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항성의 진화단계
1.원시성 단계
항성 형성 과정은 분자 구름 내부 중력이 불안정해지면서 시작된다. 일단 분자구름 안의 어떤 영역이 밀도가 충분히 높아져 자기 스스로의 중력 때문에 붕괴하기 시작한다. 분자 구름이 붕괴하면, 그 중심의 밀도 높은 먼지 및 가스 덩어리들이 구의 형태로 뭉쳐진다. 구상체가 스스로의 중력 때문에 수축하면서 밀도가 높아질수록, 중력 에너지는 열로 바뀌어 온도가 상승한다. 그리고 이 구의 형태로 뭉쳐진 구름이 안정적인 정역학적 평형 상태에 이르면, 이를 원시별이라 부른다. 정역학적 평형 상태에 도달한 별을 원시성이라 한다.
2.전주계열단계
전주계열이란 별이 주계열 단계에 들어가기 전의 단계를 말한다. 즉 분자구름이 중력붕괴를 시작한 부분에서 원시별 내부의 수소가 융합을 막 시작되는 단계 사이에 속하는 별을 전주계열성이라 한다. 분자구름 중심부에 형성된 원시별은 주변의 물질이 원시별 표면에 떨어져 그 질량이 서서히 증가하고 온도와 밀도도 증가하게 된다. 이렇게 증가하는 원시별의 내부 온도는 바깥쪽으로 대류에 의해 전달되고, 원시별은 서서히 밝아지기 시작한다. 원시성의 중심의 에너지가 바깥쪽으로 빠져 나감에 따라 수축을 계속하며, 중심 온도는 계속적으로 증가하게 된다. 중심부의 온도가 일정수준까지 올라가게 되면 중심에서 핵융합 반응이 일어나게 되는데, 이 반응에서 나오는 에너지로 중력과 압력에 의한 힘은 평형상태를 이루고 별은 안정된 주계열 단계로 가게 된다.
3.주계열단계
주계열단계란 별의 중심부에서 수소의 핵융합 반응이 일어나는 전체적인 진화단계를 말하며, 별의 일생 중 가장 긴 시간을 차지한다. 보통 평범한 별들은 그 일생의 대부분을 중심부에서 수소를 헬륨으로 전환시키며 보낸다. 이처럼 핵융합반응으로 인해 핵에 있는 수소의 양이 줄어들고 헬륨이 늘어나며, 평균분자량은 증가한다. 따라서 별을 지탱할 수 있는 충분한 압력을 가지기위해 중심핵이 조금씩 수축하며, 밀도가 증가하고 온도가 증가한다. 그리고 별의 내부 온도가 상승함에 따라 별은 조금씩 커지며, 표면에 이르는 에너지는 커져서 별의 광도가 조금씩 증가한다. 실제로 우리에게 가장 가까운 별인 태양 또한 이러한 주계열 단계에 있으며, 전주계열을 지난 이후 꾸준히 광도와 반지름, 온도가 증가해 왔다고 알려져 있다.
4.후주계열단계
후주계열단계란 별 내부의 핵융합반응이 끝난 시점을 시작으로 마지막 진화단계를 말한다. 평범한 별(태양과 비슷한 질량을 가진 별)은 중심부에서의 수소 연소가 끝나고 더 이상 에너지를 낼 수 없어 핵은 수축해져 간다. 수축하는 핵에 의해 에너지가 발생하고 이 에너지는 핵의 바깥부분 수소층을 가열시켜 핵융합반응을 일으킨다. 따라서 별의 외부층은 팽창하고 광도가 증가한다. 이러한 별의 마지막단계는 별의 초기질량에 따라 다양하게 나타난다. 태양에 비해 가벼운 별들은 헬륨의 핵이 반응을 할 수 있을 정도의 온도를 갖지 못하여 더 이상 진화를 못하고, 핵만 남겨지게 된다. 태양과 비슷한 질량의 별들은 헬륨의 핵이 반응을 시작하고, 탄소로 이루어진 핵이 남겨질 때 까지 진화를 하게 된다. 그리고 태양보다 훨씬 큰 질량을 갖는 별들은 초신성 폭발을 하며 중성자별을 남기거나 블랙홀이 되기도 한다.
최종수정일
2010년 7월 9일