별의 진화

별의 진화는 거대 분자 구름 의 중력 붕괴 로 시작됩니다 . 일반적인 거대 분자 구름은 약 100광년(9.5 × 1014km  ) 너비이고 최대 6,000,000 태양 질량 ( 1.2 × 1037kg ) ^을 포함합니다 . 붕괴하면서 거대 분자 구름은 점점 더 작은 조각으로 부서집니다. 이러한 각 조각에서 붕괴되는 가스는 중력 위치 에너지를 열로 방출합니다 ^. 온도 와 압력이 증가함에 따라 조각은 원시별 이라고 하는 초고온 가스의 회전하는 공으로 응축됩니다 . ^{[ 3 ]} 필라멘트 구조는 분자 구름에서 실제로 어디에나 있습니다. 고밀도 분자 필라멘트는 중력으로 결합된 핵으로 분열되며 이는 별의 전구체입니다. 가스의 지속적인 강착, 기하학적 굽힘 및 자기장은 필라멘트의 세부적인 분열 방식을 제어할 수 있습니다. 초임계 필라멘트에서 관찰을 통해 필라멘트 내부 폭과 비슷한 간격으로 밀집된 핵의 준주기적 사슬이 발견되었으며 가스 유출이 있는 두 개의 원시별이 포함되어 있었습니다. ^{[ 4 ]} 

원시별은 분자 구름에서 가스와 먼지가 강착되어 계속 성장하며 , 최종 질량에 도달하면 주계열성 이전 단계의 별이 ^{됩니다 . 이후의 성장은 질량에 따라 결정됩니다. 질량은 일반적으로} 태양 질량과 비교됩니다 . 1.0  M☉ (2.0 × 1030 kg) _은  1 태양 질량을 의미합니다.

원시별은 먼지에 둘러싸여 있어 적외선 파장에서 더 쉽게 관측할 수 있습니다. 광시야 적외선 탐사선 (WISE)의 관측은 수많은 은하 원시별 과 그 모성 성단을 밝히는 데 특히 중요했습니다 . ^{[ 5 ] [ 6 ]}

질량이 약 0.08 M☉ (1.6 × 1029 kg) 미만인 원시별은  수소 핵융합이 시작될 만큼  높은 온도에 도달하지 못합니다 .이것을 갈색 왜성 이라고 합니다 . 국제천문연맹은 갈색 왜성을 수명의 어느 시점에서 중수소를 융합할 수 있을 만큼 충분히 무거운 별로 정의합니다 ⁽ _목성 의 13 배 _질량 ( MJ ) , 2.5 × 1028 ^kg  또는 0.0125  _M☉ ) .13 MJ 보다 작은 천체는 준갈색 왜성 _으로 분류됩니다 (하지만 다른 항성 주위를 공전하는 경우에는 행성으로 분류됩니다). ^{[ 7 ]} 중수소 연소형과 비연소형 두 유형 모두 희미하게 빛나고 천천히 사라지며 수억 년에 걸쳐 점차 식습니다. 

WR

LBV

YHG

BSG

RSG

AGB

RG

Hertzsprung-Russell 다이어그램 에서 서로 다른 초기 질량을 가진 별 의 진화 경로 . 경로는 별이 주계열 로 진화한 후 시작하여 핵융합이 멈출 때 (거대 별의 경우)와 적색 거성 가지가 끝날 때 (1  M☉ 이하 _의 별의 경우) 멈춥니다. ^{[ 8 ]} 노란색 경로는 태양 에 대해 표시되어 있으며 , 주계열 단계가 끝난 후 적색 거성이 되고 점근 거성 가지를 따라 더 확장되기 전에 태양이 핵융합을 겪는 마지막 단계가 됩니다.

더 거대한 원시별의 경우, 핵온도는 결국 1,000만 켈빈에 도달하여 양성자-양성자 연쇄 반응을 시작 하고 수소가 융합하여 먼저 중수소 , 그다음 헬륨 으로 융합할 수 있게 합니다. 1 M☉ (2.0 × 1030kg ) _이 약간 넘는 별에서   탄소-질소-산소 융합 반응( CNO 사이클 )은 에너지 생성에 큰 부분을 기여합니다. 핵융합이 시작되면 비교적 빠르게 정수압 평형 에 도달하는데 ^, 이때 핵에서 방출된 에너지는 높은 가스 압력을 유지하여 별의 물질 무게를 균형 있게 맞추고 추가적인 중력 붕괴를 방지합니다. 따라서 별은 빠르게 안정된 상태로 진화하여 진화의 주계열 단계를 시작합니다.

새로운 별은 헤르츠스프룽-러셀 도표 의 주계열상 특정 지점에 위치하게 되며 , 주계열 의 분광형은 별의 질량에 따라 달라집니다. 작고 비교적 차갑고 질량이 낮은 적색 왜성은 수소를 천천히 융합하여 수천억 년 이상 주계열에 머무르는 반면, 거대하고 뜨거운 O형 별은 수백만 년 만에 주계열을 벗어납니다. 태양과 같은 중간 크기의 황색 왜성은 약 100억 년 동안 주계열에 머무릅니다. 태양은 주계열 수명의 중간 단계에 있는 것으로 추정됩니다.

별은 원시행성 원반 을 얻을 수 있으며, 이는 더 나아가 행성계 로 발전할 수도 있습니다 .

결국 별의 핵은 수소를 모두 소진하고 주계열 에서 벗어나 진화하기 시작합니다 . 중력 을 상쇄하는 수소 핵융합으로 생성되는 외부 복사압이 없으면 , 핵은 전자 축퇴압이 중력에 저항할 만큼 충분히 커지거나, 핵이 헬륨 핵융합이 시작될 만큼 충분히 뜨거워질 때까지 수축합니다(약 1억 킬로와트) . 이 두 가지 중 어느 것이 먼저 일어나는지는 별의 질량에 따라 달라집니다.

질량이 작은 별이 핵융합을 통해 에너지를 생산하는 것을 멈춘 후에 무슨 일이 일어나는지는 직접적으로 관찰된 적이 없습니다. 우주의 나이는 약 138억 년인데, 이는 그런 별에서 핵융합이 멈추는 데 걸리는 시간보다 (어떤 경우에는 몇 배나) 짧습니다.

최근의 천체물리학 모델에 따르면 0.1  M☉ _의 적색 왜성은 약 6조~12조 년 동안 주계열에 머물면서 온도 와 광도가 점차 증가 하고 천천히 붕괴되어 백색 왜성이 되는 데 수천억 년이 더 걸릴 수 있다고 합니다 . ^{[ 9 ] [ 10 ]} 이러한 별은 별 전체가 대류층 이고 수소를 태우는 껍질이 있는 퇴화된 헬륨 핵을 발달시키지 않기 때문에 적색 거성이 되지 않습니다 . 대신 수소 융합이 거의 별 전체가 헬륨이 될 때까지 진행됩니다.

약간 더 무거운 별들은 적색 거성 으로 팽창 하지만, 헬륨 핵은 헬륨 융합에 필요한 온도에 도달할 만큼 충분히 무겁지 않기 때문에 적색 거성가지의 끝에 도달하지 못합니다. 수소 껍질 연소가 끝나면 이 별들은 후 점근거성가지 (AGB) 별처럼 적색 거성가지에서 바로 떨어져 나가지만, 광도는 낮아져 백색 왜성이 됩니다. ^{[ 2 ]} 초기 질량이 약 0.6 M☉ _인 별은  헬륨 융합에 필요한 높은 온도에 도달할 수 있으며, 이러한 "중간 크기"의 별들은 적색 거성가지를 넘어 진화의 다음 단계로 나아갑니다. ^{[ 11 ]}

질량이 약 0.6~10  M☉ _{인 별은} 적색거성이 되는데 , 적색거성은 주계열성이 아닌 K 또는 M 분류 의 큰 별 입니다 . 적색거성은 붉은색과 높은 광도로 인해 헤르츠스프룽-러셀 도표의 오른쪽 가장자리에 위치합니다. 황소 자리의 알데바란 과 목동 자리의 아크투루스가 그 예입니다 .

중간 크기의 별은 주계열 이후 진화의 두 가지 다른 단계에 있는 적색 거성입니다. 적색 거성가지 별은 헬륨과 수소 연소 껍질로 만들어진 비활성 핵을 가지고 있으며, 점근적 거성가지 별은 수소 연소 껍질 내부에 탄소와 헬륨 연소 껍질로 만들어진 비활성 핵을 가지고 있습니다. ^{[ 12 ]} 이 두 단계 사이에 별은 헬륨 융합 핵이 있는 수평 가지 에서 일정 기간을 보냅니다 . 이러한 헬륨 융합 별 중 다수는 K형 거성으로 수평 가지의 차가운 끝부분에 모여 있으며 적색 덩어리 거성 이라고 합니다 .

별이 핵의 수소를 모두 소진하면 주계열을 벗어나 핵 바깥 껍질에서 수소 융합을 시작합니다. 껍질이 더 많은 헬륨을 생성함에 따라 핵의 질량이 증가합니다. 헬륨 핵의 질량에 따라 이 과정은 수백만 년에서 10억 년 또는 20억 년 동안 지속되며, 별은 주계열 상태와 비슷하거나 약간 낮은 광도로 팽창하고 냉각됩니다. 결국 태양 질량 정도의 별에서는 핵이 퇴화되고, 더 무거운 별에서는 외층이 충분히 식어 불투명해집니다. 이러한 변화 중 어느 것이든 수소 껍질의 온도가 상승하고 별의 광도가 증가하며, 이때 별은 적색 거성가지로 팽창합니다. ^{[ 13 ]}

별의 확장하는 바깥층은 대류성 이며, 물질은 융합 영역 근처에서 별 표면까지 난류에 의해 혼합됩니다. 질량이 가장 낮은 별을 제외한 모든 별의 경우, 융합된 물질은 이 시점 이전에 별 내부 깊숙이 남아 있었기 때문에 대류 봉투는 융합 생성물을 별 표면에서 처음으로 볼 수 있게 합니다. 진화의 이 단계에서 결과는 미묘하며 가장 큰 효과인 수소와 헬륨의 동위 원소 변화는 관찰할 수 없습니다. CNO 순환 의 효과는 첫 번째 준설 중에 표면에 나타나며 ¹² C/ ¹³ C 비율이 낮아지고 탄소와 질소의 비율이 변경됩니다. 이것들은 분광학 으로 감지할 수 있으며 많은 진화된 별에서 측정되었습니다.

헬륨 핵은 적색거성가지에서 계속 성장합니다. 헬륨 핵은 더 이상 열 평형 상태에 있지 않고, 축퇴 상태이거나 쇤베르크-찬드라세카르 한계를 넘지 않으므로 온도가 상승하여 수소 껍질의 핵융합 속도가 증가합니다. 별은 적색거성가지 끝 으로 갈수록 광도가 증가합니다 . 축퇴된 헬륨 핵을 가진 적색거성가지 별들은 모두 끝부분에 도달할 때 매우 유사한 핵 질량과 광도를 가지지만, 적색거성 중 질량이 더 큰 별들은 그 지점 이전에 헬륨 핵융합을 시작할 만큼 충분히 뜨거워집니다.

영어: 0.6~2.0 태양 질량 범위의 별의 헬륨 핵에서, 주로 전자 퇴화 압력 에 의해 지지되는 헬륨 융합은 헬륨 플래시 에서 며칠 동안 점화됩니다 . 더 무거운 별의 퇴화되지 않은 핵에서 헬륨 융합의 점화는 플래시 없이 비교적 느리게 발생합니다. ^{[ 14 ]} 헬륨 플래시 동안 방출되는 핵에너지는 매우 커서 며칠 동안 태양 광도의 10 ⁸ 배 에 해당하고 ^{[ 13 ]} 몇 초 동안 태양 광도(대략 은하수 의 광도 )의 10 ¹¹ 배에 해당합니다 . ^{[ 15 ]} 그러나 에너지는 초기에 퇴화한 핵의 열 팽창에 의해 소모되므로 별 외부에서 볼 수 없습니다. ^{[ 13 ] [ 15 ] [ 16 ]} 핵의 확장으로 인해 상층부에서의 수소 융합이 느려지고 총 에너지 생성이 감소합니다. 별은 수축하지만 주계열까지는 이르지 않고 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 수평 가지 로 이동하면서 반지름이 점차 줄어들고 표면 온도가 증가합니다.

핵 헬륨 섬광별은 수평 가지의 적색 끝으로 진화하지만, 퇴화된 탄소-산소 핵을 얻고 헬륨 껍질 연소를 시작하기 전에 더 높은 온도로 이동하지 않습니다. 이러한 별은 종종 성단의 색등급도에서 적색 거성보다 더 뜨겁고 덜 밝은 별들의 붉은 덩어리 로 관찰됩니다. 더 큰 헬륨 핵을 가진 더 큰 질량의 별은 수평 가지를 따라 더 높은 온도로 이동하며, 일부는 황색 불안정 띠 ( RR Lyrae 변광성 )에서 불안정한 맥동성이 되고, 일부는 더 뜨거워져 수평 가지에 파란색 꼬리 또는 파란색 갈고리를 형성할 수 있습니다. 수평 가지의 형태는 금속성, 연령, 헬륨 함량과 같은 매개변수에 따라 달라지지만 정확한 세부 사항은 아직 모델링 중입니다. ^{[ 17 ]}

별이 핵에서 헬륨을 소모한 후, 탄소 와 산소 로 이루어진 뜨거운 핵 주위의 껍질에서 수소와 헬륨 융합이 계속됩니다 .별은 원래의 적색 거성 진화와 평행을 이루지만 더 빠른 에너지 생성(더 짧은 시간 동안 지속됨)을 갖는 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 점근 거성 가지를 따릅니다. ^{[ 18 ]} 껍질에서 헬륨이 연소되지만 대부분의 에너지는 별의 핵에서 더 멀리 떨어진 껍질에서 수소가 연소하여 생성됩니다.이러한 수소 연소 껍질에서 나온 헬륨은 별의 중심을 향해 떨어지고 주기적으로 헬륨 껍질에서 나오는 에너지 출력이 극적으로 증가합니다.이를 열 펄스 라고 하며 점근 거성 가지 단계가 끝나갈 무렵에 발생하고 때로는 후 점근 거성 가지 단계에서도 발생합니다.질량과 구성에 따라 열 펄스가 여러 개에서 수백 개까지 있을 수 있습니다.

점근거성가지의 상승에는 깊은 대류층이 형성되어 핵에서 표면으로 탄소를 끌어올릴 수 있는 단계가 있습니다. 이를 두 번째 준설(dreged up)이라고 하며, 일부 별에서는 세 번째 준설이 발생할 수도 있습니다. 이렇게 탄소별이 형성되고, 매우 차갑고 강하게 적색화된 별들은 스펙트럼에 강한 탄소선을 보입니다. 고온저부연소(hot bottom burning)로 알려진 과정은 탄소를 표면으로 준설하기 전에 산소와 질소로 전환시킬 수 있으며, 이러한 과정들 간의 상호작용은 특정 성단 내 탄소별의 관측된 광도와 스펙트럼을 결정합니다. ^{[ 19 ]}

점근거성가지 별의 또 다른 잘 알려진 유형은 미라 변광성 으로 , 수십 일에서 수백 일의 명확한 주기와 최대 약 10등급에 달하는 큰 진폭으로 맥동합니다(시각적으로는 전체 광도 변화가 훨씬 적습니다). 질량이 더 큰 별에서는 별의 광도가 더 높아지고 맥동 주기가 더 길어져 질량 손실이 더 심해지고 가시광선 파장에서 별이 심하게 가려집니다. 이러한 별은 OH/IR 별로 관측될 수 있으며 , 적외선에서 맥동하고 OH 메이저 활동을 보입니다. 이 별들은 탄소 별과는 달리 분명히 산소가 풍부하지만, 둘 다 준설에 의해 생성되었을 것입니다.

이 중간 거리의 별들은 결국 점근거성가지 끝에 도달하여 껍질 연소를 위한 연료가 고갈됩니다. 이 별들은 본격적인 탄소 융합을 시작하기에 충분히 무겁지 않기 때문에 다시 수축하여 점근거성가지 후 초풍속을 거쳐 매우 뜨거운 중심별을 가진 행성상 성운을 형성합니다. 그 후 중심별은 백색 왜성으로 식습니다. 방출된 가스는 별 내부에서 생성된 무거운 원소가 비교적 풍부하며, 별의 종류에 따라 산소 나 탄소가 특히 풍부할 수 있습니다. 이 가스는 별주위 외피라고 불리는 팽창 하는 껍질에 쌓이고 별에서 멀어지면서 식으면서 먼지 입자 와 분자가 형성됩니다. 중심별에서 들어오는 높은 적외선 에너지 덕분에 이 별주위 외피에는 메이저 여기를 위한 이상적인 조건이 형성됩니다 .

후점근거성가지 진화가 시작되면 열 펄스가 생성될 수 있으며, 이를 통해 다시 태어난 점근거성가지 별로 알려진 다양하고 잘 이해되지 않는 별이 생성됩니다. ^{[ 20 ]} 이로 인해 극단적인 수평 가지 별 ( 왜성 B 별 ), 수소 결핍 후점근거성가지 별, 변광성 행성상 성운 중심별, R 코로나 보레알리스 변광성이 생성될 수 있습니다 .

거대 별의 경우, 수소 연소 껍질이 형성되기 시작할 때 핵은 이미 충분히 크기 때문에 전자 축퇴 압력이 발생하기 전에 헬륨 점화가 일어날 것입니다. 따라서 이러한 별들은 팽창하고 냉각될 때 질량이 작은 별들만큼 극적으로 밝아지지는 않습니다. 하지만 주계열성일 때 더 밝았고, 매우 밝은 초거성으로 진화합니다. 핵은 전자 축퇴로 스스로를 지탱할 수 없을 정도로 거대해지며, 결국 중성자별 이나 블랙홀을 형성하기 위해 붕괴합니다 . ^{[ 출처 필요 ]}

매우 밝고 따라서 매우 빠른 항성풍을 갖는 극도로 거대한 별(약 40 M☉ 이상  )은 복사압으로 인해 질량을 너무 빨리 잃기 때문에 적색 초거성이 되기 위해 팽창하기 전에 자신의 껍질을 벗겨내고, 따라서 _주 계열성 이후로 매우 높은 표면 온도(및 청백색)를 유지합니다. 현재 세대의 가장 큰 별은 약 100~150  M☉ 인데 _, 그 이유는 외층이 극심한 복사에 의해 방출되기 때문입니다. 질량이 작은 별은 보통 외층을 그렇게 빨리 태우지 않지만, 동반성이 팽창하면서 껍질을 벗겨낼 만큼 가까운 이중계에 있거나, 대류가 핵에서 표면까지 확장될 만큼 빠르게 회전하여 철저한 혼합으로 인해 별도의 핵과 껍질이 없는 경우 적색 거성이나 적색 초거성이 되는 것을 피할 수 있습니다. ^{[ 21 ]}

수소가 고갈된 영역으로 정의되는 거대 별의 핵은 핵 외부에서 수소 융합으로 생성된 물질을 흡수하면서 점점 더 뜨겁고 밀도가 높아집니다. 충분히 거대한 별의 핵은 알파 과정을 통해 탄소와 더 무거운 원소를 융합할 수 있을 만큼 높은 온도와 밀도에 도달합니다 . 헬륨 융합이 끝나면 별의 핵은 주로 탄소와 산소로 구성됩니다. 약 8  M☉ 보다 _무거운 별의 경우 탄소가 발화하고 융합하여 네온, 나트륨, 마그네슘을 형성합니다. 약간 덜 거대한 별은 탄소를 부분적으로 발화시킬 수 있지만 전자 축퇴가 시작되기 전에 탄소를 완전히 융합할 수 없으며 이러한 별은 결국 산소-네온-마그네슘 백색 왜성을 남깁니다 . ^{[ 22 ] [ 23 ]}

완전 탄소 연소에 대한 정확한 질량 한계는 금속성 및 점근거성가지 에서 손실된 세부 질량과 같은 여러 요인에 따라 달라지지만 약 8~9  M☉ 입니다 . ^{[ 22 ]} 탄소 연소가 완료된 후 이러한 별의 핵은 약 2.5  M☉ _에 도달 하고 더 무거운 원소가 융합할 수 있을 만큼 충분히 뜨거워집니다. 산소가 융합을 시작하기 전에 네온이 전자를 포획하기 시작하여 네온 연소가 시작됩니다 . 약 8~12 M☉ 의 별 범위에서  _이 과정은 불안정하고 폭주 핵융합을 생성하여 전자 포획 초신성이 _발생 합니다 . ^{[ 24 ] [ 23 ]}

더 무거운 별에서는 네온의 융합이 폭주 폭연 없이 진행됩니다. 이어서 완전한 산소 연소와 규소 연소가 이어지며, 주로 철-피크 원소 로 구성된 핵이 생성됩니다 . 핵 주변에는 여전히 융합 중인 가벼운 원소의 껍질이 있습니다. 탄소 핵이 철 핵으로 완전히 융합하는 데 걸리는 시간은 수백 년으로 매우 짧아 별의 외층이 반응할 수 없고 별의 외관은 거의 변하지 않습니다. 철 핵은 상대 론적 효과, 엔트로피, 전하 및 주변 외피에 대한 다양한 보정으로 인해 공식적인 찬드라세카르 질량 보다 높은 유효 찬드라세카르 질량 에 도달할 때까지 성장합니다. 철 핵의 유효 찬드라세카르 질량은  가장 질량이 작은 적색 초거성의 경우  _{약 1.34 M☉} 에서 더 _{무거운 별의 경우 1.8} M☉ 이상까지 다양합니다 . 이 질량에 도달하면 전자가 철-피크 핵에 포획되기 시작하고 핵은 스스로를 지탱할 수 없게 됩니다. 핵은 붕괴되고 별은 초신성 폭발 이나 블랙홀 로의 직접 붕괴 로 파괴됩니다 . ^{[ 23 ]}

거대한 별의 핵이 붕괴하면 중성자별을 형성하거나, 톨만-오펜하이머-볼코프 한계를 초과하는 핵의 경우 블랙홀 을 형성합니다 . 완전히 이해되지 않는 과정을 통해 이 핵 붕괴로 방출된 중력 위치 에너지 의 일부 가 Ib형, Ic형 또는 II형 초신성 으로 변환됩니다. 초신성 SN 1987A 에서 관찰된 것처럼 핵 붕괴로 인해 중성미자가 대량으로 급증하는 것으로 알려져 있습니다 . 극도로 에너지가 높은 중성미자는 일부 핵을 조각냅니다. 일부는 중성자 를 포함한 핵자를 방출하는 데 소모되고, 일부는 열과 운동 에너지 로 변환되어 핵 붕괴로 인해 유입되는 물질 중 일부가 반동하면서 시작된 충격파를 증폭시킵니다 . 유입되는 물질의 매우 밀도가 높은 부분에서 전자를 포획하면 추가 중성자가 생성될 수 있습니다. 일부 반사 물질이 중성자에 의해 폭격을 받기 때문에 일부 핵이 중성자를 포획하여 우라늄 까지(그리고 그 너머일 가능성이 높음) 방사성 원소를 포함하는 철보다 무거운 물질의 스펙트럼을 생성합니다 . ^{[ 25 ]} 폭발하지 않는 적색 거성은 이전 핵반응 의 부반응에서 방출된 중성자를 사용하여 철보다 무거운 원소를 상당량 생성할 수 있지만 , 이러한 반응에서 생성된 철 보다 무거운 원소 (특히 여러 개의 안정적이거나 장수명 동위 원소를 갖는 원소의 특정 동위 원소)의 풍부함은 초신성에서 생성된 풍부함과 상당히 다릅니다. 어느 쪽의 풍부함도 태양계에서 발견되는 풍부함과 일치하지 않으므로 초신성 , 중성자별 합병 ^{[ 26 ]} 및 적색 거성에서 원소의 방출이 모두 필요하여 관찰된 중원소와 그 동위 원소 의 풍부함을 설명해야 합니다 .

핵 붕괴에서 반동하는 물질로 전달된 에너지는 무거운 원소를 생성할 뿐만 아니라 탈출 속도를 훨씬 넘어서 가속을 제공하여 Ib형, Ic형 또는 II형 초신성을 유발합니다. 이 에너지 전달에 대한 현재의 이해는 아직 만족스럽지 않습니다. Ib형, Ic형 및 II형 초신성의 현재 컴퓨터 모델은 에너지 전달의 일부를 설명하지만 관찰된 물질의 방출을 생성할 만큼 충분한 에너지 전달을 설명할 수 없습니다. ^{[ 27 ]} 그러나 중성미자 진동은 특정 유형의 중성미자에서 사용 가능한 에너지에 영향을 미칠 뿐만 아니라 중성미자에 대한 다른 일반 상대성 이론 효과를 통해서도 영향을 미치므로 에너지 전달 문제에서 중요한 역할을 할 수 있습니다. ^{[ 28 ] [ 29 ]}

이중 중성자별(이러한 초신성 2개가 필요함)의 질량 및 궤도 매개변수 분석에서 얻은 일부 증거는 산소-네온-마그네슘 핵의 붕괴가 철 핵의 붕괴로 생성된 초신성과는 관찰 가능하게(크기 외의 방식으로) 다른 초신성을 생성할 수 있음을 암시합니다. ^{[ 30 ]}

오늘날 존재하는 가장 거대한 별들은 중력 결합 에너지를 크게 초과하는 에너지를 가진 초신성에 의해 완전히 파괴될 수 있습니다 . 쌍 불안정성 으로 인해 발생하는 이 드문 사건은 블랙홀 잔해를 남기지 않습니다. ^{[ 31 ]} 우주의 과거 역사에서 일부 별들은 오늘날 존재하는 가장 큰 별보다 더 컸으며, 광분해로 인해 수명이 다하면 즉시 블랙홀로 붕괴되었습니다 .

별이 연료 공급을 모두 소진한 후, 그 잔해는 수명 동안의 질량에 따라 세 가지 형태 중 하나를 취할 수 있습니다.

_{질량 이 1} M☉ 인 별의 경우  , 생성되는 백색 왜성은 약 0.6  M☉ 이며 , 지구 부피와 거의 같은 크기로 압축됩니다. 백색 왜성은 중력의 안쪽 인력이 별 전자의 축퇴압과 균형을 이루기 때문에 안정적입니다. 이는 _파울리 배타 원리에 따른 결과입니다 . 전자 축퇴압은 추가적인 압축에 대해 비교적 약한 한계를 제공합니다. 따라서 주어진 화학 조성에서 질량이 더 큰 백색 왜성은 부피가 더 작습니다. 연료가 남아 있지 않은 별은 남은 열을 수십억 년 동안 우주로 방출합니다.

백색왜성은 처음 형성될 때 매우 뜨겁습니다. 표면은 10만 K가 넘고 내부는 그보다 더 뜨겁습니다. 백색왜성은 너무 뜨거워서 생성 후 처음 1천만 년 동안 많은 에너지가 중성미자의 형태로 손실되고, 10억 년 후에는 에너지의 대부분을 잃게 됩니다. ^{[ 32 ]}

백색 왜성의 화학적 구성은 질량에 따라 달라집니다. 약 8~12 태양 질량의 별은 탄소 융합을 일으켜 마그네슘, 네온, 그리고 소량의 다른 원소를 형성하여 주로 산소, 네온, 마그네슘으로 구성된 백색 왜성을 생성합니다. 단, 찬드라 세카르 한계 (아래 참조) 아래로 질량을 잃을 수 있어야 하며, 탄소의 점화가 초신성으로 별을 날려버릴 정도로 격렬하지 않아야 합니다. ^{[ 33 ]} 태양과 같은 질량의 별은 탄소 융합을 일으킬 수 없고 주로 탄소와 산소로 구성된 백색 왜성을 생성하며, 나중에 물질을 추가하지 않으면 붕괴될 만큼 질량이 너무 작습니다(아래 참조). 태양 질량의 약 절반보다 작은 별은 헬륨 융합을 일으킬 수 없고(앞서 언급했듯이), 주로 헬륨으로 구성된 백색 왜성을 생성합니다.

결국 남는 것은 차갑고 어두운 덩어리, 때로는 흑색왜성(black dwarf) 뿐입니다 . 하지만 우주는 아직 흑색왜성이 존재할 만큼 충분히 오래되지 않았습니다.

백색 왜성의 질량이 주로 탄소, 산소, 네온 및/또는 마그네슘으로 구성된 백색 왜성의 경우 1.4 M☉인 찬드라세카르 한계를 초과하여 증가하면 전자 포획으로 인해 전자 축퇴 압력이 상실되고 _별 이 붕괴  됩니다 . 중심의 화학적 구성과 붕괴 전 온도에 따라 중성자별로 붕괴되거나 탄소 와 산소의 폭주 점화로 이어질 수 있습니다.더 무거운 원소는 점화하는 데 더 높은 온도가 필요하고 이러한 원소와 그 핵융합 생성물에 대한 전자 포획이 더 쉽기 때문에 지속적인 핵 붕괴를 선호합니다.더 높은 핵 온도는 폭주 핵반응을 선호하여 핵 붕괴가 중단되고 Ia형 초신성 으로 이어집니다 . ^{[ 34 ]} 이러한 초신성은 후자가 더 큰 총 에너지 방출을 보임에도 불구하고 거대한 별 의 죽음을 알리는 II형 초신성보다 몇 배나 더 밝을 수 있습니다. 붕괴에 대한 이러한 불안정성 때문에 약 1.4  M☉ 보다 무거운 백색 왜성은 존재할 수 없습니다( _회전 하는 백색 왜성의 경우처럼 매우 빠르게 회전하는 경우는 예외일 수 있는데, 이 경우 회전으로 인한 원심력이 물질의 무게를 부분적으로 상쇄합니다). 이중성계 에서 질량 이동은 초기에 안정했던 백색 왜성이 찬드라세카르 한계를 넘어서도록 만들 수 있습니다.

백색 왜성이 다른 별과 근접 쌍성계를 형성할 경우, 더 큰 동반성에서 나온 수소가 백색 왜성 주위와 표면에 흡착되어 표면에서 폭주 반응을 일으킬 만큼 충분히 뜨거워질 수 있습니다. 하지만 백색 왜성은 찬드라세카르 한계 아래에 머물러 있습니다. 이러한 폭발을 신성 이라고 합니다 .

일반적으로 원자는 부피 기준으로 대부분 전자 구름이며, 중심에는 매우 조밀한 원자핵이 있습니다(비례적으로 원자가 축구 경기장만 하다면, 그 원자핵은 먼지 진드기만 할 것입니다). 별의 핵이 붕괴하면 압력으로 인해 전자와 양성자가 전자 포획 에 의해 융합합니다 . 원자핵을 분리하는 전자가 없으면 중성자는 고밀도의 공(어떤 면에서는 거대한 원자핵과 유사)으로 붕괴되고, 그 위에는 축퇴 물질 (나중에 다른 조성의 물질이 첨가되지 않는 한 주로 철) 로 된 얇은 층이 덮입니다 . 중성자는 파울리 배타 원리 에 의해 추가적인 압축에 저항하는데 , 이는 전자 축퇴 압력과 유사하지만 더 강한 방식으로 작용합니다.

중성자별이라고 알려진 이 별들은 반경 10km 정도로 매우 작고 대도시 크기보다 크지 않으며 놀라울 정도로 밀도가 높습니다. 별이 줄어들면서 회전 주기가 극적으로 짧아집니다( 각운동량 보존 으로 인해 ). 관측된 중성자별의 회전 주기는 약 1.5밀리초(초당 600회 이상 회전)에서 수 초까지 다양합니다. ^{[ 35 ]} 이렇게 빠르게 회전하는 별의 자기극이 지구와 일직선상에 있을 때 우리는 매 회전마다 복사 펄스를 감지합니다. 이러한 중성자별을 펄서 라고 하며 최초로 발견된 중성자별입니다. 펄서에서 감지되는 전자기파는 대부분 전파 형태이지만 가시광선, X선, 감마선 파장에서도 펄서가 감지되었습니다. ^{[ 36 ]}

별 잔해의 질량이 충분히 높으면 중성자 축퇴압이 슈바르츠실트 반경 아래로의 붕괴를 막기에 충분하지 않을 것입니다. 따라서 별 잔해는 블랙홀이 됩니다. 블랙홀이 형성되는 질량은 정확히 알려져 있지 않지만, 현재 2~3 M☉ _로 추정됩니다  .

블랙홀은 일반 상대성 이론에 의해 예측됩니다 . 고전적 일반 상대성 이론에 따르면, 블랙홀 내부에서 외부 관찰자에게 물질이나 정보가 흐를 수는 없지만, 양자 효과는 이 엄격한 법칙에서 벗어날 수 있습니다. 우주에 블랙홀이 존재한다는 것은 이론적으로나 천문 관측을 통해 충분히 뒷받침됩니다.

초신성의 핵 붕괴 메커니즘은 현재 부분적으로만 이해되고 있기 때문에, 별이 가시적인 초신성을 생성하지 않고 블랙홀로 직접 붕괴하는 것이 가능한지, 아니면 일부 초신성이 초기에 불안정한 중성자별을 형성한 후 블랙홀로 붕괴하는지 여부는 아직 밝혀지지 않았습니다. 별의 초기 질량과 최종 잔해 사이의 정확한 관계 또한 완전히 명확하지 않습니다. 이러한 불확실성을 해소하려면 더 많은 초신성과 초신성 잔해에 대한 분석이 필요합니다.

별 진화 모델은 별이 형성되어 잔해가 될 때까지의 진화 단계를 계산하는 데 사용할 수 있는 수학적 모델 입니다 . 별의 질량과 화학 조성이 입력으로 사용되며 광도와 표면 온도만 제약 조건입니다. 모델 공식은 일반적으로 정수압 평형을 가정하여 별에 대한 물리적 이해를 기반으로 합니다. 그런 다음 광범위한 컴퓨터 계산을 실행하여 시간에 따른 별의 변화 상태를 확인하고, 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램을 따라 별의 진화 궤적 과 기타 진화 특성을 결정하는 데 사용할 수 있는 데이터 표를 생성합니다. ^{[ 37 ]} 정확한 모델을 사용하면 별의 물리적 특성을 일치하는 진화 궤적을 따라 있는 별의 물리적 특성과 비교하여 별의 현재 나이를 추정할 수 있습니다. ^{[ 38 ]}

• 한센, 칼 J.; 카왈러, 스티븐 D.; 트림블, 버지니아 (2004). 별의 내부: 물리적 원리, 구조, 그리고 진화 (2판). 스프링거 출판사. ISBN 0-387-20089-4.
• 프리알닉, 디나 (2000). 항성 구조 및 진화 이론 입문 . 케임브리지 대학교 출판부. ISBN 0-521-65065-8.
• 라이언, 숀 G.; 노턴, 앤드류 J. (2010). 항성 진화와 핵합성 . 케임브리지 대학교 출판부. ISBN 978-0-521-13320-3.

• Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R.; Frischknecht, U.; Charbonnel, C.; Maeder, A. (2012). "회전을 고려한 항성 모델 격자". 천문학 및 천체물리학 . 537 : A146. arXiv : 1110.5049 . doi : 10.1051/0004-6361/201117751 . S2CID  85458919 .
• 천문학 606(별의 구조와 진화) 강의 노트 , 콜 밀러, 메릴랜드 대학교 천문학과
• 천문학 162, 단원 2(별의 구조와 진화) 강의 노트 , Richard W. Pogge, 오하이오 주립 대학교 천문학과

• 항성 진화 시뮬레이터
• 피사 스텔라 모델
• MESA 항성 진화 코드(항성 천체물리학 실험 모듈)
• "The Life of Stars" , BBC Radio 4에서 Paul Murdin, Janna Levin, Phil Charles와 함께 진행한 토론( In Our Time , 2003년 3월 27일)
• 별의 수명주기 [1] [2]