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별의 진화에 대한 자세한 과정
2000-11-18
-
분야
천체물리/우주론
-
조회수
4292
고2에 재학중인 학생입니다.
1. 천문학책을 뒤져기다가 별의 진화부분을 읽어 보았는데요..
HR도에서 원시성이 주계열로 진화하는 단계에서 핵반응을 시작하면서 좌측으로 이동 (온도 급격히 증가)까지는 이해가 가는데요 영년주계열에 진입하기 바로전에 약간 좌측 하단으로 조금 꺽기는 부분(광도가 약간 감소, 온도 약간 증가)이 이해가 잘 안돼네요..
어떤 특별한 메카니즘이 있다면 설명해 주시고요. 만약 관측상 발견이라면 별의 진화단계를 관측하려면 아주 오랜 시간이 걸리는데 어떻게 관측하는지 궁금하고 그렇게 탐구해나가는 방법은 어떤 건지 궁금합니다.
2.그리고 백색왜성이나 중성자별이 될때 축퇴압이 생긴다고 들었습니다. 그렇다면 축퇴압보다 입자간의 중력이 더 작아서 백색왜성이 되지 못한다면 어떤현상이 벌어지는지.... 그리고 백색왜성과 중성자별이 되기위한 질량한계에 대해서도 설명부탁드립니다.
3. 그리고 알골형 쌍성과 같은 근접쌍성계의 진화 단계의 설명과
초중량급의 쌍성계에서 한쪽이 블랙홀이 되버리는 경우 좀 설명해주세요.....
1. 천문학책을 뒤져기다가 별의 진화부분을 읽어 보았는데요..
HR도에서 원시성이 주계열로 진화하는 단계에서 핵반응을 시작하면서 좌측으로 이동 (온도 급격히 증가)까지는 이해가 가는데요 영년주계열에 진입하기 바로전에 약간 좌측 하단으로 조금 꺽기는 부분(광도가 약간 감소, 온도 약간 증가)이 이해가 잘 안돼네요..
어떤 특별한 메카니즘이 있다면 설명해 주시고요. 만약 관측상 발견이라면 별의 진화단계를 관측하려면 아주 오랜 시간이 걸리는데 어떻게 관측하는지 궁금하고 그렇게 탐구해나가는 방법은 어떤 건지 궁금합니다.
2.그리고 백색왜성이나 중성자별이 될때 축퇴압이 생긴다고 들었습니다. 그렇다면 축퇴압보다 입자간의 중력이 더 작아서 백색왜성이 되지 못한다면 어떤현상이 벌어지는지.... 그리고 백색왜성과 중성자별이 되기위한 질량한계에 대해서도 설명부탁드립니다.
3. 그리고 알골형 쌍성과 같은 근접쌍성계의 진화 단계의 설명과
초중량급의 쌍성계에서 한쪽이 블랙홀이 되버리는 경우 좀 설명해주세요.....
- 제목답변: 별의 진화에 대한 자세한 과정
- 분류천체물리/우주론
- 작성일2000-11-20 00:00:00
- 작성자guest
그림1. (sung1.jpg) 대략적인 원시별의 진화 경로. Mihalas & Binney 'Galactic Astronomy에서 전재. 설명 본문참조.
그림 2. (sung2.jpg) 질량에 따른 원시 별 (전주계열성)의 진화. 위와 같음.
그림 3. (sung3.jpg) 쌍성의 등포텐샬 면.
김성호 질문:
> 고2에 재학중인 학생입니다.
>
> 1. 천문학책을 뒤져기다가 별의 진화부분을 읽어 보았는데요..
> HR도에서 원시성이 주계열로 진화하는 단계에서 핵반응을 시작하면서 좌측으로 이동 (온도 급격히 증가)까지는 이해가 가는데요 영년주계열에 진입하기 바로전에 약간 좌측 하단으로 조금 꺽기는 부분(광도가 약간 감소, 온도 약간 증가)이 이해가 잘 안돼네요..
> 어떤 특별한 메카니즘이 있다면 설명해 주시고요. 만약 관측상 발견이라면 별의 진화단계를 관측하려면 아주 오랜 시간이 걸리는데 어떻게 관측하는지 궁금하고 그렇게 탐구해나가는 방법은 어떤 건지 궁금합니다.
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> 2.그리고 백색왜성이나 중성자별이 될때 축퇴압이 생긴다고 들었습니다. 그렇다면 축퇴압보다 입자간의 중력이 더 작아서 백색왜성이 되지 못한다면 어떤현상이 벌어지는지.... 그리고 백색왜성과 중성자별이 되기위한 질량한계에 대해서도 설명부탁드립니다.
>
> 3. 그리고 알골형 쌍성과 같은 근접쌍성계의 진화 단계의 설명과
> 초중량급의 쌍성계에서 한쪽이 블랙홀이 되버리는 경우 좀 설명해주세요.....
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1. 전 주계열성의 진화
아주 자세히 보았군요.
주계열 이후의 별의 진화는 전주열 단계보다 비교적 잘 알려져 있습니다. 즉 별이 형성되어 주계열로 들어오기 까지의 과정은 아직도 모르는 부분이 많이 있습니다. 보통 교과서 종류의 별의 진화 소개부분에 있는 전주계열의 진화 경로는 일리노이 대학의 이코 이벤 (Icho Iben, Jr.)이 1965년 경에 발표한 논문을 기초로 하여 기술하고 있습니다.
첨부된 그림 1과 2는 이를 기반으로 그린 그림입니다. 이 그림에서 가로축은 표면온도의 log값이고 세로축은 태양 단위의 별의 광도의 log값입니다. 가로축의 표면온도는 별의 분광형, 또는 색지수와 관계있는 양이고, 세로축인 광도의 log값은 바로 등급이므로 이 그림은 H-R도나 색-등급도 (color-magnitude)와 같습니다.
그림 1은 태양질량 정도의 별의 H-R도 상에서 전주계열의 진화 경로를 나타낸 그림입니다. 이 그림에서 오른쪽 아래 구석에 '금지영역 (forbidden region)'은 어떤 종류의 별도 위치할 수 없는 영역이고, 이 영역의 왼쪽 가장자리가 유명한 '하야시 극한 (Hayashi limit)'선이 됩니다. 별이란 정역학적 평형, 즉 팽창혀는 가스압과 수축하는 중력이 맞서는 상태를 유지하는 상태의 천문학적인 가스구로 정의할 수 있습니다.
성운이 자유낙하에 의하여 수축하여 별이 형성되기 시작하면 중력에너지가 열에너지로 바뀌어 밝아져서 별의 형태가 갖추어지면서 금지 영역을 벗어나 모아진 질량에 따라 하야시 극한의 서로다른 곳에 위치하게 됩니다. 이때부터 더이상 가스의 유입이 끊어진 별의 밝기는 감소하게되고 별의 반경이 작아져 수축하게 되어 별의 온도가 올라가게 됩니다.
별의 온도가 올라가면 압력이 생겨 별의 수축을 방해하지만 원시별의 경우에는 산소분자가 해리되어 산소원자가되고, 산소원자가 다시 전리되어 양성자와 전자로 변하는 과정이 에너지를 흡수하는 반응이고, 별이 전저기파 형태로 에너지를 방출하기 때문에 온도는 급격하게 올라가지 않고 수축을 계속하게됩니다. 이 과정에 C로 나타낸 과정으로 보통 하야시 경로를 따라서 내려오게됩니다.
대부분의 과정에서 별 내부의 에너지 전달은 '대류에'의해 안쪽의 에너지가 밖으로 전달됩니다. 대부분의 별은 이 과정의 마지막 단계에서 전주계열 별로 가시광선 영역에서 보이게 됩니다.
이 단계의 마지막에 중심부의 온도가 충분히 높아지면 핵융합 반응을 일으키게 되는데 이시점이 그림 2에서 수평으로 그은 점선의 위치, 즉 초소광도 직전이 됩니다. 이때부터 중심부로부터 에너지 전달이 대류에서 복사로 바뀌게 됩니다.
이후에는 별이 수축하여 지름이 작아지는 대신 핵융합 에너지에 의한 복사에 의하여 광도가 약간 증가하고, 온도가 급격히 증가하는 방향으로 진화하게 됩니다. 이 단계가 그림 1의 R단계가 됩니다.
그림 2는 1과 마차가지로 H-R도입니다. 여기서 오른쪽에 써있는 0.5, 0.7, 1, ...100은 별의 질량을 태양질량으로 나타낸 것으로 각 질량에서 전주계열 (원시별)의 이동 경로를 시간에 따라 나타낸 그림입니다. 각 계열의 왼쪽의 끝점이 주계열을 의미합니다. 질량이 클수록 수축하여 별이 되는 시간이 짧음을 알 수 있습니다. 태양의 경우 1600만년 정도 걸리는 것으로 나타나고 있습니다.
질문내용은 그렇다면 질량이 0.7태양질량이상 20태양질량 이하의 별들이 주계역 직전에 온도와 크기는 변화가 거의 없고, 광도가 감소하고 부분에 대하여 그 이유를 묻는 질문입니다. 이러한 것은 그림 1의 R단계 마지막 부분에도 나타납니다.
그 이유의 설명은 일렇습니다. R단계에서 반경이 작아지는데에도 불구하고 광도가 증가하는 이유는 에너지 생성률이 보통 핵반응보다 좋아지기 때문입니다. 즉 핵반응이 C계열의 마지막 단계에서 일어나느데 이는 수소원자, 즉 양성자가 헬륨으로 바뀌는 pp-체인에 의한 열 핵반응이 됩니다.
그런데 온도가 일정온도 올라가면 탄소 12 (C^12)가 개입하여 핵반응이 일어나는 CNO 반응이 일어나게 됩니다. 이 반응의 지속은 탄소 12의 양과 상관있습니다. 탄소가 충분히 많은 질량이 큰별은 이 과정에 계속되어 주계열로 들어가게 됩니다.
그러나 상대적으로 질량이 작은 별들은 시간에 지나면서 탄소 12의 양이 빠르게 감소하면서 에너지 생성률이 줄어 중심부의 온도와 밀도가 충분히 높을때까지 수축하게되어 온도가 약간 떨어지고 광도가 줄어들어 꺽이는 게됩니다.
별의 진화는 천문학적인 시간이 걸리기 대문에 하나의 별의 전 진화 단계를 본다는 것은 불가능합니다. 그래서 천문학자들은 다양한 질량과 나이, 화학조성을 갖는 별을 연구하게됩니다.
별의 진화에 대한 연구는 일차적으로 같은 시기에 태어난 나이가 같은 성단의 별에 대한 연구를 수행하게됩니다. 나이가 서로 다른 성단을 연구하게되면 별의 시간에 따른 진화모습을 알아볼 수 있는 단서를 찾게 됩니다.
이런 관측적 특성을 근거로 이론적인 별을 만들고 이 모델별을 시간에따라 변하는 모양을 계산하게됩니다. 이런한 이론적인 결과를 관측자료와 비교하여 관측이 이론적으로 잘 설명되는 곳과 설명이 잘 안되는 곳을 찾아 그 원인을 분석하고 이론적인 별의 모델을 좀더 정교하게 꾸미게 됩니다.
이론적인 별은 압력과 밀도, 온도의 구조를 나타내는 별의 내부구조, 에너지 생성 및 전달, 항성 대기의 구조, 총에너지와 기타 별의 회전이라든가 질량 손실등에 따라 다양한 형태의 모델을 만들어 계산해보고 결과를 관측된 천문학적인 양, 대개는 H-R도 상의 모습을 비교하게 됩니다.
현재까지 별이 탄생하여 죽어가는데까지를 하나의 모델로 설명하는 이론적 모형은 없습니다. 별의 진화과정을 여러단계로 나누어 모델을 만들고 있습니다.
2. 축퇴
축퇴는 스핀이 1/2인 페르미 입자가 하나의 물리적 상태 즉 한 공간 (사실은 운동량 공간)에 두 개의 입자가 공유할 수 없기 때문에 생기는 압력입니다. 에너지를 잃어 가스압력 감소하여 수축하는 별의 일생의 마지막 단계에서는 아주 중요한 역할을 하게 됩니다.
백색왜성이나 중성자별에서 축퇴압력과 맞서는 것은 입자간의 중력이 아니라 별 자체의 중력입니다. 사실은 수축에 의하여 별의 중력이 커지면 거기에 맞서는 압력이 생기게되는데 일반적인 별은 핵융합으로 공급된 에너지에 의한 가스의 압력이되고, 중성자별이나 백색왜성은 중성자나 전자의 축퇴압력이 됩니다.
이론적으로 축퇴는 별의 중력에 맞서는 압력에 의하여 발생하므로 에너지원이 소실된 일정질량 이하의 모든 별은 축퇴되어 있습니다. 예를들면 질량이 0.05 ~ 0.1태양질량인 별의 경우 핵융합을 못하기 때문에 갈색왜성을 거쳐 중력에너지가 소실되어 식으면 축퇴가스가되어 흑색왜성이됩니다.
천문학적으로 질량이 작은 별의 진화는 매우느리기 때문에 아직도 충분히 진화한 상태가 아니고 대부분 주계열에 머믈러 있기 때문에 주계열 이후의 단계에는 크게 관심을 갖고 있지는 않습니다.
백색왜성의 한계질량은 태양의 1.44배인데 대략 초기 질량이 3배 정도까지 그 잔해가 백색왜성이 되는 것으로 생각되고 있습니다. 질량이 3배정도되는 별은 별의 진화 단계 중에서 많은 질량을 잃게 됩니다.
3. 쌍성계의 진화
쌍성계의 진화는 별이 하나인 경우와 많이 다릅니다. 이를 이해하기 위하여는 우선 쌍성계의 중력장에 대한 이해가 필요합니다.
쌍성계의 중력장은 로쉬 로브 (Roche lobe)라는 포텐샬이 같은 등포텐샬 면으로 설명됩니다. 이 등포텐샬면은 제한삼체문제를 풀면되는데 제한삼체문제는 두 별의 질량이 제 3의 질량보다 매우커서 제 3체의 질량이 매우 작은 경우를 말하는 것으로 뉴튼 역학적인 일반해가 존재하는 경우입니다.
일반적으로 3체문제 (이를 테면 3중성)는 해석학적인 일반적인 해가 존재하지 않습니다. 이 경우에는 특별한 조건에서 해가 있는 특수해가 존재합니다. 그런데 제 3체를 아주 작은 질량을 갖는 것으로 두면 일반해가 전재 하는데 이 것이 제한 3체 문제입니다.
어째든지 그림 3은 이 쌍성 궤도면 위에서 내려다 본 등포텐샬면의 모양으 나타낸 그림입니다. 여기에서는 두 별의 힘이 균형을 이루는 5개의 라그랑지 점이 존재하게됩니다. 이중 두 별의 중심을 잇는 선에 있는 3개의 점은 불안정한 점으로 약간의 섭동에 의하여 양쪽으로 이동할 수가 있습니다. 그러나 삼각지점에 있는 L4 & L5두 점은 섭동에 의하여 매우 안정된 점을 이루게됩니다. 이러한 점의 대표적인 것인 목성-태양계의 L4&L5점에 있는 트로얀 소행성군입니다. 또 지구에서 SOHO와 같은 태양궤도 위성이 위치하는 자리가 바로 L4입니다.
어재든지 이 그림은 쌍성의 진화를 설명하는데 매우 유용하게 쓰입니다. 먼저 질량이 큰 주성 M1이 거성으로 진화합니다. 그렇게 되면 M1이 팽창하여 M1쪽에 있는 등포텐샬을 채워가게됩니다. 이윽고 초거성으로 진화하면 M1쪽을 꽉채우게됩니다. 이 상태가 바로 알골입니다.
초거성이 계속 팽창하면 계속 커지는 것이 아니라 불안정점인 라그랑지점 1 (L1)을 통하여 반성 M2쪽으로 질량이 이동하게 됩니다. 이상태로되면 두 별의 질량비가 작아져 두 별사이의 거리가 가까워지고 공전주기가 점차 빨라집니다 (케플러 제 3법칙). 두 별의 질량이 같아질때가 가장 가까이, 그리고 주기가 가장 짧게됩니다.
두별의 질량비가 작은 경우에는 두 별의 모두 거성으로 진화하여 두 별의 경계가 접촉되는 접촉 쌍성이됩니다.
시간이 지나면 질량이 컷던 주성은 질량이 줄어들고 초거성 단계를 지나 백색왜성으로 남고 질량이 작았던 반성은 질량이 더해져 질량이 큰 별로 이동합니다. 이 상태가 시리우스와 시리우스 반성의 경우입니다.
특히 한별의 질량이 태양의 수 십배에 이르면 이별이 진화하여 초거성을 지나 초신성 폭발을 하게되는데 이런 상태에서 반성이 날아가거나 (세계의 천문우주란에서 '허블망원경이 찍은 중성자별의 궤적' 참조), 강한 가스를 방출하는 울프-레이에 별이 되는 것으로 알려지고 있습니다. 이러한 울프-레이에 별에서 주성의 잔해가 블랙홀이 되면 블랙홀과 쌍성계를 이루는 거성인 Cygnus X-1 과 같은 형태의 블랙홀과의 쌍성계나 중성자별과의 쌍성계를 이루는 것으로 생각되고 있습니다.
그림 2. (sung2.jpg) 질량에 따른 원시 별 (전주계열성)의 진화. 위와 같음.
그림 3. (sung3.jpg) 쌍성의 등포텐샬 면.
김성호 질문:
> 고2에 재학중인 학생입니다.
>
> 1. 천문학책을 뒤져기다가 별의 진화부분을 읽어 보았는데요..
> HR도에서 원시성이 주계열로 진화하는 단계에서 핵반응을 시작하면서 좌측으로 이동 (온도 급격히 증가)까지는 이해가 가는데요 영년주계열에 진입하기 바로전에 약간 좌측 하단으로 조금 꺽기는 부분(광도가 약간 감소, 온도 약간 증가)이 이해가 잘 안돼네요..
> 어떤 특별한 메카니즘이 있다면 설명해 주시고요. 만약 관측상 발견이라면 별의 진화단계를 관측하려면 아주 오랜 시간이 걸리는데 어떻게 관측하는지 궁금하고 그렇게 탐구해나가는 방법은 어떤 건지 궁금합니다.
>
> 2.그리고 백색왜성이나 중성자별이 될때 축퇴압이 생긴다고 들었습니다. 그렇다면 축퇴압보다 입자간의 중력이 더 작아서 백색왜성이 되지 못한다면 어떤현상이 벌어지는지.... 그리고 백색왜성과 중성자별이 되기위한 질량한계에 대해서도 설명부탁드립니다.
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> 3. 그리고 알골형 쌍성과 같은 근접쌍성계의 진화 단계의 설명과
> 초중량급의 쌍성계에서 한쪽이 블랙홀이 되버리는 경우 좀 설명해주세요.....
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1. 전 주계열성의 진화
아주 자세히 보았군요.
주계열 이후의 별의 진화는 전주열 단계보다 비교적 잘 알려져 있습니다. 즉 별이 형성되어 주계열로 들어오기 까지의 과정은 아직도 모르는 부분이 많이 있습니다. 보통 교과서 종류의 별의 진화 소개부분에 있는 전주계열의 진화 경로는 일리노이 대학의 이코 이벤 (Icho Iben, Jr.)이 1965년 경에 발표한 논문을 기초로 하여 기술하고 있습니다.
첨부된 그림 1과 2는 이를 기반으로 그린 그림입니다. 이 그림에서 가로축은 표면온도의 log값이고 세로축은 태양 단위의 별의 광도의 log값입니다. 가로축의 표면온도는 별의 분광형, 또는 색지수와 관계있는 양이고, 세로축인 광도의 log값은 바로 등급이므로 이 그림은 H-R도나 색-등급도 (color-magnitude)와 같습니다.
그림 1은 태양질량 정도의 별의 H-R도 상에서 전주계열의 진화 경로를 나타낸 그림입니다. 이 그림에서 오른쪽 아래 구석에 '금지영역 (forbidden region)'은 어떤 종류의 별도 위치할 수 없는 영역이고, 이 영역의 왼쪽 가장자리가 유명한 '하야시 극한 (Hayashi limit)'선이 됩니다. 별이란 정역학적 평형, 즉 팽창혀는 가스압과 수축하는 중력이 맞서는 상태를 유지하는 상태의 천문학적인 가스구로 정의할 수 있습니다.
성운이 자유낙하에 의하여 수축하여 별이 형성되기 시작하면 중력에너지가 열에너지로 바뀌어 밝아져서 별의 형태가 갖추어지면서 금지 영역을 벗어나 모아진 질량에 따라 하야시 극한의 서로다른 곳에 위치하게 됩니다. 이때부터 더이상 가스의 유입이 끊어진 별의 밝기는 감소하게되고 별의 반경이 작아져 수축하게 되어 별의 온도가 올라가게 됩니다.
별의 온도가 올라가면 압력이 생겨 별의 수축을 방해하지만 원시별의 경우에는 산소분자가 해리되어 산소원자가되고, 산소원자가 다시 전리되어 양성자와 전자로 변하는 과정이 에너지를 흡수하는 반응이고, 별이 전저기파 형태로 에너지를 방출하기 때문에 온도는 급격하게 올라가지 않고 수축을 계속하게됩니다. 이 과정에 C로 나타낸 과정으로 보통 하야시 경로를 따라서 내려오게됩니다.
대부분의 과정에서 별 내부의 에너지 전달은 '대류에'의해 안쪽의 에너지가 밖으로 전달됩니다. 대부분의 별은 이 과정의 마지막 단계에서 전주계열 별로 가시광선 영역에서 보이게 됩니다.
이 단계의 마지막에 중심부의 온도가 충분히 높아지면 핵융합 반응을 일으키게 되는데 이시점이 그림 2에서 수평으로 그은 점선의 위치, 즉 초소광도 직전이 됩니다. 이때부터 중심부로부터 에너지 전달이 대류에서 복사로 바뀌게 됩니다.
이후에는 별이 수축하여 지름이 작아지는 대신 핵융합 에너지에 의한 복사에 의하여 광도가 약간 증가하고, 온도가 급격히 증가하는 방향으로 진화하게 됩니다. 이 단계가 그림 1의 R단계가 됩니다.
그림 2는 1과 마차가지로 H-R도입니다. 여기서 오른쪽에 써있는 0.5, 0.7, 1, ...100은 별의 질량을 태양질량으로 나타낸 것으로 각 질량에서 전주계열 (원시별)의 이동 경로를 시간에 따라 나타낸 그림입니다. 각 계열의 왼쪽의 끝점이 주계열을 의미합니다. 질량이 클수록 수축하여 별이 되는 시간이 짧음을 알 수 있습니다. 태양의 경우 1600만년 정도 걸리는 것으로 나타나고 있습니다.
질문내용은 그렇다면 질량이 0.7태양질량이상 20태양질량 이하의 별들이 주계역 직전에 온도와 크기는 변화가 거의 없고, 광도가 감소하고 부분에 대하여 그 이유를 묻는 질문입니다. 이러한 것은 그림 1의 R단계 마지막 부분에도 나타납니다.
그 이유의 설명은 일렇습니다. R단계에서 반경이 작아지는데에도 불구하고 광도가 증가하는 이유는 에너지 생성률이 보통 핵반응보다 좋아지기 때문입니다. 즉 핵반응이 C계열의 마지막 단계에서 일어나느데 이는 수소원자, 즉 양성자가 헬륨으로 바뀌는 pp-체인에 의한 열 핵반응이 됩니다.
그런데 온도가 일정온도 올라가면 탄소 12 (C^12)가 개입하여 핵반응이 일어나는 CNO 반응이 일어나게 됩니다. 이 반응의 지속은 탄소 12의 양과 상관있습니다. 탄소가 충분히 많은 질량이 큰별은 이 과정에 계속되어 주계열로 들어가게 됩니다.
그러나 상대적으로 질량이 작은 별들은 시간에 지나면서 탄소 12의 양이 빠르게 감소하면서 에너지 생성률이 줄어 중심부의 온도와 밀도가 충분히 높을때까지 수축하게되어 온도가 약간 떨어지고 광도가 줄어들어 꺽이는 게됩니다.
별의 진화는 천문학적인 시간이 걸리기 대문에 하나의 별의 전 진화 단계를 본다는 것은 불가능합니다. 그래서 천문학자들은 다양한 질량과 나이, 화학조성을 갖는 별을 연구하게됩니다.
별의 진화에 대한 연구는 일차적으로 같은 시기에 태어난 나이가 같은 성단의 별에 대한 연구를 수행하게됩니다. 나이가 서로 다른 성단을 연구하게되면 별의 시간에 따른 진화모습을 알아볼 수 있는 단서를 찾게 됩니다.
이런 관측적 특성을 근거로 이론적인 별을 만들고 이 모델별을 시간에따라 변하는 모양을 계산하게됩니다. 이런한 이론적인 결과를 관측자료와 비교하여 관측이 이론적으로 잘 설명되는 곳과 설명이 잘 안되는 곳을 찾아 그 원인을 분석하고 이론적인 별의 모델을 좀더 정교하게 꾸미게 됩니다.
이론적인 별은 압력과 밀도, 온도의 구조를 나타내는 별의 내부구조, 에너지 생성 및 전달, 항성 대기의 구조, 총에너지와 기타 별의 회전이라든가 질량 손실등에 따라 다양한 형태의 모델을 만들어 계산해보고 결과를 관측된 천문학적인 양, 대개는 H-R도 상의 모습을 비교하게 됩니다.
현재까지 별이 탄생하여 죽어가는데까지를 하나의 모델로 설명하는 이론적 모형은 없습니다. 별의 진화과정을 여러단계로 나누어 모델을 만들고 있습니다.
2. 축퇴
축퇴는 스핀이 1/2인 페르미 입자가 하나의 물리적 상태 즉 한 공간 (사실은 운동량 공간)에 두 개의 입자가 공유할 수 없기 때문에 생기는 압력입니다. 에너지를 잃어 가스압력 감소하여 수축하는 별의 일생의 마지막 단계에서는 아주 중요한 역할을 하게 됩니다.
백색왜성이나 중성자별에서 축퇴압력과 맞서는 것은 입자간의 중력이 아니라 별 자체의 중력입니다. 사실은 수축에 의하여 별의 중력이 커지면 거기에 맞서는 압력이 생기게되는데 일반적인 별은 핵융합으로 공급된 에너지에 의한 가스의 압력이되고, 중성자별이나 백색왜성은 중성자나 전자의 축퇴압력이 됩니다.
이론적으로 축퇴는 별의 중력에 맞서는 압력에 의하여 발생하므로 에너지원이 소실된 일정질량 이하의 모든 별은 축퇴되어 있습니다. 예를들면 질량이 0.05 ~ 0.1태양질량인 별의 경우 핵융합을 못하기 때문에 갈색왜성을 거쳐 중력에너지가 소실되어 식으면 축퇴가스가되어 흑색왜성이됩니다.
천문학적으로 질량이 작은 별의 진화는 매우느리기 때문에 아직도 충분히 진화한 상태가 아니고 대부분 주계열에 머믈러 있기 때문에 주계열 이후의 단계에는 크게 관심을 갖고 있지는 않습니다.
백색왜성의 한계질량은 태양의 1.44배인데 대략 초기 질량이 3배 정도까지 그 잔해가 백색왜성이 되는 것으로 생각되고 있습니다. 질량이 3배정도되는 별은 별의 진화 단계 중에서 많은 질량을 잃게 됩니다.
3. 쌍성계의 진화
쌍성계의 진화는 별이 하나인 경우와 많이 다릅니다. 이를 이해하기 위하여는 우선 쌍성계의 중력장에 대한 이해가 필요합니다.
쌍성계의 중력장은 로쉬 로브 (Roche lobe)라는 포텐샬이 같은 등포텐샬 면으로 설명됩니다. 이 등포텐샬면은 제한삼체문제를 풀면되는데 제한삼체문제는 두 별의 질량이 제 3의 질량보다 매우커서 제 3체의 질량이 매우 작은 경우를 말하는 것으로 뉴튼 역학적인 일반해가 존재하는 경우입니다.
일반적으로 3체문제 (이를 테면 3중성)는 해석학적인 일반적인 해가 존재하지 않습니다. 이 경우에는 특별한 조건에서 해가 있는 특수해가 존재합니다. 그런데 제 3체를 아주 작은 질량을 갖는 것으로 두면 일반해가 전재 하는데 이 것이 제한 3체 문제입니다.
어째든지 그림 3은 이 쌍성 궤도면 위에서 내려다 본 등포텐샬면의 모양으 나타낸 그림입니다. 여기에서는 두 별의 힘이 균형을 이루는 5개의 라그랑지 점이 존재하게됩니다. 이중 두 별의 중심을 잇는 선에 있는 3개의 점은 불안정한 점으로 약간의 섭동에 의하여 양쪽으로 이동할 수가 있습니다. 그러나 삼각지점에 있는 L4 & L5두 점은 섭동에 의하여 매우 안정된 점을 이루게됩니다. 이러한 점의 대표적인 것인 목성-태양계의 L4&L5점에 있는 트로얀 소행성군입니다. 또 지구에서 SOHO와 같은 태양궤도 위성이 위치하는 자리가 바로 L4입니다.
어재든지 이 그림은 쌍성의 진화를 설명하는데 매우 유용하게 쓰입니다. 먼저 질량이 큰 주성 M1이 거성으로 진화합니다. 그렇게 되면 M1이 팽창하여 M1쪽에 있는 등포텐샬을 채워가게됩니다. 이윽고 초거성으로 진화하면 M1쪽을 꽉채우게됩니다. 이 상태가 바로 알골입니다.
초거성이 계속 팽창하면 계속 커지는 것이 아니라 불안정점인 라그랑지점 1 (L1)을 통하여 반성 M2쪽으로 질량이 이동하게 됩니다. 이상태로되면 두 별의 질량비가 작아져 두 별사이의 거리가 가까워지고 공전주기가 점차 빨라집니다 (케플러 제 3법칙). 두 별의 질량이 같아질때가 가장 가까이, 그리고 주기가 가장 짧게됩니다.
두별의 질량비가 작은 경우에는 두 별의 모두 거성으로 진화하여 두 별의 경계가 접촉되는 접촉 쌍성이됩니다.
시간이 지나면 질량이 컷던 주성은 질량이 줄어들고 초거성 단계를 지나 백색왜성으로 남고 질량이 작았던 반성은 질량이 더해져 질량이 큰 별로 이동합니다. 이 상태가 시리우스와 시리우스 반성의 경우입니다.
특히 한별의 질량이 태양의 수 십배에 이르면 이별이 진화하여 초거성을 지나 초신성 폭발을 하게되는데 이런 상태에서 반성이 날아가거나 (세계의 천문우주란에서 '허블망원경이 찍은 중성자별의 궤적' 참조), 강한 가스를 방출하는 울프-레이에 별이 되는 것으로 알려지고 있습니다. 이러한 울프-레이에 별에서 주성의 잔해가 블랙홀이 되면 블랙홀과 쌍성계를 이루는 거성인 Cygnus X-1 과 같은 형태의 블랙홀과의 쌍성계나 중성자별과의 쌍성계를 이루는 것으로 생각되고 있습니다.