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최근 수정 시각 : 2024-10-16 10:22:32

철 별


파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 주계열성 이후 항성의 진화
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{{{#!wiki style="margin: -5px -1px -11px; letter-spacing: -0.5px; font-size:0.88em" 		<colbgcolor=#EDEDED,#000> 초기 태양 질량에 따른 구분*
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0.25
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0.4
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103
≤
늙은 주계열성 초대질량 항성
(쿼시 별)
후주계열단계
 청색왜성 준거성 볼프-레이에별WL
LBV
거성色* 초점근거성 (LBV)
초거성·
극대거성色*
적색거성 헬륨 섬광*
(O·B형 준왜성)
수평가지별
(적색덩어리거성)
점근거성가지
(OH/IR 별)
(OH/IR
초·극대거성) 		볼프-레이에별WL
행성상성운· PG 1159 별 초신성· 극초신성 쌍불안정성
초신성 		극초신성
밀집성
단계와
그 후
 헬륨 백색왜성* 백색왜성 중성자별
(킬로노바·마그네타) 		블랙홀 잔해 없음 블랙홀
흑색왜성*· Ia형 초신성· 헬륨 별*
철 별*
블랙홀
초대질량 블랙홀로 흡수
호킹 복사로 소멸
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{{{#!folding [ 각주 ]
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* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
  • WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
  • 色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
  • ( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
  • *: 참고
    • 1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
    • 2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
    • 3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
    • 4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
    • 5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
    • 6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
    • 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 갈색왜성이후 갈색왜성의 진화
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{{{#!wiki style="margin:-5px 0 -10px" 		갈색왜성 단계
핵융합을 중단한 갈색왜성*
↓
식은 갈색왜성N*
밀집성 단계와 그 후
흑색왜성N
↓
철 별N*
↓
블랙홀
초대질량 블랙홀로 흡수
호킹 복사로 소멸
{{{#!folding [ 각주 ]
* N: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
  • *: 참고
    • 1. 핵융합을 중단한 갈색왜성은 이후 분광형이 낮아지며 식은 갈색왜성을 거쳐 흑색왜성이 된다.
      • 따라서, 현재 존재하는 갈색왜성은 과거에 더 높은 분광형이었을 수 있다.
    • 2. 갈색왜성·핵융합을 중단한 갈색왜성·식은 갈색왜성이 서로 합쳐져 적색왜성을 이룰 수 있다.
    • 3. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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1. 개요2. 상세3. 최후

1. 개요

Iron star
이름 그대로 철로 이루어진 밀집성이다.(말그대로 철+별이다.) "철 항성"이라 번역하는 경우도 있으나, 철 별은 스스로 핵융합을 하여 빛나는 천체가 아니므로 항성이라 부를 수 없다. 중성자별(Neutron star)을 "중성자 항성"이라 부르지 않는 것과 같은 이치이다.

다만 별이라고 하기엔 다소 그런 점이 있다. 철 별의 최대 질량은 태양의 1.44배를 넘길 수 없으며, 해당 범위에 있는 별은 거의 모두 왜성으로 불리기 때문에 정확히 말하자면 철 왜성이 맞다.

2. 상세

양성자 붕괴가 일어나지 않을 경우에만 존재할 수 있으며, 101500년 후에 생성될 것으로 추측되는 이론 상의 천체이다. 흑색왜성에 있는 원자들은 아주 오랜 시간이 지나면 탄소와 산소 등 철보다 가벼운 원자들은 양자 터널링으로 인해 철로 융합되며, 반대로 철보다 무거운 원자들은 핵분열과 알파 및 베타 붕괴로 인해 철이 되어, 결국 별 전체가 철로 이루어지게 된다.

생김새는 우리가 흔히 아는 천체와 비슷하다. 물론 그 때 우주 온도는 절대영도까지 떨어지겠지만, 천체에서 양자 터널링으로 인한 열이 발생하므로 절대영도가 될 수 없다. 따라서 절대영도에서 볼 수 있는 보스-아인슈타인 물체같은 모습은 하지 않을 것이다.

질량 범위는 매우 넓을 것으로 추측된다. 작은 소행성과 행성부터 갈색왜성과 흑색왜성까지 이 정도의 세월이 지나면 모든 구성 원소가 철이 되기 때문이다.

3. 최후

태양 질량 1.2배 이상의 철 별들은 1032000년이 지나면 찬드라세카르 한계 질량 감소로 인해 초신성 폭발한다. 이러한 이유는 양자 터널링으로 인한 핵융합 과정에서 생겨난 니켈-56 동위원소가 β+붕괴를 하며 양전자를 내놓고, 양전자가 전자와 쌍소멸하면서 전자 축퇴압을 유지시켜줄 전자의 수를 줄이기 때문이다. 그보다 가벼운 별들은 10102610^{10^{26}}년 이라는 매우 긴 시간이 지난 후 양자 터널링으로 인해 중성자별이나 블랙홀로 붕괴할 것으로 추정된다.

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