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헤니에이 경로

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목차

1. 개요

헤니에이 경로는 원시별이 하야시 경로에서 벗어나 진화하는 경로를 의미한다. 별의 질량이 태양 질량의 0.6배 이상일 경우, 중심핵이 충분히 가열되어 불투명도가 낮아지면서 대류 대신 복사 평형 상태가 되어 헤니에이 경로를 따라 이동한다. 이 과정에서 광도는 일정하거나 증가하며, 중심핵은 복사 수축을 겪으며 온도가 상승한다. 별의 질량에 따라 하야시 경로에서 헤니에이 경로로의 진입 시기와 기간이 달라지며, 질량이 작은 별은 헤니에이 경로를 거치지 않고 주계열성에 도달한다.

2. 하야시 경로

원시별이 주계열성으로 진화하는 특정 단계에서 거치는 경로를 하야시 경로라고 부른다. 이 경로는 별의 초기 질량에 따라 그 양상이 달라진다.[3]

태양 질량의 약 0.6배보다 무거운 별은 중심핵 온도가 충분히 높아지면 수소 음이온(H-)이 분해되어 불투명도가 감소한다. 이로 인해 대류보다 복사 전달이 더 효율적인 에너지 전달 방식이 되면서 별은 하야시 경로를 벗어나 헤니에이 경로로 진입하게 된다.[3][4]

반면, 태양 질량의 약 0.6배보다 가벼운 별들은 중심핵 온도가 복사 평형 상태를 만들 만큼 충분히 높아지지 않는다. 따라서 이 별들은 헤니에이 경로로 전환하지 않고, 주계열성에 도달할 때까지 하야시 경로에 머무르며 진화한다.[1]

2. 1. 하야시 경로의 특징

원시별이 하야시 경로에 있는 동안에는 별 전체가 대류 상태에 있다. 이는 별 내부에 수소 음이온(H-)이 풍부하여 불투명도가 매우 높기 때문인데, 이로 인해 별은 광학적으로 두꺼운 상태가 된다. 불투명도가 높으면 열이 복사 전달 방식으로 효과적으로 전달되기 어려워 대류가 주된 에너지 전달 방식이 된다.

이 단계의 별들은 중심핵 온도가 특정 임계점에 도달할 때까지 계속 중력 수축을 겪는다. 온도가 충분히 높아지면 수소 음이온(H-)이 분해되면서 별 내부의 불투명도가 감소하게 된다.[3]

별의 초기 질량은 이후 진화 경로에 큰 영향을 미친다. 특히 태양 질량의 약 0.6배보다 질량이 작은 별들은 중심핵 온도가 충분히 높아지지 않아 복사 평형 상태의 핵이 형성되지 않는다. 따라서 이 별들은 헤니에이 경로로 넘어가지 않고, 주계열성에 도달할 때까지 하야시 경로를 따라 진화한다.[1]

3. 하야시 경로의 한계

(내용 없음)

4. 하야시 경로에서 벗어남

원시별이 하야시 경로에 머무는 동안에는 별 전체가 대류 상태이며 수소 음이온(H-)의 영향으로 불투명도가 매우 높다. 별이 계속 수축하여 중심핵 온도가 특정 지점에 이르면, 수소 음이온이 분해되면서 불투명도가 낮아진다. 이는 별의 열 전달 방식과 진화 경로에 중요한 변화를 가져오는 계기가 된다.

별이 하야시 경로를 벗어나 헤니에이 경로로 진입할지 여부와 그 시기는 별의 초기 질량에 크게 좌우된다. 태양 질량의 약 0.6배 이상 되는 비교적 무거운 별들은 중심핵의 온도가 충분히 높아져 불투명도가 감소하면, 대류보다 복사 전달이 더 효율적인 열 전달 방식이 된다. 이로 인해 중심핵은 복사 평형 상태에 이르게 되며, 이것이 하야시 경로를 벗어나 헤니에이 경로로 들어서는 시작점이다.[3][4]

반면, 질량이 충분히 크지 않은 별들은 중심핵 온도가 복사 평형 상태를 만들 만큼 충분히 높아지지 못한다. 이런 별들은 복사 중심핵을 형성하지 못하고, 주계열성 단계에 도달할 때까지 계속해서 하야시 경로를 따라 진화하게 된다.[1] 질량이 큰 별일수록 하야시 경로를 더 빠르게 벗어나는 경향이 있다.

4. 1. 복사층의 형성

\begin{align}

\frac {dT}{dt} &= \frac {-3\rho\kappa l(r)}{64\pi\sigma _{sb}T^3r^2} \\[4pt]

\end{align}

위 복사 열 전달 방정식은 별 내부의 불투명도(κ)와 온도 기울기(dT/dt) 사이의 관계를 보여준다. 불투명도가 높은 영역에서는 대류가 주요 열 전달 방식이 되는 반면, 불투명도가 낮은 영역에서는 복사 전달이 더 효율적이다.

원시별이 하야시 경로에 있을 때는 별 전체가 대류 상태에 있다. 이는 별 내부에 수소 음이온(H-)이 풍부하여 광학적으로 매우 두껍기 때문이다. 별은 중심핵 온도가 특정 임계점에 도달할 때까지 계속 수축한다. 이 온도에 이르면 H- 이온이 분해되기 시작하면서 별의 불투명도가 크게 감소한다.

별의 초기 질량은 그 별이 헤니에이 경로로 전환하는 시기와 기간을 결정하는 중요한 요소이다. 태양 질량의 약 0.6배 이상 되는 충분히 무거운 별들은 중심핵이 뜨거워지면서 불투명도가 낮아진다. 이로 인해 대류는 비효율적인 열 전달 방식이 되고, 대신 중심핵은 열에너지를 전달하기 위해 복사 평형 상태에 도달한다.[3] 즉, 중심핵에서 복사층이 형성되어 대류가 억제되는 것이다. 이 단계에서 별의 광도는 일정하게 유지되거나 점차 증가하며, 중심핵은 복사 방식으로 에너지를 방출하며 수축하여 온도가 더욱 상승한다.[4] 헤니에이 경로의 끝에서 별은 별 내부의 핵융합을 시작하지만, 주계열성 단계에 완전히 진입할 때까지는 광도가 오히려 감소하는 경향을 보인다.

질량이 큰 별일수록 하야시 경로를 빠르게 벗어나 헤니에이 경로로 진입하는 반면, 질량이 작은 별은 하야시 경로에 더 오래 머무른다. 아주 질량이 작은 별의 경우, 중심핵 온도가 H- 이온을 분해하고 복사 평형 상태를 만들 만큼 충분히 높아지지 못할 수 있다. 이런 별들은 복사 중심핵을 형성하지 못하고, 대류 상태를 유지하며 하야시 경로를 따라 계속 진화하여 주계열성에 도달하게 된다.[1]

4. 2. 온도와 불투명도의 관계

별 내부의 열 전달 방식은 불투명도(κ)와 밀접한 관련이 있다. 복사 열 전달 방정식은 다음과 같이 표현되며, 불투명도와 온도 기울기(T)의 관계를 보여준다.

\begin{align}

\frac {dT}{dt} &= \frac {-3\rho\kappa l(r)}{64\pi\sigma _{sb}T^3r^2} \\[4pt]

\end{align}

이 방정식에 따르면, 별 내부 물질의 불투명도가 높으면 온도 기울기가 커져 열 전달에 대류가 효과적인 방식이 된다. 반대로 불투명도가 낮으면 복사 전달이 주된 열 전달 방식이 된다.

원시별이 하야시 경로에 있을 때는 전체가 대류 상태인데, 이는 별 내부에 수소 음이온(H-)이 풍부하여 광학적으로 두껍기 때문이다. 즉, 수소 음이온은 불투명도를 높이는 주요 원인으로 작용한다. 이러한 별들은 중심핵 온도가 특정 임계값에 도달할 때까지 계속 수축한다. 이 온도에 이르면 수소 음이온이 분해되면서 별 내부의 불투명도가 크게 감소한다.[3]

불투명도가 낮아지면 대류는 비효율적이 되고, 중심핵은 열에너지를 전달하기 위해 복사 평형 상태가 된다. 이 단계가 헤니에이 경로에 해당하며, 별의 질량이 태양 질량의 약 0.6배 이상일 때 나타난다. 복사 평형 상태에서는 중심핵이 복사 에너지를 통해 수축하면서 온도가 상승한다.[4] 질량이 이보다 작은 별은 중심핵 온도가 충분히 높아지지 않아 수소 음이온이 계속 존재하고 불투명도가 높은 상태를 유지하며, 주계열성에 도달할 때까지 하야시 경로에 머무르게 된다.[1]

4. 3. 헤니에이 경로로의 진입

원시별이 하야시 경로에 있을 때는 전체가 대류 상태이며, 수소 음이온(H-)의 존재로 인해 광학적으로 두껍다. 이 별들은 중심핵 온도가 특정 임계점에 도달할 때까지 수축을 계속한다. 이 온도에서 H- 이온이 분해되면서 불투명도가 감소하고, 이는 별의 진화 경로에 변화를 가져온다.

별이 하야시 경로에서 헤니에이 경로로 전환하는 시기와 기간은 초기 질량에 따라 크게 달라진다.

  • 질량이 충분히 큰 별 (태양 질량의 0.6배 이상): 중심핵이 충분히 뜨거워지면 불투명도가 낮아져 대류가 비효율적이 된다.[3] 대신 중심핵은 열에너지를 전달하기 위해 복사 평형 상태가 된다. 이 단계에서 별은 HR도표 상에서 거의 수평으로 움직이며 헤니에이 경로로 진입한다. 광도는 일정하게 유지되거나 점차 증가하고, 중심핵은 복사 수축을 겪으며 온도가 상승한다.[4] 경로의 끝에서 별은 별 내부의 핵융합을 시작하지만, 주계열성에 도달할 때까지 광도는 다시 감소한다. 질량이 큰 별일수록 하야시 경로를 빠르게 벗어난다.

  • 질량이 작은 별: 중심핵이 복사 평형 상태에 도달할 만큼 충분히 뜨거워지지 않는다. 따라서 이 별들은 복사 중심핵을 발달시키지 못하고, 주계열성에 도달할 때까지 하야시 경로에 머무르게 된다.[1] 질량이 작은 별은 질량이 큰 별보다 하야시 경로에 더 오래 머무른다.

참조

[1] 논문 Stellar Evolution. I. The Approach to the Main Sequence. https://ui.adsabs.ha[...] 1965-04-01
[2] 논문 Age Spreads and the Temperature Dependence of Age Estimates in Upper Sco 2017
[3] 논문 New Pre--Main-Sequence Tracks for M https://ui.adsabs.ha[...] 1994-01-01
[4] 논문 Explaining the luminosity spread in young clusters: proto and pre-main sequence stellar evolution in a molecular cloud environment 2017-11-02


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