성운의 진화와 소멸

11M 이상의 질량을 가진 무거운 별은 수명이 다할 때 초신성 폭발을 일으킨다. 행성 성운은 질량 0.8 M과 11M 사이의 중간 질량과 작은 질량 별이 수명을 가질 때 만들어집니다. 행성 성운을 형성하는 원형별은 약 1,500만 K의 중심핵에서 헬륨으로 수소를 전환하는 융합 반응을 겪으면서 대부분 수명을 보냅니다. 융합으로 생성된 에너지는 핵 밖으로 나가는 압력을 생성하고, 이 압력이 안으로 들어가는 압력의 균형을 맞추는데, 이는 별의 자기 중력에 의해 생성된다. 중간 질량과 작은 질량의 별은 수천만 년에서 수십억 년 동안 주요 절차에 남아 있지만 이러한 방식으로 균형을 이룹니다. 중심핵의 수소가 고갈되면 중력이 핵을 압박해 핵 온도를 1억 K로 높인다. 핵 온도가 올라가면 상대적으로 차가운 별의 외피 층이 팽창해 별의 부피가 늘어나고 적색 거성이 된다. 이 과정에서 별의 평균 표면 온도는 감소하지만, 표면적이 증가함에 따라 별의 밝기가 급격히 증가한다. 별 진화에서 이 광도가 증가하는 단계를 접근 거대 기둥(AGB)이라고 한다. 질량 3M보다 높은 접근 거인의 중심핵은 계속 줄어들고 있다; 온도가 1억 K에 도달하면, 별은 탄소와 산소를 생성하기 위해 융합되어 다시 에너지를 만들어낸다. 그리고 핵의 수축은 이 에너지를 통해 한때 중단됩니다. 헬륨 융합은 핵에 탄소와 산소의 축적을 일으키고 얇은 헬륨 피부는 탄소와 산소층 위에 덮이고 그 위에는 얇은 수소 피부로 덮여 있습니다. 헬륨 껍질과 수소 껍질은 계속 융합됩니다. 그러나 이 안정제는 약 2만 년 동안만 유지되며 별의 일생 Na와 같습니다.별의 대기가 성간 공간으로 계속 새어 들어가면서, 외부에 노출되는 중심핵에 의해 노출된 핵의 표면 온도가 30,000K를 넘으면 자외선 광자가 누출된 대기 표피층을 탈구하기 시작한다. 그리고 이온화된 외층이 색깔로 빛나면, 그것은 즉시 행성의 포수다.별이 AGB 단계를 통과할 때, 짧은 행성 성운의 단계가 시작됩니다. 별의 외피 층은 중심별에서 시속 수 킬로미터의 속도로 날아갑니다. 중심별은 AGB 원형별의 잔재이며, 탄소 - 산소 핵만이 전자 퇴행 압력에 남아 있습니다. 외피가 팽창하는 동안 중심성은 두 단계에 걸쳐 진화하지만, 먼저 수축이 계속되고 온도가 상승하며 핵을 둘러싼 수소 피부에서 융합이 발생하고, 그 후 수소의 껍질은 점차 냉각되고 있다. 2단계에서는 핵융합반응이 끝나는데, 중심핵의 질량이 부족하여서 온도가 충분히 상승하지 않아 탄소와 산소의 융합을 일으킬 수 있다. [5][11] 제1 단계에서 중심성은 일정한 밝기를 유지하지만 동시에 온도가 계속 상승하여 결국 약 10만 K까지 상승한다. 제2 단계에서 별은 더는 자외선 복사본을 냉각하지 않고 주변 가스를 이동시키지 않는다. 중심별은 백색 왜성이 되고, 더는 이온화를 일으키지 않는 주변 가스는 우리에게 보이지 않게 된다. 이렇게 해서, 나는 행성 초 수학의 단계가 별의 진화로 끝났다고 생각한다; 전형적인 행성 초 수학의 수명은 약 1만 년 정도 된다.행성 성운은 은하의 진화에 매우 중요한 역할을 합니다. 초기 우주는 대부분 수소와 헬륨으로 구성되었지만, 별의 융합으로 그들은 수소 헬륨보다 무거운 원소를 만들었습니다. 초기 우주는 대부분 수소와 헬륨으로 구성되었지만, 별의 융합으로 그들은 수소 헬륨보다 무거운 원소를 만들었습니다. 고로 행성 성운의 가스는 많은 양의 탄소, 질소, 산소 등을 함유하고 있으며,이 가스는 성간 매체로 확장되어 성간 매체와 하나가 됩니다. 이 과정에서 무거운 원소의 양이 증가하고 수소와 헬륨보다 무거운 원소를 천문학자에 의해 "금속"이라고 합니다. 그리고 성운으로 만들어진 새로운 세대의 별들은 이전 세대의 별들보다 더 높은 초기 금속 함량을 가질 것이다. 이러한 금속 원소는 여전히 별의 전체 구성 요소 중 소량만을 차지하지만, 여전히 별의 진화 과정에 상당한 영향을 미친다. 우주 초기에 형성되고 금속 함량이 적은 별은 별의 종족 별이라고 불리며 더 젊고 금속 함량이 많은 별을 별 부족 1 (인구 I)별이라고 합니다. 이것에 대한 자세한 내용은 별을 참조하십시오.