대류층
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1. 개요
대류층은 별 내부에서 물질이 열을 전달하는 방식 중 하나로, 밀도가 낮은 물질이 상승하고 밀도가 높은 물질이 하강하는 현상을 통해 열을 전달한다. 주계열성 단계의 별에서 질량이 태양의 1.3배 이상인 별은 중심부에서 대류층을 형성하며, 태양 질량의 1.3배 미만인 별은 외부 층에 대류층을 가진다. 태양과 유사한 별에서는 대류층과 복사층 사이의 전이 영역을 타코클라인이라고 한다. 적색 거성의 경우, 특히 점근 거성 가지 단계에서 껍질 연소 단계 동안 표면 대류층의 깊이가 변동하며, 핵융합 생성물을 표면으로 운반하는 준설 작용을 일으킨다.
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| 대류층 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 설명 | 항성 내부의 불안정한 영역으로, 에너지가 대류에 의해 운반된다. |
| 관련 현상 | 쌀알무늬 흑점 |
| 위치 | |
| 태양 | 표면에 가까운 층 |
| 질량이 큰 별 | 핵 |
| 질량이 매우 작은 별 | 전체 |
| 특징 | |
| 에너지 전달 | 플라스마가 뜨거워지면서 팽창하고 밀도가 감소한다. 밀도가 감소한 플라스마는 상승한다. 상승한 플라스마는 냉각되면서 수축하고 밀도가 증가한다. 밀도가 증가한 플라스마는 하강한다. |
| 효율 | 광구 깊이까지 도달하면 복사에 의해 에너지가 더 효율적으로 운반된다. 대류가 멈춘다. |
2. 주계열성
주계열성은 중심핵에서 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 반응을 통해 에너지를 생산하는 별의 주요 단계이다. 주계열성 내부에서는 에너지가 전달되는 방식에 따라 대류층이나 복사층이 형성되는데, 별의 질량에 따라 그 구조가 달라진다.
일반적으로 태양 질량의 약 1.3배 이상인 비교적 무거운 별들은 중심부에 대류층이 형성되는 경향이 있다.[1] 가장 질량이 큰 별의 경우, 대류층이 별 전체에 걸쳐 나타나기도 한다.[2] 반면, 태양 질량의 약 1.3배 미만인 별들은 주로 바깥 부분에 대류층이 형성된다. 태양 표면에서 관측되는 쌀알 무늬가 바로 이 외부 대류층의 상단 모습이다.
태양 질량의 0.35배 미만인 적색 왜성처럼 아주 작은 질량의 별들이나[3] 별 형성 초기 단계인 하야시 트랙의 주계열성 이전 별은 별 전체가 대류층으로 이루어져 있기도 하다.[4]
태양처럼 중심부에 복사층이 있고 외부에 대류층이 있는 별의 경우, 두 층 사이의 전이 영역을 타코클라인이라고 부른다.
2. 1. 태양 질량의 1.3배 이상인 주계열성
주계열성 중에서 태양 질량의 1.3배 이상인 별들은 중심부 온도가 매우 높다. 이 때문에 수소를 헬륨으로 바꾸는 핵융합 과정에서, 온도 변화에 상대적으로 덜 민감한 양성자-양성자 연쇄 반응보다는 CNO 순환이 주로 일어난다. 중심부의 높은 온도 기울기는 별 내부 물질을 섞는 대류층을 만든다. 이 대류층은 수소 연료와 핵융합으로 생성된 헬륨을 천천히 섞어준다. 이러한 별들의 중심부 대류층 위에는 열적으로 안정되어 물질이 거의 섞이지 않는 복사층이 존재한다.[1] 하지만 아주 무거운 별의 경우에는 대류층이 중심부에서부터 별 표면까지 전체적으로 확장될 수도 있다.[2]2. 2. 태양 질량의 1.3배 미만인 주계열성
태양 질량의 약 1.3배 미만인 주계열성에서는 별의 외부 층에 수소와 헬륨이 부분적으로 이온화되면서 열 용량이 증가하는 영역이 있다. 이 영역은 온도가 비교적 낮지만, 동시에 무거운 원소들로 인해 불투명도가 충분히 높아져 가파른 온도 기울기가 만들어진다. 이러한 조건들이 합쳐져 외부 대류층이 형성되며, 그 상단은 태양 표면에서 관측되는 쌀알 무늬(태양 과립)로 나타난다.태양 질량의 0.35배 미만인 적색 왜성과 같이 질량이 매우 작은 주계열성[3]이나, 별이 형성되는 초기 단계인 하야시 트랙에 있는 주계열성 이전 별은 별 전체가 대류하며 복사층을 가지지 않는다.[4]
태양처럼 중심부에 복사층이 있고 바깥쪽에 대류층이 있는 주계열성의 경우, 이 두 층 사이의 경계 영역을 타코클라인이라고 부른다.
2. 3. 타코클라인
복사 중심부와 대류 외피를 가진 태양과 유사한 주계열성에서 대류층과 복사층 사이의 전이 영역을 타코클라인이라고 한다.3. 적색거성
적색 거성 단계에서 별 표면의 대류층은 중요한 역할을 한다. 특히 점근 거성 가지 단계에서는 껍질 연소 중 대류층 깊이가 변동하며 준설 작용이 발생하여 핵융합 생성물이 표면으로 운반되기도 한다.[5]
3. 1. 점근거성가지 단계
적색 거성, 특히 점근 거성 가지 단계에 있는 별의 경우, 표면 대류층의 깊이는 껍질 연소 단계 동안 주기적으로 변동한다. 이러한 변화는 준설 작용(Dredge-up)이라는 현상을 유발한다. 이는 매우 깊지만 짧은 시간 동안만 지속되는 대류층이 형성되는 것을 의미하며, 준설 작용을 통해 별 내부의 핵융합 반응으로 생성된 물질들이 별의 표면으로 운반된다.[5]참조
[1]
논문
Formation of massive stars by growing accretion rate
[2]
논문
Evidence of quasi-chemically homogeneous evolution of massive stars up to solar metallicity
[3]
논문
On the magnetic topology of partially and fully convective stars
2009-03
[4]
논문
Efficiency of convection and Pre-Main Sequence lithium depletion
[5]
논문
AGB stars of the intermediate-age LMC cluster NGC 1846
[6]
웹사이트
Main Sequence Stars
http://www.astrophys[...]
The Astrophysics Spectator
2005-02-16
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