 되지는 못한다.
- 4. 난류 분열 및 원시성 방출 모델은 갈색왜성이 왜 항성만큼 가스를 모으기 전에 성장을 멈추었는지 설명하는 현대 천문학의 핵심 가설이다.
- 5. 핵융합을 중단한 갈색왜성은 이후 분광형이 낮아지며 식은 갈색왜성을 거쳐 흑색왜성이 된다.
- 따라서, 현재 존재하는 갈색왜성은 과거에 더 높은 분광형이었을 수 있다.
- 6. 갈색왜성은 핵융합 중단 이후 온도가 서서히 내려가며, 결국 스펙트럼이 T형에 수렴한다. 여담으로, 갈색왜성·핵융합을 중단한 갈색왜성·식은 갈색왜성이 서로 합쳐져 적색왜성을 이룰 수 있다.
- 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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1. 개요
Iron Star철 별은 이름 그대로 철로 이루어진 밀집성이다.(말 그대로 철+별이다.) "철 항성"이라 번역하는 경우도 있으나, 철 별은 스스로 핵융합을 하여 빛나는 천체가 아니므로 항성이라 부를 수 없다. 중성자별(Neutron star)을 "중성자 항성"이라 부르지 않는 것과 같은 이치이다.
다만 별이라고 하기엔 다소 그런 점이 있다. 철 별의 최대 질량은 태양의 1.44배를 넘길 수 없으며, 해당 범위에 있는 별은 거의 모두 왜성으로 불리기 때문에 정확히 말하자면 철 왜성이 맞다.
2. 상세
양성자 붕괴가 일어나지 않을 경우에만 존재할 수 있으며, [math(10^{1500})]년 후에 생성될 것으로 추측되는 이론 상의 천체이다. 흑색왜성에 있는 원자들은 아주 오랜 시간이 지나면 탄소와 산소 등 철보다 가벼운 원자들은 양자 터널링으로 인해 철로 융합되며, 반대로 철보다 무거운 원자들은 핵분열과 알파 및 베타 붕괴로 인해 철이 되어, 결국 별 전체가 철로 이루어지게 된다.생김새는 우리가 흔히 아는 천체와 비슷하다. 물론 그때 우주 온도는 절대 영도까지 떨어지겠지만, 천체에서 양자 터널링으로 인한 열이 발생하므로 절대 영도가 될 수 없다. 따라서 절대영도에서 볼 수 있는 보스-아인슈타인 물체같은 모습은 하지 않을 것이다.
질량 범위는 매우 넓을 것으로 추측된다. 작은 소행성과 행성부터 갈색왜성과 흑색왜성까지 이 정도의 세월이 지나면 모든 구성 원소가 철이 되기 때문이다.
3. 최후
태양 질량의 약 1.2배 이상의 철 별들은 [math(10^{32000})]년이 지나면 찬드라세카르 한계 질량 감소로 인해 초신성으로 폭발한다. 이러한 이유는 양자 터널링으로 인한 핵융합 과정에서 생겨난 니켈-56 동위원소가 β+붕괴를 하며 양전자를 내놓고, 양전자가 전자와 쌍소멸하면서 전자 축퇴압을 유지시켜줄 전자의 수를 줄이기 때문이다. 그보다 가벼운 별들은 [math(10^{10^{26}})]년이라는 매우 긴 시간이 지난 후 양자 터널링으로 인해 중성자별이나 블랙홀로 붕괴할 것으로 추정된다.4. 둘러보기
#!style
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