별 : 특성, 형성 방법, 수명주기, 구조 - 과학 - 2025

스타 가스, 주로 수소와 헬륨으로 구성하고 압축하는 경향이 중력에 균형 덕분 유지 천문학적 객체 그것을 팽창 기체의 압력이다.

이 과정에서 별은 핵에서 엄청난 양의 에너지를 생산하는데, 여기에는 수소로부터 헬륨과 다른 원소를 합성하는 핵융합로가 있습니다.

그림 1. 북부 겨울 동안 볼 수있는 황소 자리 별자리의 플레이아데스는 400 광년 거리에있는 약 3,000 개의 별 무리를 구성합니다. 출처 : Wikimedia Commons.

이러한 융합 반응에서 질량은 완전히 보존되지 않지만 작은 부분이 에너지로 변환됩니다. 그리고 별의 질량은 엄청 나기 때문에, 그것이 가장 작은 별 일지라도 초당 방출하는 에너지의 양도 마찬가지입니다.

별의 특성

별의 주요 특징은 다음과 같습니다.

- 질량 : 태양 질량의 몇 배에 달하는 질량을 가진 매우 가변적이며 태양 질량의 작은 부분부터 초대 질량 별까지 다양합니다.

- 온도 : 또한 가변 수량입니다. 별의 빛나는 표면 인 광구에서 온도는 50000-3000K 범위입니다. 중심에서는 수백만 켈빈에 도달합니다.

- 색상 : 온도 및 질량과 밀접한 관련이 있습니다. 별이 더 뜨거울수록 색이 더 푸르고 반대로 차가울수록 더 빨갛게되는 경향이 있습니다.

- 광도 : 별이 방출하는 힘에 따라 달라지며 일반적으로 균일하지 않습니다. 가장 뜨겁고 가장 큰 별이 가장 빛납니다.

- 진도 : 그것은 지구에서 볼 때 그들이 가지고있는 시각적 인 밝기이다.

- 운동 : 별들은 자기장에 대한 상대적인 움직임과 회전 운동을합니다.

- 나이 : 별은 우주만큼 나이가 많으며 (약 138 억년), 나이는 10 억년 정도됩니다.

별은 어떻게 형성됩니까?

은하수에있는 수백만 개의 별 중 하나 인 태양.

별은 밀도가 끊임없이 변동하는 거대한 우주 가스와 ​​먼지 구름의 중력 붕괴로 형성됩니다. 이 구름의 원시 물질은 분자 수소와 헬륨이며 또한 지구에 알려진 모든 원소의 흔적입니다.

우주에 퍼져있는이 엄청난 양의 질량을 구성하는 입자의 움직임은 무작위입니다. 그러나 때때로 밀도가 한 지점에서 약간 증가하여 압축이 발생합니다.

가스의 압력은이 압축을 취소하는 경향이 있지만 분자를 함께 당기는 중력은 입자가 서로 더 가까워서이 효과를 방해하기 때문에 약간 더 높습니다.

또한 중력은 질량을 더욱 증가시키는 역할을합니다. 그리고 이런 일이 발생하면 온도가 점차 상승합니다.

이제이 응축 과정을 대규모로 항상 사용할 수 있다고 상상해보십시오. 중력은 방사형이며 이렇게 형성된 물질 구름은 구형 대칭을 갖습니다. 그것은 protostar라고 불립니다.

또한이 물질 구름은 정적이 아니라 물질이 수축함에 따라 빠르게 회전합니다.

시간이 지남에 따라 매우 높은 온도와 엄청난 압력에서 핵이 형성되어 별의 핵융합로가 될 것입니다. 이를 위해서는 임계 질량이 필요하지만, 그것이 발생하면 별은 평형에 도달하여 말하자면 성인 생활을 시작합니다.

별의 질량과 그에 따른 진화

핵에서 일어날 수있는 반응의 유형은 초기에 존재하는 질량과 별의 후속 진화에 따라 달라집니다.

질량이 태양 질량의 0.08 배 미만인 경우 (약 2 x 10 30kg) 핵이 발화하지 않기 때문에 별이 형성되지 않습니다. 이렇게 형성된 물체는 점차적으로 냉각되고 응결이 느려지면서 갈색 왜성이 생깁니다.

반면에 프로토 스타가 너무 거대하면 스타가되기 위해 필요한 균형을 이루지 못해 격렬하게 무너집니다.

중력 붕괴에 의한 별 형성 이론은 우주의 정상 상태 이론을 제안한 영국의 천문학 자이자 우주 학자 James Jeans (1877-1946) 때문입니다. 오늘날 물질이 지속적으로 생성된다고 주장하는이 이론은 빅뱅 이론에 찬성하여 폐기되었습니다.

별의 수명주기

위에서 설명한 것처럼 별은 가스와 우주 먼지로 이루어진 성운의 응축 과정에 의해 형성됩니다.

이 과정은 시간이 걸립니다. 별이 최종 안정성을 얻는 동안 천만년에서 1500 만년 사이에 발생하는 것으로 추정됩니다. 팽창성 기체의 압력과 압축 중력 균형의 힘이 가해지면 별은 소위 주 계열로 들어갑니다.

질량에 따르면 별은 Hertzsprung-Russell 다이어그램 또는 HR 다이어그램의 선 중 하나에 있습니다. 이것은 별의 질량에 의해 결정되는 다양한 항성 진화 선을 보여주는 그래프입니다.

이 그래프에서 별은 아래와 같이 유효 온도를 기준으로 광도에 따라 순위가 매겨집니다.

그림 2. 1910 년경 천문학 자 Ejnar Hertzsprung과 Henry Russell이 독립적으로 만든 HR 다이어그램. 출처 : Wikimedia Commons. 그.

스텔라 진화 라인

주 시퀀스는 다이어그램 중앙을 통과하는 대략 대각선 영역입니다. 거기에서 어떤 시점에서 새로 형성된 별이 질량에 따라 들어갑니다.

가장 뜨겁고, 가장 밝고, 가장 무거운 별은 상단과 왼쪽에 있고 가장 차갑고 가장 작은 별은 오른쪽 하단에 있습니다.

질량은 여러 번 말했듯이 항성 진화를 지배하는 매개 변수입니다. 실제로 매우 무거운 별은 연료를 빠르게 소모하는 반면, 적색 왜성과 같은 작고 차가운 별은 연료를 더 천천히 관리합니다.

그림 3. 행성 (1 및 2)과 별 (3,4,5 및 6) 사이의 크기 비교. 출처 : Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

인간에게 적색 왜성은 사실상 영원하며 알려진 적색 왜성은 아직 죽지 않았습니다.

주 계열에 인접한 별은 진화로 인해 다른 선으로 이동 한 별입니다. 따라서 위에는 거대하고 초거성 별과 백색 왜성이 있습니다.

스펙트럼 유형

먼 별에서 우리에게 오는 것은 빛이며, 분석을 통해 별의 본질에 대한 많은 정보를 얻습니다. HR 다이어그램의 맨 아래에는 가장 일반적인 스펙트럼 유형을 나타내는 일련의 문자가 있습니다.

OBAFGKM

온도가 가장 높은 별은 O이고 가장 추운 별은 M 등급입니다. 차례로 이러한 각 범주는 10 개의 다른 하위 유형으로 구분되어 0에서 9까지의 숫자로 구분됩니다. 예를 들어 F5와 F0 사이의 중간 별 G0.

Morgan Keenan의 분류는 I에서 V까지 로마 숫자를 사용하여 스펙트럼 유형에 별의 광도를 추가합니다. 이런 식으로 우리 태양은 G2V 유형의 별입니다. 별의 큰 변동성을 고려할 때 다른 분류가 있다는 점에 유의해야합니다.

그림의 HR 다이어그램에 따라 각 스펙트럼 클래스에는 뚜렷한 색상이 있습니다. 악기 나 쌍안경이없는 관찰자가 매우 어둡고 맑은 밤에 볼 수있는 대략적인 색상입니다.

다음은 고전적인 스펙트럼 유형에 따른 특성에 대한 간략한 설명입니다.

O 형

그들은 보라색 색조의 푸른 별입니다. HR 다이어그램의 왼쪽 상단 모서리에 있습니다. 즉, 크고 밝으며 40,000에서 20,000 K 사이의 높은 표면 온도입니다.

이러한 유형의 별의 예는 북극 겨울 밤에 보이는 별자리 오리온의 벨트에서 나온 Alnitak A와 같은 별자리에있는 Sigma-Orionis입니다.

그림 4. Orion 's Belt의 별 세 개. 왼쪽에서 오른쪽으로 Alnitak, Alnilam 및 Mintaka. 또한 Alnitak 옆에는 화염과 말머리 성운이 있습니다. 출처 : Wikimedia Commons.

B 형

육안으로 쉽게 볼 수 있습니다. 그 색은 흰색-파란색이며 표면 온도는 10,000-7000K입니다. 큰 개자리 자리 쌍 성별 인 시리우스 A는 백조에서 가장 밝은 별인 데네브와 마찬가지로 A 형 별입니다.

F 형

그들은 흰색으로 보이며 노랗게 보이며 표면 온도는 이전 유형의 7000 ~ 6000K보다 훨씬 낮습니다. 작은 곰 자리 별자리의 극지방 별 Polaris와 가장 밝은 별인 Canopus가이 범주에 속합니다. 북쪽 겨울 동안 북반구의 남쪽에서 멀리 보이는 별자리 카리나의.

유형 G

그들은 노란색이고 온도는 6000 ~ 4800K입니다. 우리 태양은이 범주에 속합니다.

K 유형

원칙적으로 별의 내부 구조를 찾는 것은 쉽지 않습니다. 대부분은 매우 먼 물체이기 때문입니다.

가장 가까운 별인 태양에 대한 연구 덕분에 우리는 대부분의 별이 구형 대칭을 가진 기체 층으로 구성되어 있으며 그 중심에는 핵이 융합되어 있다는 것을 알고 있습니다. 이것은 별 전체 부피의 15 % 정도를 차지합니다.

코어 주변에는 맨틀이나 외피와 같은 층이 있으며 마지막으로 표면이 외부 한계로 간주되는 별의 대기가 있습니다. 이 층의 특성은 시간과 별이 뒤 따르는 진화에 따라 변합니다.

어떤 경우에는 주요 핵연료 인 수소가 소모되는 지점에서 별이 팽창 한 다음 가장 바깥 쪽 층을 우주로 방출하여 중심에 핵이 남아있는 행성상 성운을 형성합니다. , 이하 백색 왜성.

핵심에서 외부 층으로 에너지가 전달되는 별의 외피에 정확히 있습니다.

그림 5. 가장 많이 연구 된 별인 태양의 층. 출처 : Wikimedia Commons.

별의 종류

스펙트럼 유형에 관한 섹션에서는 현재 알려진 별의 유형이 매우 일반적으로 언급되었습니다. 이것은 빛의 분석을 통해 발견 된 특성의 관점에서 볼 수 있습니다.

그러나 진화하는 동안 대부분의 별은 주 계열을 따라 이동하고 다른 가지에 위치하여 떠납니다. 적색 왜성 만이 평생 동안 주 계열에 남아 있습니다.

자주 언급되는 다른 유형의 별이 있으며 간략하게 설명합니다.

드워프 별

그것은 매우 다른 유형의 별을 설명하는 데 사용되는 용어로, 반면에 공통적으로 작은 크기를 가지고 있습니다. 일부 별은 매우 낮은 질량으로 형성되지만 훨씬 더 높은 질량으로 태어난 별은 평생 동안 왜소가됩니다.

사실, 왜성 별은 우주에서 가장 풍부한 종류의 별이므로 그 특성에 대해 잠시 살펴볼 가치가 있습니다.

갈색 왜성

그들은 별을 주 계열로 추진하는 원자로를 시작하기에 질량이 충분하지 않은 원시 별입니다. 그들은 목성과 같은 거대한 가스 행성과 적색 왜성 사이의 중간에 있다고 생각할 수 있습니다.

안정된 에너지 원이 부족하기 때문에 서서히 식혀 야합니다. 갈색 왜성의 예는 Vela 별자리의 Luhman 16입니다. 그러나 이것이 지금까지 여러 행성이 발견되었으므로 행성이 궤도를 도는 것을 막지는 못합니다.

붉은 왜성

그림 6. 태양, 적색 왜성 Gliese 229A, 갈색 왜성 Teide 1과 Gliese 229 B, 행성 목성 사이의 비교 크기. 출처 : Wikimedia Commons를 통한 NASA.

그들의 질량은 태양의 질량보다 적고 작지만 연료를 조심스럽게 소비하기 때문에 수명이 주된 순서로 전달됩니다. 이런 이유로 그들은 또한 더 추워 지지만 가장 풍부한 유형의 별이며 또한 가장 긴 별입니다.

백색 왜성

핵의 연료가 다 떨어졌을 때 주 계열을 떠난 별의 잔재로, 적색 거성이 될 때까지 부풀어 오른다. 그 후 별은 바깥층을 벗겨 내고 크기를 줄이고 핵심 인 백색 왜성을 남깁니다.

백색 왜성 단계는 적색 왜성도 청색 거성도 아닌 모든 별의 진화에서 한 단계 일뿐입니다. 후자는 매우 거대하기 때문에 신성 또는 초신성이라고 불리는 거대한 폭발로 생명을 끊는 경향이 있습니다.

별 IK Pegasi는 지금으로부터 수백만 년 후 우리 태양을 기다리는 운명 인 백색 왜성의 예입니다.

푸른 왜성

그들은 가상의 별, 즉 그들의 존재가 아직 입증되지 않았습니다. 그러나 적색 왜성은 연료가 부족할 때 결국 청색 왜성으로 변한다고 믿어집니다.

블랙 드워프

그들은 완전히 냉각되어 더 이상 빛을 방출하지 않는 고대 백색 왜성입니다.

노란색과 주황색 왜성

이것은 때때로 질량이 태양의 질량과 비슷하거나 적지 만 적색 왜성보다 더 크고 온도가 높은 별에 부여되는 이름입니다.

중성자 별

이것은 이미 핵연료를 사용하고 초신성 폭발을 겪고있는 초거성의 삶의 마지막 단계입니다. 폭발로 인해 남은 별의 핵심은 전자와 양성자가 융합하여 중성자가 될 정도로 엄청나게 조밀 해집니다.

중성자 별은 너무나 밀도가 높기 때문에 직경이 약 10km 인 구체에서 태양 질량의 최대 두 배를 포함 할 수 있습니다. 반경이 너무 감소했기 때문에 각운동량을 보존하려면 더 빠른 회전 속도가 필요합니다.

크기 때문에 그들은 별 옆에서 빠르게 회전하는 빔의 형태로 방출되는 강렬한 방사선에 의해 감지되어 펄서라고 알려진 것을 형성합니다.

별의 예

별은 생물과 마찬가지로 공통된 특성을 가지고 있지만 그 다양성은 엄청납니다. 이미 살펴본 바와 같이 거대하고 초거성, 왜성, 중성자, 변수, 거대한 질량, 거대한 크기, 더 가깝고 먼 별이 있습니다.

-밤하늘에서 가장 밝은 별은 별자리 Canis Major에있는 Sirius입니다.

그림 7. 약 8 광년 떨어진 Canis Major 별자리에있는 Sirius는 밤하늘에서 가장 밝은 별입니다. 출처 : Pixabay.

-Próxima Centauri는 태양에 가장 가까운 별입니다.

-가장 밝은 별이된다는 것이 가장 빛나는 것을 의미하지는 않습니다. 거리가 많이 중요하기 때문입니다. 알려진 가장 빛나는 별은 또한 가장 거대합니다 : 대 마젤란 구름에 속하는 R136a1.

-R136a1의 질량은 태양 질량의 265 배입니다.

-질량이 가장 큰 별이 항상 가장 큰 것은 아닙니다. 현재까지 가장 큰 별은 별자리 Shield의 UY Scuti입니다. 그 반경은 태양의 반경보다 약 1708 배 더 큽니다 (태양의 반경은 6.96 x 108 미터입니다).

-지금까지 가장 빠른 별은 1200km / s로 움직이는 US 708 이었지만 최근에는이를 능가하는 또 다른 별이 발견되었습니다 : 1700km / s의 속도로 별자리 크레인의 S5-HVS1. 범인은 은하수의 중심에있는 초 거대 질량 블랙홀 궁수 자리 A로 추정된다.

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