자이언트 스타는 무엇입니까?
거대 별은 표면 온도가 비슷한 주 계열 별의 반지름과 광도가 훨씬 큰 거대 별입니다. 주 계열성 별에는 수소와 헬륨으로 구성된 혼합 핵이 있습니다. 거대한 별에는 헬륨 또는 탄소와 같은 더 무거운 원소로 만들어진 핵이 있습니다. 거대한 별들이 수소 연료의 상당 부분을 배출하기 시작했기 때문입니다.
거대 단계는 태양 질량이 0.4보다 큰 모든 별에서 불가피합니다. 태양 질량이 0.4에서 0.5 사이 인 별은 나이가 들어감에 따라 헬륨이 코어에 축적되고 결국 순수한 헬륨 코어가 형성되지만 헬륨을 융합시키는 압력과 온도가 부족합니다. 코어 주변의 수소는 코어의 거대한 중력이 수소를 압축하기 때문에 빠른 융합 활동의 껍질을 형성합니다. 별의 크기가 커지고 훨씬 더 확산됩니다. 태양이 50 억 년 안에 붉은 거인이되면, 지구 표면은 오늘날 지구의 궤도에 도달 할 것입니다.
태양 질량이 0.5보다 큰 별은 3 중 알파 과정을 통해 헬륨 핵을 산소와 탄소로 융합시킬 수 있습니다. 점화되기 전에 코어가 10 8 K의 온도에 도달해야하지만, 발생하는 경우 에너지 덩어리를 생성하여 코어의 크기를 증가시켜 수소 생성 쉘의 압력을 감소시킵니다. 이것은 융합 반응을 늦추고 별의 크기와 온도를 반 직관적으로 감소시킵니다. 따라서 더 큰 별은 덜 큰 별보다 덜 밝습니다. 이러한 별은 스펙트럼 유형에 대한 광도 그래프에서 수평선을 구성하기 때문에 소위 수평 분기의 일부입니다.
태양 질량이 8 개 미만이지만 0.5보다 큰 경우, 별은 코어에 탄소를 축적하고 코어 외부의 껍질에 헬륨을 융합시키기 시작합니다. 헬륨 핵융합이 가속화되고 호스트 스타를 펼치면 "점근 적 거대 지사"또는 AGB 스타가됩니다. 이들은 초거성 및 초거성 별을 만들 수 있습니다.
태양 질량이 8보다 큰 별의 경우 핵은 철까지 연결됩니다. 그러한 별이 태양 질량이 1.44보다 큰 철심을 쌓으면 핵심 붕괴가 시작됩니다. 철핵 주위의 상호 반발 성 전자 껍질은 큰 압력과 온도에서 서로를 격퇴하지 못하고, 도시의 크기와 같은 거대한 원자핵에 밀접하게 갇힌 중성자로 구성된 중성자로 구성된 다른 상태의 중성자로 융합되기 시작합니다. .
핵에서 핵융합 반응이 멈 추면 별은 자체의 중력에 대항하기에 충분한 에너지를 생산하지 못하고 붕괴된다. 가벼운 요소가 안쪽으로 떨어지면 거의 압축 할 수없는 중성자 코어가 튀어 나옵니다. 바운스 백은 별의 외투가 시간당 수천 킬로미터의 우주로 폭발하기에 충분합니다. 이 이벤트를 초신성이라고하며 철보다 무거운 요소를 만드는 방법입니다.
나머지는 별 잔존물 또는 중성자 별입니다. 그 티스푼의 무게는 2 백만 톤입니다.