모달창 닫기
- 홈으로 이동
Blue Gaint !?!
2000-07-27
-
분야
천체물리/우주론
-
조회수
4069
안녕하십니까?
울산대학교 아마추어 천문동아리의 서상현이라고 합니다.
제가 질문할것은 최근에 흠뻑 빠져든 우주론(저희 동아리에서는 이렇게 부릅니다^^)
을 공부하다가 Blue Gaint-청색거성을 보게 되었습니다.
일반적인 별의 진화에서 볼때 거성은 내부의 수축과 같이 일어나는 외부로의 팽창에
의한 것이며 이는 늙은 별 즉,적색의 별에서 나타난다고 알고 있습니다.
그래서 여러 방법을 통하여 청색거성의 정체를 알려고 했으나 알수가 없었습니다.
그래서 이렇게 질문을 드립니다.
청색거성의 물리학적인 상태,별의 진화단계 속에서 위치 등을 상세히 알려주시고
또 한가지 앞서 말씀드린 거성의 내부수축과 외부팽창에 대한 마커니즘을 알려 주시면
정말 감사하겟습니다.
모쪼록 더운 여름 시원하고 행복하시길 빌겠습니다. 그럼 이만...
울산대학교 아마추어 천문동아리의 서상현이라고 합니다.
제가 질문할것은 최근에 흠뻑 빠져든 우주론(저희 동아리에서는 이렇게 부릅니다^^)
을 공부하다가 Blue Gaint-청색거성을 보게 되었습니다.
일반적인 별의 진화에서 볼때 거성은 내부의 수축과 같이 일어나는 외부로의 팽창에
의한 것이며 이는 늙은 별 즉,적색의 별에서 나타난다고 알고 있습니다.
그래서 여러 방법을 통하여 청색거성의 정체를 알려고 했으나 알수가 없었습니다.
그래서 이렇게 질문을 드립니다.
청색거성의 물리학적인 상태,별의 진화단계 속에서 위치 등을 상세히 알려주시고
또 한가지 앞서 말씀드린 거성의 내부수축과 외부팽창에 대한 마커니즘을 알려 주시면
정말 감사하겟습니다.
모쪼록 더운 여름 시원하고 행복하시길 빌겠습니다. 그럼 이만...
- 제목답변: Blue superGiants !?!
- 분류천체물리/우주론
- 작성일2000-07-27 00:00:00
- 작성자guest
서상현 질문:
> 안녕하십니까?
>
> 울산대학교 아마추어 천문동아리의 서상현이라고 합니다.
> 제가 질문할것은 최근에 흠뻑 빠져든 우주론(저희 동아리에서는 이렇게 부릅니다^^)
> 을 공부하다가 Blue Gaint-청색거성을 보게 되었습니다.
> 일반적인 별의 진화에서 볼때 거성은 내부의 수축과 같이 일어나는 외부로의 팽창에
> 의한 것이며 이는 늙은 별 즉,적색의 별에서 나타난다고 알고 있습니다.
> 그래서 여러 방법을 통하여 청색거성의 정체를 알려고 했으나 알수가 없었습니다.
> 그래서 이렇게 질문을 드립니다.
> 청색거성의 물리학적인 상태,별의 진화단계 속에서 위치 등을 상세히 알려주시고
> 또 한가지 앞서 말씀드린 거성의 내부수축과 외부팽창에 대한 마커니즘을 알려 주시면
> 정말 감사하겟습니다.
> 모쪼록 더운 여름 시원하고 행복하시길 빌겠습니다. 그럼 이만...
####
1. 청색초거성 (blue supergiant stars)
분광형이 O형이나 조기형 B형 별들로 질량이 태양질량의 15배 이상인 주계열성을 일반적으로 청색거성 (blue giants)이라 부르기도 합니다. 이때 거성의 의미는 진화하였다는 뜻이 아니고 단지 '크다'는 뜻입니다. 그런데 진화 경로에서 이 질량이 큰 별들의 주계열 위치 근처까지 다시 위치하기도 하며, 질량이 100 태양질량을 넘으면 거의 주계열을 떠나지 않는 것으로 나타나기도 합니다.
질량이 태양의 3배 ~ 15배 정도 되는 별은 진화과정에 두 번의 헬륨 연소과정을 거치게 되는데 한번은 적색 초거성으로 진화한 다음 헬륨핵 연소과정과 이후에 온도가 올라가 주계열 근처에 위치한 청색초거성 상태에서 헬륨 쉘의 연소가 일어나게됩니다. H-R도 상에서 이 두 과정 사이의 이동이 매우 빠르게 일어납니다. 그래서 특정 H-R도 (이를 테면 V & V-I 색등급도) 상에서 두 부류로 명확하게 나누어 집니다. 이런 상태의 별은 청색초거성이라 하지 않고 청색 헬륨 연소 별, 적색 헬륨연소 별로 부르기도 합니다. 그런데 일반적인 H-R도 (밝기-온도 그래프나 V & B-V 색-등급도) 상에는 이 둘사이가 명확하게 구분되지 않습니다.
별의 질량이 태양 질량의 15배 (O형이나, 조기형 B)가 넘으면 이론적인 진화 경로가 잘 알려져 있지 않습니다. 현재까지 가장 믿을 만한 진화 경로가 이탈리아의 Padua 그룹과 스위스의 제너바 그룹의 연구인데, 질량이 큰 별을 연구하는 사람들은 이들 연구 결과를 이용합니다.
어째든지 질량이 태양 질량의 30배를 넘으면 진화도중에 아주 많은 양의 질량을 잃어버리게 됩니다. 예를들면 태양질량의 30인 별은 진화하여 울프-레이에 별이 되는 것으로 생각되고 있는데 이 별이 진화 전과정을 거치면 최종 질량이 태양질량의 5 ~ 10배정도 밖에 남지 않는다고 합니다.
연구에 따르면 질량이 15 ~ 50 태양질량인 별은 일반적인 H-R도 상에서 두 세 번의 헬륨 연소과정 (핵 연소-쉘연소-쉘연소)을 격으면서 청색 초성과 적색초거성 사이를 빠르게 왔다 갔다하는 것으로 타나고 있습니다.
현재가지 연구결과에 따르면 질량이 30 태양질량 이하는 적색초거성 단계를거쳐 세페이드 변광성단계를지난 초신성 폭발을 일으키는 것으로 생각되고 있고, 질량이 30 ~ 50 태양질량인 별은 주계열을 떠나 청색초거성 - 황색초거성 (yellow super giant) - 적색초거성을 지난 이윽고 울프-레이에 별단계에 이른 후에 초신성 폭발을 거치는 것으로 생각됩니다. 한편 질량이 50 태양질량 이상의 별은 O형 플레어 별을 지나 '밝은 청색 변광성 (luminouse blue variable)' - 울프-레이에 별 - 초신성 단계를 거치는 것으로 보고 있습니다.
2. 거성의 내부 수축과 외부 팽창
간단하게 정역학적 평형 상태를 유지하기 위하여 이와 같은 현상이 일어납니다.
즉 별은 팽창하려는 압력과 수축하려는 중력이 맞서고 있는 상태인데 수소 쉘 연소단계인 거성의 핵은 연료를 모두 소모하게 되어 더 이상 압력을 유지할 수 없으므로 수축하는데 반하여, 핵 밖은 수소 쉘 연소에 의하여 압력은 증가하지만 중력은 거리 제곱에 반비례하여 감소하므로 팽창하게 됩니다.
이와 같은 상태가 헬륨 쉘 연소과정에서도 발생하게됩니다.
현재 초신성 메커니즘을 설면하는 이론 중에 충격파 이론이 있는데 이 이론은 별의 핵이 연소하여 수소-헬륨-탄소-....-철족 원소까지 생성되면 더 이상 핵반응이 일어나지 않기 때문에 수축하게되며, 핵 외각 부분은 헬륨 쉘 연소-수소 쉘 연소가 일어나 팽창하게되어 핵과 그 밖의 부분이 분리되어 이 분리된 껍질이 핵에 떨어지는 충격파에 의하여 폭발한다는 것입니다. 이때 껍질 부분은 헬륜 쉘과 수소 쉘이 연소가 일어나지만, 중심의 철 핵은 어떤 종류의 흡열 반응 (Fe와 Mn 동위원소, 그리고 중성미자 방출)에 의하여 빠르게 수축하는 것으로 생각됩니다.
> 안녕하십니까?
>
> 울산대학교 아마추어 천문동아리의 서상현이라고 합니다.
> 제가 질문할것은 최근에 흠뻑 빠져든 우주론(저희 동아리에서는 이렇게 부릅니다^^)
> 을 공부하다가 Blue Gaint-청색거성을 보게 되었습니다.
> 일반적인 별의 진화에서 볼때 거성은 내부의 수축과 같이 일어나는 외부로의 팽창에
> 의한 것이며 이는 늙은 별 즉,적색의 별에서 나타난다고 알고 있습니다.
> 그래서 여러 방법을 통하여 청색거성의 정체를 알려고 했으나 알수가 없었습니다.
> 그래서 이렇게 질문을 드립니다.
> 청색거성의 물리학적인 상태,별의 진화단계 속에서 위치 등을 상세히 알려주시고
> 또 한가지 앞서 말씀드린 거성의 내부수축과 외부팽창에 대한 마커니즘을 알려 주시면
> 정말 감사하겟습니다.
> 모쪼록 더운 여름 시원하고 행복하시길 빌겠습니다. 그럼 이만...
####
1. 청색초거성 (blue supergiant stars)
분광형이 O형이나 조기형 B형 별들로 질량이 태양질량의 15배 이상인 주계열성을 일반적으로 청색거성 (blue giants)이라 부르기도 합니다. 이때 거성의 의미는 진화하였다는 뜻이 아니고 단지 '크다'는 뜻입니다. 그런데 진화 경로에서 이 질량이 큰 별들의 주계열 위치 근처까지 다시 위치하기도 하며, 질량이 100 태양질량을 넘으면 거의 주계열을 떠나지 않는 것으로 나타나기도 합니다.
질량이 태양의 3배 ~ 15배 정도 되는 별은 진화과정에 두 번의 헬륨 연소과정을 거치게 되는데 한번은 적색 초거성으로 진화한 다음 헬륨핵 연소과정과 이후에 온도가 올라가 주계열 근처에 위치한 청색초거성 상태에서 헬륨 쉘의 연소가 일어나게됩니다. H-R도 상에서 이 두 과정 사이의 이동이 매우 빠르게 일어납니다. 그래서 특정 H-R도 (이를 테면 V & V-I 색등급도) 상에서 두 부류로 명확하게 나누어 집니다. 이런 상태의 별은 청색초거성이라 하지 않고 청색 헬륨 연소 별, 적색 헬륨연소 별로 부르기도 합니다. 그런데 일반적인 H-R도 (밝기-온도 그래프나 V & B-V 색-등급도) 상에는 이 둘사이가 명확하게 구분되지 않습니다.
별의 질량이 태양 질량의 15배 (O형이나, 조기형 B)가 넘으면 이론적인 진화 경로가 잘 알려져 있지 않습니다. 현재까지 가장 믿을 만한 진화 경로가 이탈리아의 Padua 그룹과 스위스의 제너바 그룹의 연구인데, 질량이 큰 별을 연구하는 사람들은 이들 연구 결과를 이용합니다.
어째든지 질량이 태양 질량의 30배를 넘으면 진화도중에 아주 많은 양의 질량을 잃어버리게 됩니다. 예를들면 태양질량의 30인 별은 진화하여 울프-레이에 별이 되는 것으로 생각되고 있는데 이 별이 진화 전과정을 거치면 최종 질량이 태양질량의 5 ~ 10배정도 밖에 남지 않는다고 합니다.
연구에 따르면 질량이 15 ~ 50 태양질량인 별은 일반적인 H-R도 상에서 두 세 번의 헬륨 연소과정 (핵 연소-쉘연소-쉘연소)을 격으면서 청색 초성과 적색초거성 사이를 빠르게 왔다 갔다하는 것으로 타나고 있습니다.
현재가지 연구결과에 따르면 질량이 30 태양질량 이하는 적색초거성 단계를거쳐 세페이드 변광성단계를지난 초신성 폭발을 일으키는 것으로 생각되고 있고, 질량이 30 ~ 50 태양질량인 별은 주계열을 떠나 청색초거성 - 황색초거성 (yellow super giant) - 적색초거성을 지난 이윽고 울프-레이에 별단계에 이른 후에 초신성 폭발을 거치는 것으로 생각됩니다. 한편 질량이 50 태양질량 이상의 별은 O형 플레어 별을 지나 '밝은 청색 변광성 (luminouse blue variable)' - 울프-레이에 별 - 초신성 단계를 거치는 것으로 보고 있습니다.
2. 거성의 내부 수축과 외부 팽창
간단하게 정역학적 평형 상태를 유지하기 위하여 이와 같은 현상이 일어납니다.
즉 별은 팽창하려는 압력과 수축하려는 중력이 맞서고 있는 상태인데 수소 쉘 연소단계인 거성의 핵은 연료를 모두 소모하게 되어 더 이상 압력을 유지할 수 없으므로 수축하는데 반하여, 핵 밖은 수소 쉘 연소에 의하여 압력은 증가하지만 중력은 거리 제곱에 반비례하여 감소하므로 팽창하게 됩니다.
이와 같은 상태가 헬륨 쉘 연소과정에서도 발생하게됩니다.
현재 초신성 메커니즘을 설면하는 이론 중에 충격파 이론이 있는데 이 이론은 별의 핵이 연소하여 수소-헬륨-탄소-....-철족 원소까지 생성되면 더 이상 핵반응이 일어나지 않기 때문에 수축하게되며, 핵 외각 부분은 헬륨 쉘 연소-수소 쉘 연소가 일어나 팽창하게되어 핵과 그 밖의 부분이 분리되어 이 분리된 껍질이 핵에 떨어지는 충격파에 의하여 폭발한다는 것입니다. 이때 껍질 부분은 헬륜 쉘과 수소 쉘이 연소가 일어나지만, 중심의 철 핵은 어떤 종류의 흡열 반응 (Fe와 Mn 동위원소, 그리고 중성미자 방출)에 의하여 빠르게 수축하는 것으로 생각됩니다.