1. Protostar 단계 :
* 초기 구성 : 대부분의 수소 (H) 및 헬륨 (HE)은 수량의 무거운 원소를 갖는다.
* 변경 : 별의 핵심은 중력 붕괴로 인해 점차 가열됩니다. 이 단계에서는 중요한 요소 변경이 발생하지 않습니다.
2. 메인 시퀀스 단계 :
* 1 차 퓨전 : 수소는 코어의 헬륨으로 융합하여 에너지를 방출하고 별이 빛납니다.
* 변경 : 헬륨 풍부도 증가, 수소 풍부도 감소합니다. 별의 질량은 비교적 안정적으로 남아 있습니다.
3. 붉은 거인 단계 :
* 수소 쉘 연소 : 수소 융합은 코어 주변의 껍질에서 발생하여 별이 팽창하고 냉각됩니다.
* 변경 : 헬륨 코어가 성장하고 수소 풍부도가 더 감소합니다. 별의 외부 층이 확장되어 덜 조밀 해집니다.
4. 헬륨 융합 단계 :
* 트리플 알파 과정 : 헬륨은 코어에서 탄소 (C) 및 산소 (O)로 융합합니다. 이 과정에는 고온과 밀도가 필요합니다.
* 변경 : 헬륨 풍부도는 크게 감소하고 탄소 및 산소 풍부도가 증가합니다. 별의 외부 층은 계속 확장됩니다.
5. 이후 단계 (별 질량에 따라 다름) :
* 큰 별 : 네온 (NE), 나트륨 (NA), 마그네슘 (MG), 실리콘 (SI), 황 (S)과 같은 무거운 원소의 융합은 코어 주변의 다른 껍질에서 발생합니다.
* 변경 : 무거운 원소의 풍부도가 증가하여 점차 코어에서 철 (Fe) 형성이 발생합니다.
6. 초신성 (거대한 별의 경우) :
* 철 코어 형성 : 별의 핵심은 결국 철로 구성됩니다. 철은 에너지를 방출하기 위해 융합 할 수 없어 핵심 붕괴로 이어집니다.
* 폭발성 융합 : 붕괴는 초신성이라고 불리는 대규모 폭발을 일으켜 에너지의 큰 파열을 일으키고 금 (AU), 우라늄 (U) 등과 같은 무거운 요소를 합성합니다.
7. 흰색 난쟁이, 중성자 별 또는 블랙홀 (remnants) :
* 남은 요소 : 별의 초기 질량에 따라, 초신성 잔재는 흰색 왜소 (주로 탄소와 산소로 구성), 중성자 별 (중성자로 구성) 또는 블랙홀 (엄청난 중력을 가진 특이점) 일 수 있습니다.
키 포인트 :
* 핵 융합 : 요소의 원동력이 바뀌고 에너지를 방출하고 더 무거운 요소를 만듭니다.
* 질량 증가 : 스타가 나이가 들어감에 따라, 그 핵심은 더 밀도가 높고 뜨겁고 더 무겁고 무거운 요소의 융합을 허용합니다.
* 별 질량 : 별의 초기 질량은 수명주기와 생성 할 요소의 유형을 지시합니다.
* 초신성 : 가장 거대한 별들은 멋진 초신성 폭발로 그들의 삶을 끝내고, 그들이 형성 한 무거운 요소를 풀어줍니다.
이 과정은 행성, 은하계, 심지어 우리 자신에서 발견되는 헬륨보다 무거운 모든 요소를 만드는 데 도움이되기 때문에 우주의 구성을 이해하는 데 중요합니다!
