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별

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이 기사는 그 천문학 물체에 관한 것이다.다른 용도는 별(동음이의) 및 별(동음이의)을 참조하십시오.
지구에서 가장 가까운 G형 주계열성 태양의 이미지
대마젤란 구름의 항성 형성 영역

별은 중력에 의해 함께 고정된 플라즈마의 발광 구상체로 이루어진 천체이다.지구에서 가장 가까운 별은 태양이다.다른 많은 별들은 밤에 육안으로 볼 수 있지만, 지구에서 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 고정된 빛의 점으로 보입니다.가장 눈에 띄는 별들은 별자리와 별자리로 분류되며, 가장 밝은 별들 중 많은 별들이 적절한 이름을 가지고 있다.천문학자들은 알려진 별들을 식별하고 표준화된 별 명칭을 제공하는 항성 목록을 만들었다.관측 가능한 우주에는 약 10개에서24 10개의 별이 포함되어22 있습니다.여전히 대부분은 우리 은하계인 은하계 밖의 모든 별들을 포함하여 지구에서는 육안으로는 보이지 않습니다.

별의 수명은 헬륨과 미량의 무거운 원소들과 함께 주로 수소로 구성된 물질의 가스 성운의 중력 붕괴로 시작된다.그것의 총 질량은 그것의 진화와 궁극적인 운명을 결정하는 주요 요인이다.별은 중심핵에서 수소와 헬륨의 열핵융합으로 인해 활동 수명의 대부분을 빛난다.이 과정은 별의 내부를 가로지르는 에너지를 방출하고 우주로 방출합니다.별의 수명이 다하면 중심핵은 백색왜성, 중성자별, 또는 충분히 질량이 큰 블랙홀과 같은 별의 잔해가 됩니다.

별이나 그 잔존물의 별의 핵합성은 리튬보다 무거운 거의 모든 자연적으로 발생하는 화학 원소를 생성한다.별의 질량 손실이나 초신성 폭발은 화학적으로 농축된 물질을 성간 매질로 돌려보냅니다.그리고 나서 그것들은 새로운 별들로 재활용된다.천문학자들은 별의 겉보기 밝기, 스펙트럼, 시간 경과에 따른 위치 변화를 관찰함으로써 질량, 나이, 금속성(화학 성분), 변동성, 거리, 우주 운동 등 별의 특성을 결정할 수 있습니다.

별은 행성계와 두 개 이상의 별이 있는 항성계의 경우처럼 다른 천체들과 궤도계를 형성할 수 있습니다.그러한 두 별이 상대적으로 가까운 궤도를 가지고 있을 때, 그들의 중력 상호작용은 그들의 진화에 큰 영향을 미칠 수 있습니다.별들은 성단이나 은하와 같이 훨씬 더 큰 중력으로 묶여 있는 구조의 일부를 형성할 수 있습니다.

어원학

"별"이라는 단어는 궁극적으로 인도-유럽조어 어근인 "hḗst"r"에서 유래했지만, "ash" + -trr (가칭 접미사)의 근원이기도 한 "heheh ("s-"("태우다")로 더 분석할 수 있다.라틴 스텔라, 그리스 아스터, 독일 스턴을 비교해봐어떤 학자들은 이 단어가 아카드어의 "istar" (비너스)에서 온 것이라고 믿지만, 어떤 학자들은 그 제안을 의심한다.별은 별자리, 소행성, 별자리, 별자리, [1]에스더와 같은 어원을 가지고 있다.

관찰 이력

다음 항목도 참조하십시오.점성술의 별
사람들은 [2]고대로부터 별에 있는 패턴과 이미지를 해석해 왔다.사자자리인 사자자리의 1690년 묘사는 요하네스 헤벨리우스가 [3]그렸다.

역사적으로 별은 전 세계 문명에 중요한 존재였다.그것들은 천체의 항해와 방향, 계절의 경과를 표시하고 달력을 정의하는 데 사용되는 종교적 관습의 일부입니다.

초기 천문학자들은 천구상의 위치가 변하지 않는 "고정된 별"과 며칠 또는 [4]몇 주에 걸쳐 고정된 별에 대해 눈에 띄게 움직이는 "유랑하는 별" 사이의 차이를 알아냈다.많은 고대 천문학자들은 별들이 영원히 천구에 붙어 있고 불변의 존재라고 믿었다.관례에 따라, 천문학자들은 저명한 별들을 별자리와 별자리로 묶어서 행성들의 움직임과 태양의 [2]추정 위치를 추적하기 위해 그것들을 사용했다.배경별(그리고 수평선)에 대한 태양의 움직임은 농업 [5]관행을 규제하는 데 사용될 수 있는 달력을 만드는 데 사용되었다.현재 세계 거의 모든 곳에서 사용되고 있는 그레고리력은 지구의 지역 별인 태양을 기준으로 한 자전축의 각도에 기초한 태양력이다.

가장 오래된 정확한 날짜의 별표는 기원전 [6]1534년 고대 이집트 천문학의 결과물이다.가장 먼저 알려진 성표는 카사이트 시대(기원전 1531년경–[7]1155년경)인 기원전 2천년 후반 메소포타미아의 고대 바빌로니아 천문학자들에 의해 작성되었다.

그리스 천문학에서 최초의 성표는 기원전 300년경에 티모카리스의 [8]도움으로 아리스틸루스에 의해 만들어졌다.히파르코스(기원전 2세기)의 항성 목록에는 1,020개의 별이 포함되어 있으며, 프톨레마이오스의 항성 [9]목록을 만드는 데 사용되었다.히파르코스는 최초로 기록된 노바(새로운 별)[10]를 발견한 것으로 알려져 있다.오늘날 사용되는 많은 별자리와 별 이름들은 그리스 천문학에서 유래되었다.

천체의 명백한 불변성에도 불구하고, 중국 천문학자들은 새로운 별이 [11]나타날 수 있다는 것을 알고 있었다.서기 185년, 그들은 현재 [12]SN 185로 알려진 초신성을 관찰하고 그에 대해 쓴 최초의 사람들이다.역사상 가장 밝은 항성 사건은 SN 1006 초신성으로, 1006년에 관측되었으며 이집트 천문학자 알리 이븐 리드완과 몇몇 중국 [13]천문학자에 의해 기록되었다.게 성운을 탄생시킨 SN 1054 초신성도 중국과 이슬람 [14][15][16]천문학자들에 의해 관측되었다.

중세 이슬람 천문학자들은 오늘날에도 여전히 사용되는 많은 별들에 아랍어 이름을 붙였고 그들은 별들의 위치를 계산할 수 있는 수많은 천문 기구들을 발명했다.그들은 최초의 대형 천문 연구소를 지성 목록 [17]제작을 목적으로 세웠다.이 중에서, 고정성서(964)는 페르시아의 천문학자 압드 알-라흐만 알 수피(Abd al-Rahman al-Sufi)에 의해 쓰여졌으며, 그는 많은 별, 성단(오미크론 벨로룸과 브로치의 성단 포함), 그리고 은하(안드로메다 [18]은하 포함)를 관찰했다.A. Zahooor에 따르면, 11세기에 페르시아의 박식학자 Abu Rayhan Biruni는 은하수를 성운 별의 성질을 가진 다수의 조각으로 묘사했고, [19]1019년 월식 동안 다양한 별의 위도를 알려 주었다.

호세프 푸이그에 따르면, 안달루시아의 천문학자 이븐 바지자는 500AH(1106/1107 AD)에 목성과 화성의 결합을 관찰한 [20]것을 증거로 들며 은하수가 서로 거의 닿을 뻔한 많은 별들로 이루어져 있고, 달 아래 물질로부터의 굴절 효과로 인해 연속적인 이미지로 보인다고 제안했다.티코 브라헤와 같은 초기 유럽 천문학자들은 밤하늘의 새로운 별(나중에 노바에라고 불림)을 확인했는데, 이는 하늘이 불변의 것이 아니라는 것을 암시한다.1584년, 지오르다노 브루노는 별들이 태양과 같으며,[21] 아마도 지구와 같은 다른 행성들이 그들 주변의 궤도를 돌고 있을 것이라고 제안했는데, 이는 고대 그리스 철학자 데모크리투스와 에피쿠로스 [22]그리고 파크르 알딘 알-라지와 [24]같은 중세 이슬람 우주론자들에[23] 의해 일찍이 제안되었던 아이디어이다.다음 세기가 되자 별들이 태양과 동일하다는 생각은 천문학자들 사이에서 합의에 도달했다.왜 이 별들이 태양계에 순중력을 가하지 않았는지 설명하기 위해, 아이작 뉴턴은 별들이 모든 방향으로 균등하게 분포되어 있다고 제안했는데, 이는 신학자 리처드 벤틀리에 [25]의해 촉발된 아이디어이다.

이탈리아 천문학자 제미니아노 몬타나리는 1667년 알골별의 광도 변화를 관찰했다고 기록했습니다.에드몬드 핼리는 근처 "고정" 별 한 쌍의 고유 운동에 대한 첫 번째 측정을 발표했는데, 이는 고대 그리스 천문학자 프톨레마이오스와 히파르코스 [21]시대 이후로 위치가 바뀌었다는 것을 증명했다.

윌리엄 허셜은 하늘의 별 분포를 알아내려고 시도한 최초의 천문학자였다.1780년대 동안, 그는 600개의 방향으로 일련의 게이지를 만들었고 각각의 시선을 따라 관측된 별들을 세어 보았다.이를 통해 그는 별의 수가 하늘의 한 쪽, 즉 은하 중심 방향으로 꾸준히 증가했다고 추정했다.그의 아들 존 허셜은 남반구에서 이 연구를 반복했고 같은 [26]방향에서 그에 상응하는 증가를 발견했다.그의 다른 업적들 외에도, 윌리엄 허셜은 몇몇 별들이 단지 같은 시선에 놓여 있는 것이 아니라 쌍성계를 [27]형성하는 물리적인 동반자라는 것을 발견한 것으로 유명하다.

별 분광학의 과학은 요제프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키에 의해 개척되었다.시리우스와 같은 별들의 스펙트럼을 태양과 비교함으로써, 그들은 흡수선의 강도와 개수, 즉 대기의 특정 주파수 흡수 때문에 생기는 항성 스펙트럼의 어두운 선을 발견했다.1865년, 세키는 별들을 스펙트럼 유형으로 [28]분류하기 시작했다.현대판 항성 분류 체계는 1900년대 [29]초에 애니 캐논에 의해 개발되었습니다.

1838년 프리드리히 베셀이 시차 기법을 사용하여 별까지의 거리를 직접 측정하였다.시차 측정은 하늘의 [21]별들이 크게 떨어져 있다는 것을 보여주었다.19세기 동안 이중성의 관측은 점점 더 중요해졌다.1834년, 프리드리히 베셀은 별 시리우스의 고유 운동 변화를 관찰하고 숨겨진 동반자를 추론했다.에드워드 피커링은 1899년 104일 주기로 미자르의 스펙트럼선이 주기적으로 쪼개지는 것을 관찰하면서 최초의 분광쌍성을 발견했다.Friedrich Georg Wilhelm von Struve와 S. W. Burnham과 같은 천문학자들에 의해 많은 쌍성계에 대한 자세한 관찰이 수집되었고, 이것은 별의 질량을 궤도 요소의 계산으로부터 결정할 수 있게 했다.망원경 관측에서 쌍성의 궤도를 도출하는 문제에 대한 첫 번째 해결책은 1827년 [30]펠릭스 사바리에 의해 만들어졌습니다.

20세기는 별에 대한 과학적 연구가 점점 더 빠르게 진전되었다.그 사진은 귀중한 천문학적 도구가 되었다.칼 슈바르츠실트는 별의 색과 그에 따른 온도가 사진 등급과 시각 등급을 비교함으로써 결정될 수 있다는 것을 발견했다.광전 광도계의 개발로 여러 파장 간격으로 매그니튜드를 정밀하게 측정할 수 있었다.1921년 알버트 A. 마이클슨은 윌슨 [31]산 천문대에 있는 후커 망원경의 간섭계를 사용하여 별의 지름을 처음으로 측정했다.

별의 물리적 구조에 대한 중요한 이론적 연구는 20세기 첫 수십 년 동안 일어났다.1913년에 헤르츠스프룽-러셀 도표가 개발되어 별에 대한 천체물리학적 연구를 추진하였다.성공적인 모형들은 별의 내부와 별의 진화를 설명하기 위해 개발되었다.Cecilia Payne-Gaposchkin은 1925년 [32]박사 논문에서 별이 주로 수소와 헬륨으로 만들어졌다고 처음 제안했다.별의 스펙트럼은 양자 물리학의 발전을 통해 더욱 이해되었다.이를 통해 항성 대기의 화학적 성분을 확인할 [33]수 있었다.

나사의 스피처 우주 망원경의 적외선 영상으로 우리 은하에 있는 수십만 개의 별들을 볼 수 있습니다.

초신성 및 초신성 위성과 같은 드문 사건을 제외하고, 개별 별들은 주로 국부 [34]은하군에서 관측되었으며, 특히 우리 은하에서 사용할 수 있는 상세한 별 목록과 그 위성에서 [35]볼 수 있는 은하수의 가시적인 부분에서 관측되었습니다.처녀자리 [37]은하단의 M87[36] 및 M100 은하에서 세페이드 변광성과 같은 개별 별들이 관측되었으며, 상대적으로 가까운 [38]다른 은하에서도 밝은 별들이 관측되었습니다.중력렌즈의 도움으로, 90억 광년 떨어진 [39][40]곳에서 하나의 별(이카루스라는 이름)이 관측되었다.

지정

주요 기사:항성 명칭, 천문학적 명명 규칙 및 항성 목록

별자리의 개념은 바빌로니아 시대에 존재했던 것으로 알려져 있다.고대 하늘 관찰자들은 별들의 두드러진 배열이 패턴을 형성한다고 상상했고, 그들은 그것들을 자연의 특정한 측면이나 신화와 연관시켰다.이 형태들 중 12개는 황도 띠를 따라 놓여졌고 이것들은 [41]점성술의 기초가 되었다.특히 아랍어 또는 라틴어 명칭으로 유명한 별들의 이름이 많이 붙여졌다.

특정 별자리와 태양 자체뿐만 아니라, 각각의 별들은 그들만의 [42]신화를 가지고 있다.고대 그리스인들의 일부"별들", 행성(그리스 πλανήτης(planētēs) 알려진 의미"방랑자")시려면으로부터의 행성들의 이름을 수성, 금성, 화성, 목성과 토성을 취한 중요한 신들을 반영한다.[42](천왕성과 해왕성이 그리스와 로마 신들 아니지만, 행성들로 고대에는 자신들의 낮은 brightne 때문에 알려져 있었다.ss. 그들의 이름은 후대의 천문학자들에 의해 붙여졌다.)

1600년경, 별자리의 이름은 하늘의 해당 지역에 있는 별들의 이름을 짓기 위해 사용되었다.독일 천문학자 요한 바이어는 일련의 별 지도를 만들고 그리스 문자를 각 별자리의 별에 붙였습니다.나중에 이 별의 적경에 기초한 번호 체계가 발명되었고 존 플램스티드의 책 "영태니커 실레스티스 역사" (1712년 판)에서 별 목록에 추가되었고, 이 번호 체계는 플램스티드 명칭 또는 플램스티드 [43][44]번호 체계로 불리게 되었다.

천체를 명명하는 데 있어 국제적으로 인정받는 권위는 국제천문연맹이다.[45]국제천문연맹은 [47]별의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하는 별명 작업 그룹(WGSN)[46]을 유지하고 있다.국제천문연맹(IAU)이나 전문 천문학자,[48] 아마추어 천문학계에서 인정받지 못하는 별의 이름을 판매하는 민간 회사도 많다.대영 도서관은 이것을 규제되지 않은 상업 [49][50]기업이라고 부르고, 뉴욕시 소비자 및 근로자 보호부는 이러한 유명 기업이 기만적인 무역 [51][52]관행을 하고 있다는 이유로 위반을 발표했다.

측정 단위

별의 매개변수는 SI 단위나 가우스 단위로 표현될 수 있지만, 종종 태양의 특성에 따라 질량과 광도, 반지름을 태양 단위로 표현하는 것이 가장 편리합니다.2015년 IAU는 항성 매개변수를 인용하는 데 사용할 수 있는 일련의 공칭 태양 값(불확실성 없이 SI 상수로 정의)을 정의했다.

공칭 태양 광도: L⊙ = 3.828 × 1026 W
공칭 태양 반지름 R⊙ = 6.957 × 108 m

태양 질량⊙ M은 뉴턴 중력 상수 G의 상대적인 불확실성(10−4)이 크기 때문에 IAU에 의해 명확하게 정의되지 않았다.뉴턴 중력 상수와 태양 질량(GM⊙)의 곱이 훨씬 더 정밀하게 결정되었기 때문에 IAU는 명목 태양 질량 매개변수를 다음과 같이 정의했다.

공칭 태양 질량 매개변수: GM⊙ = 1.3271244 × 10203 m s−2

공칭 태양 질량 매개변수는 뉴턴 중력 상수 G의 최신(2014) CODATA 추정치와 결합하여 태양 질량을 약 1.9885 × 1030 kg으로 도출할 수 있다.밝기, 반지름, 질량 매개변수 및 질량의 정확한 값은 관측 불확실성으로 인해 미래에 약간 다를 수 있지만 2015 IAU 명목 상수는 항성 매개변수를 인용하는 데 유용한 측정값으로 남아 있기 때문에 동일한 SI 값을 유지할 것이다.

거성의 반지름이나 쌍성계의 장축과 같은 큰 길이는 종종 천문학 단위로 표현되는데, 이는 지구와 태양 사이의 평균 거리(1억 5천만 km 또는 약 9천 3백만 마일)와 거의 같다.2012년 국제천문연맹은 천문상수를 미터 단위의 정확한 길이로 정의했다: 149,597,870,700 [53]m.

형성과 진화

주요 기사:별의 진화
질량이 낮은(왼쪽 주기) 별과 질량이 높은(오른쪽 주기) 별의 진화(이탤릭체)

별들은 물질 밀도가 높은 우주 공간에서 응축되지만, 이러한 영역은 진공 챔버 내보다 밀도가 낮습니다.분자 구름으로 알려진 이 지역들은 대부분 수소로 이루어져 있으며, 약 23에서 28 퍼센트의 헬륨과 몇 퍼센트의 무거운 원소들이 있다.이러한 별 형성 영역의 한 예는 오리온 [54]성운입니다.대부분의 별들은 수십에서 수십만 개의 [55]별들로 이루어진 그룹을 형성합니다.이 무리들의 거대한 별들은 이 구름들을 강하게 비추고 수소를 이온화하며 HII 영역을 형성할 수 있습니다.별의 형성에 따른 이러한 피드백 효과는 궁극적으로 구름을 교란시키고 더 이상의 별 [56]형성을 방해할 수 있습니다.

모든 별들은 주계열성으로 존재의 대부분을 보내며, 주로 중심핵에서 수소가 헬륨으로 핵융합하는 것에 의해 추진된다.그러나 질량이 다른 별들은 발달의 다양한 단계에서 현저하게 다른 성질을 가지고 있다.더 무거운 별들의 궁극적인 운명은 덜 무거운 별들의 운명과 그들이 환경에 미치는 영향과 마찬가지로 다릅니다.따라서 천문학자들은 종종 [57]별들을 질량에 따라 분류합니다.

  • 질량이 0.5 미만인 매우 낮은 별들은 완전히 대류하고 주계열성 전체에 헬륨이 고르게 분포합니다.그러므로, 그들은 결코 조개껍데기를 태우지 않고 적색 거성이 되지 않습니다.수소를 소진하고 나면 헬륨 백색왜성이 되어 서서히 [58]식는다.0.5의 수명으로서M☉ 별들은 우주의 나이보다 더 길며, 그러한 별은 아직 백색왜성 단계에 도달하지 않았다.
  • 질량이 0.5인 낮은 별(태양 포함)M☉ 및 2.25까지M☉ 구성에 따라,이 붉은 거인들로 그 핵심에, 수소와 그들은 핵심에서 헬륨 플래시.에서 헬륨을 불타오르기 시작해 고갈된다. 곧 그들은 점근 거성 가지 나중에, 그들이 마침내 행성상 성운으로, 백색 왜성의 형태로 그들의 핵심만이 떠나외각을 부타락한 carbon-oxygen 핵심을 개발한다.[59][60]
  • 중간 질량의 별들, ~2.25 사이M☉ 및 최대 8M낮은 질량의 별과 유사한 진화 단계를 거치지만 적색 거성 가지에서 비교적 짧은 시간 후에 헬륨을 섬광 없이 점화하여 퇴화된 탄소-산화핵을 [59][60]형성하기 전에 적색 덩어리에서 오랜 시간을 보낸다☉.
  • 질량이 큰 별들은 보통 최소 질량이 8 이하입니다.M중심부의 수소를 소진시킨 후 이 별들은 초거성이 되어 헬륨보다 무거운 원소를 융합합니다☉.[61]중심핵이 붕괴되고 초신성으로 [59][62]폭발하면서 생을 마감합니다.

별의 형성

주요 기사:별의 형성
고밀도 분자 구름 속의 별의 탄생에 대한 예술가의 개념
약 500개의 젊은 별들로 이루어진 성단이 근처의 40개 별 묘지 안에 있습니다.

별의 형성 중력 불안정과 분자 구름 내에, 더 높은 density—often의 지방 구름의 압축으로 거대한 별에서 나오는 방사능에 의해 촉발된에 의해 생기는 성간 물질, 다른 분자 구름의 충돌,이나 은하(한starburst 은하에)의 충돌에 거품 확대 시작한다.[63][64]어떤 영역이 진의 불안정성 기준을 충족하기에 충분한 물질 밀도에 도달하면, 그 영역은 그 자체의 [65]중력 하에서 붕괴하기 시작한다.

구름이 붕괴하면서 고밀도 먼지와 가스로 이루어진 개별 덩어리가 "복구체"를 형성합니다.구형이 붕괴되고 밀도가 높아지면 중력 에너지가 열로 바뀌고 온도가 상승합니다.원시성운이 거의 안정적인 정수적 평형 상태에 도달하면 [66]중심핵에서 원시성이 형성됩니다.이러한 전주계열성들은 종종 원시행성계 원반에 둘러싸여 있으며, 주로 중력 에너지의 변환에 의해 작동된다.중력 수축 기간은 태양과 같은 별의 경우 약 1,000만 년, 적색 [67]왜성의 경우 최대 1억 년 동안 지속됩니다.

2개 미만의 초기 별M☉ 질량이 큰 별은 허빅 Ae/Be 별이며, 황소자리 T형 별이라고 불린다.이 새로 형성된 별들은 자전축을 따라 가스 제트를 방출하는데, 이는 무너지는 별의 각운동량을 감소시켜 허빅으로 알려진 성운의 작은 부분을 만들어 낼 수 있습니다.Haro [68][69]오브젝트이 제트는 근처의 거대한 별들로부터 나오는 방사선과 결합되어 별이 [70]형성된 주변의 구름을 쫓아내는 데 도움을 줄 수 있다.

T T Tauri 별은 초기에 하야시 궤도를 따라갑니다. 즉, 거의 같은 온도를 유지하면서 수축하고 밝기가 감소합니다.질량이 작은 T 황소자리의 별들은 이 궤도를 따라 주계열로 이동하며, 보다 질량이 큰 별들은 헤니이 [71]궤도로 이동한다.

대부분의 별은 쌍성계의 구성원으로 관측되며,[72] 쌍성의 특성은 쌍성이 형성된 조건의 결과입니다.가스 구름은 붕괴되어 별을 형성하기 위해 각운동량을 잃어야 한다.구름이 여러 별들로 쪼개지면서 각운동량의 일부가 분산됩니다.원시 쌍성은 젊은 성단에 있는 다른 별들과 근접하게 마주치는 동안 중력 상호작용에 의해 일부 각운동량을 전달합니다.이러한 상호작용은 하드 바이너리가 더 단단하게 결합되는 동시에 더 넓게 분리된(소프트) 바이너리를 분할하는 경향이 있습니다.이렇게 하면 이항성이 관측된 두 모집단 [73]분포로 분리됩니다.

주계열

주요 기사: 주요 시퀀스

별들은 중심 영역에서 고온과 고압의 반응으로 수소를 헬륨으로 융합시키는 데 약 90%를 소비합니다.그러한 별들은 주계열성이라고 불리며 왜성이라고 불린다.0세 주계열에서 시작하여 별의 중심핵에 있는 헬륨의 비율은 꾸준히 증가하고 중심핵의 핵융합 속도는 서서히 증가하며 별의 온도와 [74]밝기도 증가합니다.예를 들어 태양의 밝기는 46억 년 전 [75]주계열(4.6 × 109)에 도달한 이후 약 40% 증가한 것으로 추정됩니다.

모든 별은 우주공간으로 가스를 지속적으로 유출시키는 입자의 항성풍을 발생시킨다.대부분의 별에서 손실된 질량은 무시할 수 있습니다.태양은 10을−14 잃는다 M☉ 전체 [76]질량의 약 0.01%에 해당하는 것입니다.그러나 매우 무거운 별들은 10에서 10을−5 잃을−7 수 있다. M☉ 그들의 [77]진화에 큰 영향을 끼칩니다.50개 이상으로 시작하는 별M☉ 주계열 중에 전체 질량의 절반 이상이 손실될 [78]수 있습니다.

태양을 포함하는 일련의 별에 대한 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 예(분류 참조)

별이 주계열에서 보내는 시간은 주로 보유하고 있는 연료의 양과 주계열에서 융합하는 속도에 따라 달라집니다.태양은 100억 년을10 살 것으로 예상된다.질량이 큰 별들은 연료를 매우 빨리 소모하고 수명이 짧습니다.질량이 작은 별들은 연료를 매우 천천히 소모한다.0.25보다 질량이 작은 별M적색왜성으로 불리는, 약 1개의 별들이 있는 동안, 거의 모든 질량을 융합할 수 있다☉.M☉ 질량의 10% 정도만 융합할 수 있습니다.느린 연료 소비와 상대적으로 큰 사용 가능 연료 공급의 조합으로 저질량 별의 수명이 약 1조(1012)년이며, 가장 극단적인 0.08년이다.M☉ 약 12조 년 동안 지속될 것입니다.적색왜성은 헬륨을 축적하면서 더 뜨겁고 밝아집니다.그들이 결국 수소를 다 쓰면, 그들은 백색왜성으로 수축하고 [58]온도가 내려갑니다.이러한 별들의 수명은 현재 우주의 나이(138억 년)보다 길기 때문에 약 0.85년 미만의 별은 없다.M☉[79] 메인 시퀀스에서 벗어난 것으로 예상됩니다.

질량 외에도 헬륨보다 무거운 원소는 별의 진화에 중요한 역할을 할 수 있습니다.천문학자들은 헬륨보다 무거운 모든 원소를 "금속"이라고 부르며, 별에 있는 이러한 원소들의 화학적 농도를 금속성이라고 부릅니다.별의 금속성은 별이 연료를 태우는 데 걸리는 시간에 영향을 줄 수 있고, 별의 바람의 [81]세기에 영향을 미치는 자기장의 [80]형성을 조절합니다.늙은 종족 II 별들은 형성된 분자 구름의 구성 때문에 젊은 종족 I 별들보다 금속 함량이 상당히 낮습니다.시간이 지남에 따라, 나이든 별들이 죽고 [82]대기의 일부가 사라짐에 따라, 그러한 구름들은 무거운 원소들로 점점 더 풍부해집니다.

포스트-메인 시퀀스

주요 기사:준거성, 적색거성, 수평가지, 적색군 및 점근거성가지
ALMA에서 볼 수 있는 Betelgeuse.알마가 별의 표면을 관측한 것은 이번이 처음이며 베텔게우스의 고해상도 이미지를 얻을 수 있었다.

최소 0.4의 별로서M☉[83] 핵의 수소 공급을 고갈시키고, 헬륨 핵을 둘러싼 껍질에서 수소를 융합하기 시작합니다.별의 바깥쪽 층은 적색 거성으로 변화하면서 팽창하고 매우 차가워집니다.경우에 따라서는, 코어 또는 코어 주위의 셸에 무거운 원소를 융합합니다.별들이 팽창하면서, 그들은 무거운 원소들로 가득 찬 질량의 일부를 나중에 새로운 [84]별들로 재활용하기 위해 성간 환경으로 던집니다.약 50억 년 후 태양이 헬륨 연소 단계에 들어가면 현재 크기의 250배인 최대 반지름 1억5000만 km까지 팽창해 현재 [75][85]질량의 30%를 잃게 된다.

수소를 태우는 껍데기가 더 많은 헬륨을 생성함에 따라, 핵의 질량과 온도는 증가합니다.최대 2.25의 적색 거성으로M헬륨 핵의 질량은 헬륨 핵융합 전에 퇴화된다☉.마지막으로, 온도가 충분히 상승하면, 중심 헬륨 융합은 헬륨 섬광이라고 불리는 것으로 폭발적으로 시작되고, 별은 반지름에서 빠르게 수축하여 표면 온도를 증가시키고 HR 다이어그램의 수평 가지로 이동합니다.보다 질량이 큰 별의 경우, 중심핵이 퇴화되기 전에 헬륨핵융합이 시작되고, 이 별은 붉은 덩어리에서 헬륨을 천천히 태우다가 외부 대류 외피가 붕괴되고 별이 [86]수평가지로 이동한다.

별이 중심핵의 헬륨을 융합한 후, 뜨거운 탄소핵을 둘러싼 껍데기를 따라 헬륨을 융합하기 시작합니다.그 후 이 별은 점근거성가지(AGB)라고 불리는 진화 경로를 따라 다른 적색거성 단계와 평행하지만 더 높은 광도를 가지고 있습니다.질량이 더 큰 AGB 별들은 중심핵이 퇴화되기 전에 짧은 기간 동안 탄소 융합을 겪을 수 있습니다.AGB 단계에서 별은 중심핵의 불안정성으로 인해 열 펄스를 겪습니다.이러한 열 펄스에서 별의 광도는 변화하고 물질은 별의 대기에서 방출되어 최종적으로 행성상 성운을 형성합니다.이 질량 손실 과정에서 별의 질량의 50-70%가 방출될 수 있습니다.AGB별의 에너지 수송은 주로 대류에 의해 이루어지기 때문에, 이 방출된 물질은 핵에서 준설된 핵융합 생성물로 농축됩니다.따라서 행성상성운은 탄소와 산소와 같은 원소로 풍부하게 구성되어 있다.궁극적으로 행성상성운은 분산되어 일반적인 [87]성간매질을 풍부하게 합니다.그러므로, 미래 세대의 스타들은 과거 [88]스타들의 "스타 물질"로 만들어진다.

질량이 큰 별

주요 기사:초거성, 초거성, 울프-레이에별
중심핵이 붕괴되기 직전에 진화한 거대 별의 중심핵에 있는 양파 같은 층

헬륨 연소 단계 동안, 9개 이상의 태양 질량을 가진 별은 처음에는 청색, 그 다음에는 적색 초거성을 형성하기 위해 팽창합니다.특히 질량이 큰 별들은 강한 대류와 극심한 질량 손실 또는 [89]외부 층의 박리 때문에 표면에 도달한 수소보다 무거운 원소들의 방출선에 의해 지배되는 스펙트럼으로 특징지어지는 울프-레이에별으로 진화할 수 있다.

질량이 큰 별의 중심에서 헬륨이 고갈되면 중심핵이 수축하고 온도와 압력이 탄소를 융합할 정도로 높아집니다(탄소 연소 과정 참조).이 과정은 네온(네온 연소 과정 참조), 산소(산소 연소 과정 참조) 및 실리콘(실리콘 연소 과정 참조)에 의해 연속되는 단계로 계속됩니다.별의 수명이 다 할 무렵, 핵융합은 거대한 별 안에 있는 일련의 양파 층 껍질들을 따라 계속됩니다.각각의 껍질은 수소를 융합하는 가장 바깥쪽 껍데기와 서로 다른 원소를 융합하고, 다음 껍데기는 헬륨을 융합하는 등.[90]

마지막 단계는 거대한 별이 철을 생산하기 시작할 때 일어난다.철 원자핵은 무거운 원자핵보다 단단하게 묶여 있기 때문에, 철을 넘어서는 어떤 핵융합도 에너지의 [91]순 방출을 만들어내지 못합니다.

접다

별의 핵이 줄어들면서, 그 표면에서 나오는 복사 강도는 증가하여 가스 바깥 껍질에 복사 압력을 발생시켜 이러한 층들을 밀어내고 행성상 성운을 형성합니다.외부 대기가 제거된 후 남은 양이 약 1.4 미만일 경우M☉, 그것은 백색왜성으로 알려진 지구 크기의 비교적 작은 물체로 축소된다.백색왜성은 더 이상의 중력 [92]압축이 일어나기 위한 질량이 부족하다.백색왜성 내부의 전자 퇴화 물질은 더 이상 플라즈마가 아니다.결국 백색왜성은 아주 오랜 시간에 걸쳐 [93]흑색왜성으로 사라진다.

서기 1050년경 처음 관측된 초신성의 잔해인 게 성운

질량이 큰 별에서는 철심이 매우 커질 때까지 핵융합이 계속된다(1.4개 이상).M더 이상 질량을 지탱할 수 없게 되었습니다☉.이 핵은 전자 포획과 역 베타 붕괴의 폭발로 중성자, 중성자, 감마선을 형성하면서 전자가 양성자로 몰리면서 갑자기 붕괴할 것이다.이 갑작스런 붕괴에 의해 형성된 충격파는 별의 나머지 부분을 초신성으로 폭발시킨다.초신성은 너무 밝아져서 잠깐 동안 별의 전체 고향 은하보다 더 빛날지도 모릅니다.은하수 내에서 초신성이 발생할 때,[94] 초신성은 육안 관측자들에 의해 과거에 존재하지 않았던 것으로 보이는 "새로운 별"로 역사적으로 관찰되어 왔다.

초신성 폭발은 별의 바깥층을 날려버리고 게 [94]성운과 같은 잔해를 남긴다.중심핵은 중성자 별로 압축되어 있으며, 때때로 펄서나 X선 버스터로 나타나기도 합니다.가장 큰 별의 경우, 4개 이상의 블랙홀이 잔존합니다.M중성자별에서 물질은 중성자 축퇴 물질로 알려진 상태에 있으며☉,[95][96] 핵에 존재할 가능성이 있는 보다 이국적인 형태의 축퇴 물질인 QCD 물질입니다.

소멸하는 별들의 날아가는 바깥 층에는 무거운 원소들이 포함되어 있는데, 이것은 새로운 별들이 형성되는 동안 재활용될 수 있다.이 무거운 원소들은 암석 행성의 형성을 가능하게 한다.초신성으로부터의 유출과 큰 별들의 항성풍은 성간 [94]매질을 형성하는데 중요한 역할을 한다.

쌍성

쌍성의 진화는 같은 질량의 단일 별의 진화와 크게 다를 수 있습니다.만약 쌍성계의 별들이 충분히 가까이 있다면, 별들 중 하나가 팽창하여 적색 거성이 될 때, 그것은 물질이 그 별에 중력으로 결합되어 있는 별 주변 영역인 로체 로브를 넘치게 될 것입니다.로체엽이 넘치면 접촉 쌍성, 공통 외피 쌍성, 대격변성, 청색 낙오자,[97] Ia형 초신성 등 다양한 현상이 발생할 수 있습니다.물질 이동은 알골 역설과 같은 경우로 이어지는데, 알골 역설은 한 계에서 가장 진화된 별이 가장 [98]질량이 적은 별이다.

많은 별들이 쌍성계의 일원인 것으로 밝혀졌기 때문에 쌍성계와 고차성계의 진화는 집중적으로 연구되고 있다.태양과 비슷한 별들의 약 절반과 더 큰 비율의 별이 여러 개의 계에서 형성되며, 이것은 노배와 초신성, 특정 유형의 별의 형성, 핵합성 [99]생성물로 우주의 풍요와 같은 현상에 큰 영향을 미칠 수 있습니다.

쌍성 진화가 밝은 청색 변광성, 울프-레이에 별, 그리고 특정 종류의 중심 붕괴 초신성의 조상들과 같은 진화된 거대한 별의 형성에 미치는 영향은 여전히 논쟁의 여지가 있다.하나의 거대한 별들은 관측되는 진화된 별들의 종류와 수를 형성하거나 초신성이 관측되면서 폭발할 수 있는 조상을 만들어 낼 수 있을 만큼 충분히 빠르게 외부 층을 쫓아내지 못할 수도 있다.일부 천문학자들은 쌍성계에서 중력 박리를 통한 질량 전달을 이 [100][101][102]문제의 해결책으로 보고 있다.

분배

A형 주계열성 주위를 도는 백색왜성 시리우스계에 대한 예술가의 인상

별들은 우주 전체에 균일하게 퍼져 있지 않지만, 보통 성간 가스나 먼지와 함께 은하로 분류됩니다.은하수와 같은 전형적인 큰 은하는 수천억 개의 별들을 포함하고 있습니다.2조(10)개12 이상의 은하가 존재하지만 대부분은 은하수의 [103]질량의 10% 미만입니다.전반적으로, 10개에서24 10개[104][105] 사이의22 별들이 있을 것 같습니다.[106][107][108]대부분의 별은 은하 안에 있지만, 큰 은하단에 있는 별빛의 10-50%는 은하 밖에 [109][110][111]있는 별에서 올 수 있습니다.

다중성계는 서로 공전하는 두 개 이상의 중력에 묶여 있는 별들로 구성되어 있습니다.가장 단순하고 일반적인 다중성계는 쌍성이지만, 3개 이상의 별들로 이루어진 시스템이 존재합니다.궤도 안정성의 이유로, 그러한 다중성계는 종종 쌍성계의 계층적 [112]집합으로 구성됩니다.더 큰 집단은 성단이라고 불립니다.이는 몇 개의 별만 있는 느슨한 성협에서부터 수십에서 수천 개의 별들로 이루어진 산개 성단, 수십만 개의 별들이 있는 거대한 구상 성단에 이르기까지 다양합니다.이러한 시스템은 그들의 숙주 은하 주위를 돌고 있습니다.산개성단이나 구상성단에 있는 별들은 모두 같은 거대한 분자 구름에서 형성되었기 때문에, 모든 구성원들은 일반적으로 비슷한 나이와 [87]구성을 가지고 있습니다.

많은 별들이 관측되고 있으며, 대부분 또는 모두가 원래 중력에 묶여 있는 다중성계에서 형성되었을 수 있습니다.이것은 특히 질량이 매우 큰 O형 및 B형 별에 해당하며, 이 중 80%는 다중성계의 일부라고 생각됩니다.단일 항성계의 비율은 별의 질량이 감소함에 따라 증가하기 때문에 적색왜성의 25%만이 동반성을 가지고 있는 것으로 알려져 있습니다.모든 별의 85%가 적색왜성이기 때문에, 우리 은하에 있는 별의 3분의 2 이상이 [113]단일 적색왜성일 가능성이 높습니다.2017년 페르세우스 분자 구름에 대한 연구에서 천문학자들은 새로 형성된 별 대부분이 쌍성계라는 것을 발견했다.데이터를 가장 잘 설명한 모형에서는 처음에는 모든 별들이 쌍성으로 형성되었지만, 일부 쌍성은 나중에 갈라져 단일 별을 [114][115]남겼습니다.

NGC 6397의 이 시각에는 헤르츠스프룽-러셀 도표상의 위치 때문에 청색 낙오성으로 알려진 별이 포함되어 있습니다.

태양을 제외하고 지구에서 가장 가까운 별은 4조 2465광년(40조 1755억 킬로미터) 떨어진 프록시마 센타우루스자리입니다.우주왕복선의 궤도 속도인 초당 8킬로미터로 이동한다면,[116] 도착하는데 약 15만 년이 걸릴 것이다.이것은 은하 [117]원반에서 별이 분리되는 전형적인 현상입니다.별들은 은하 중심과 구상 성단에서 서로 더 가까울 수도 있고 은하 [citation needed]할로에서는 훨씬 더 멀리 떨어져 있을 수도 있습니다.

은하핵 바깥의 별들 사이의 거리가 비교적 넓기 때문에, 별들 간의 충돌은 드문 것으로 여겨집니다.구상 성단의 중심이나 은하 중심과 같이 밀도가 높은 영역에서는 충돌이 더 [118]자주 발생할 수 있습니다.이러한 충돌은 청색 낙오자라고 알려진 것을 만들어 낼 수 있습니다.이러한 비정상적인 별들은 표면 온도가 더 높기 때문에 자신이 속한 성단에서 주계열성 꺼짐 시 별들보다 더 푸릅니다. 표준 항성 진화에서는 청색 낙오성은 이미 주계열성단에서 진화했기 때문에 [119]성단에서 볼 수 없습니다.

특성.

별의 거의 모든 것은 밝기, 크기, 진화, 수명, 그리고 궁극적인 운명과 같은 특징들을 포함하여 별의 초기 질량에 의해 결정됩니다.

나이

주요 기사:별의 나이 추정치

대부분의 별들은 10억 년에서 100억 년 사이이다.어떤 별들은 심지어 우주의 관측된 나이인 138억 살에 가까울 수도 있습니다.지금까지 발견된 가장 오래된 별인 HD 140283은 14.46 ± 8억 년으로 추정된다([120]값의 불확실성으로 인해 이 별의 나이는 플랑크 위성에 의해 13.799 ± 0.021로 [120][121]결정된 우주의 나이와 상충되지 않는다).

질량이 큰 별일수록 수명은 짧아지는데, 그 주된 이유는 질량이 큰 별들이 중심핵에 더 큰 압력을 가하고 수소를 더 빨리 태우도록 하기 때문이다.가장 질량이 큰 별들은 평균 몇 백만 년 동안 지속되는 반면, 최소 질량의 별들은 연료를 매우 느리게 태우며 수백억에서 수천억 [122][123]년 동안 지속될 수 있습니다.

수십억 년 후의[124] 항성 진화 단계의 수명
초기 질량()M☉ 메인 시퀀스 준거성 최초의 적색 거성 코어 헤 버닝
1.0 9.33 2.57 0.76 0.13
1.6 2.28 0.03 0.12 0.13
2.0 1.20 0.01 0.02 0.28
5.0 0.10 0.0004 0.0003 0.02

화학 조성

다음 항목도 참조하십시오.별의 금속성과 분자

현재 은하수에서 별이 형성될 때, 그것들은 질량으로 측정했을 때 약 71%의 수소와 27%[125]의 헬륨으로 구성되어 있으며, 무거운 원소들의 작은 부분으로 구성되어 있습니다.일반적으로 무거운 원소의 부분은 항성 대기의 철 성분으로 측정되는데, 철은 일반적인 원소이고 흡수선은 비교적 측정하기 쉽기 때문입니다.무거운 원소들의 부분은 항성이 행성계를 [126]가지고 있을 가능성을 보여주는 지표일 수 있다.

지금까지 측정된 철분 함량이 가장 낮은 별은 왜성 HE1327-2326으로, [127]철분 함량은 태양의 200,000분의 1에 불과합니다.이와는 대조적으로, 금속이 풍부한 별 μ 레오니스는 태양보다 철분이 거의 두 배 더 풍부하고, 행성을 가진 별 14 허큘리스는 [128]철분이 거의 세 배 더 많습니다.화학적으로 특이한 별들은 스펙트럼상 특정 원소들,[129] 특히 크롬과 희토류 원소들이 비정상적으로 풍부하다는 것을 보여준다.태양을 포함한 차가운 외부 대기를 가진 별들은 다양한 이원자 및 다원자 [130]분자를 형성할 수 있습니다.

직경

주요 기사:큰 별 목록, 작은 별 목록, 태양 반지름
잘 알려진 별들 중 일부는 겉으로 보이는 색상과 상대적인 크기를 가지고 있다.

지구와의 거리가 매우 멀기 때문에 태양을 제외한 모든 별들은 지구 대기의 영향으로 반짝이는 밤하늘의 빛나는 점으로 육안으로는 보입니다.태양은 대신 원반으로 보이고 햇빛을 제공할 수 있을 정도로 지구에 가까이 있다.태양을 제외하고, 겉보기 크기가 가장 큰 별은 황새치자리 R로,[131] 각지름은 0.057초에 불과하다.

대부분의 별들의 원반은 각도가 너무 작아서 현재의 지상 광학 망원경으로 관측할 수 없기 때문에, 이러한 천체들의 이미지를 만들기 위해서는 간섭계 망원경이 필요합니다.별의 각도 크기를 측정하는 또 다른 기술은 엄폐를 통해서이다.별이 달에 가려질 때의 밝기 저하(또는 다시 나타날 때의 밝기 상승)를 정밀하게 측정함으로써 별의 각지름을 계산할 [132]수 있습니다.

별들은 지름이 20에서 40 킬로미터(25 mi)에 이르는 중성자 별에서부터 밀도가 [135]훨씬 낮은 태양보다[133][134] 지름이 약 1,000 배인 오리온자리의 베텔게우스 같은 초거성에 이르기까지 크기가 다양합니다.

운동학

주요 기사:별의 운동학
플레이아데스, 황소자리의 산개 성단입니다.이 별들은 우주에서 [136]공통의 움직임을 공유합니다.

태양에 상대적인 별의 움직임은 주변 [137]은하의 구조와 진화뿐만 아니라 별의 기원과 나이에 대한 유용한 정보를 제공할 수 있습니다.별의 운동 구성요소는 태양을 향하거나 태양으로부터 멀어지는 지름 속도와 고유 [138]운동이라고 불리는 횡단각 운동으로 구성됩니다.

반지름 속도는 별의 스펙트럼 라인의 도플러 이동으로 측정되며 km/s 단위로 표시됩니다.별의 고유 운동, 즉 시차는 연간 밀리 아크 초 단위로 정확한 측성학적 측정을 통해 결정됩니다.별의 시차와 거리를 알면 적절한 운동 속도를 계산할 수 있다.반경 속도와 함께 총 속도를 계산할 수 있습니다.고유 운동 속도가 높은 별은 상대적으로 태양에 가까울 가능성이 높기 때문에 시차를 [139]측정할 수 있습니다.

두 가지 운동 속도를 모두 알면 태양이나 은하에 대한 별의 우주 속도를 계산할 수 있습니다.가까운 별들 중에서 젊은 종족 I 별들은 일반적으로 늙은 종족 II 별들보다 속도가 느리다는 것이 밝혀졌습니다.후자는 [140]은하의 평면으로 기울어진 타원 궤도를 가지고 있습니다.가까운 별들의 운동학을 비교함으로써 천문학자들은 거대한 분자 구름의 공통점으로 기원을 추적할 수 있게 되었고, 이를 항성 [141]성협이라고 부릅니다.

자기장

주요 기사:항성 자기장
Zeeman-Doppler 이미지로 재구성된 SU Aur(T Tauri형 젊은 별) 표면 자기장

별의 자기장은 대류 순환이 일어나는 내부 영역 내에서 생성됩니다.이러한 전도성 플라즈마의 움직임은 발전기와 같은 기능을 하며, 전하의 이동은 기계 발전기와 마찬가지로 자기장을 유도합니다.이 자기장들은 별의 전체와 그 너머로 뻗어나가는 넓은 범위를 가지고 있습니다.자기장의 세기는 별의 질량과 조성에 따라 다르며, 자기 표면 활동의 양은 별의 회전 속도에 따라 달라집니다.이 표면 활동은 강한 자기장을 가진 영역이고 정상 표면 온도보다 낮은 별점을 생성합니다.코로나 루프는 별의 표면에서 별의 외부 대기인 코로나로 올라가는 아치형 자기장 플럭스 선입니다.관상 루프는 길이 방향으로 전도하는 플라즈마 때문에 볼 수 있습니다.항성 플레어는 동일한 자기 [142]활동으로 인해 방출되는 고에너지 입자의 폭발이다.

젊고 빠르게 회전하는 별들은 자기장 때문에 높은 수준의 표면 활동을 하는 경향이 있습니다.자기장은 별의 항성풍에 작용하여 시간이 지남에 따라 서서히 회전 속도를 늦추는 브레이크 역할을 할 수 있습니다.따라서 태양과 같은 나이든 별들은 자전 속도가 훨씬 느리고 표면 활동 수준이 더 낮습니다.천천히 회전하는 별의 활동 수준은 주기적인 방식으로 변화하는 경향이 있으며, [143]일정 기간 동안 완전히 정지될 수 있습니다.예를 들어, Maunder Minimum 기간 동안 태양은 거의 태양 흑점 [144]활동이 없는 70년의 기간을 겪었다.

덩어리

주요 기사:별의 질량

가장 질량이 큰 별 중 하나는 용골자리 에타인데,[145] 질량은 태양의 100-150배이며 수명은 수백만 년밖에 되지 않을 것입니다.가장 거대한 산개성단에 대한 연구에 따르면 150개가M☉ 현재 [146]우주의 시대에 있는 별들의 대략적인 상한선입니다.이는 증가하는 가스 구름에 대한 방사선 압력 증가로 인해 생성되는 별의 질량에 대한 이론적 한계에 대한 경험적 값을 나타냅니다.대마젤란성운의 R136 성단에 있는 여러 별들이 더 [147]큰 질량을 가지고 측정되었지만, 150개의 별들을 피해 가까운 쌍성계에서 거대한 별들이 충돌하고 합쳐지면서 생성되었을 수 있다는 것이 밝혀졌습니다.M☉ 거대한 별의 [148]형성을 제한합니다.

반사 성운NGC 1999는 오리온자리 V380에 의해 눈부시게 빛납니다.하늘의 검은 부분은 텅 빈 광대한 구멍이며, 이전에 생각했던 것처럼 어두운 성운은 아니다.

빅뱅 이후 처음 만들어진 별들은 300개까지 더 컸을지도 모른다.M리튬보다 무거운 원소가 성분에서 완전히 없기 때문이다☉.[149]이 초대질량 집단 III 별 세대는 매우 초기 우주에 존재했을 가능성이 있으며(즉, 높은 적색편이를 보이는 것으로 관측됨), 이후 행성과 생명체의 형성에 필요한 수소보다 무거운 화학 원소의 생산을 시작했을 수 있습니다.2015년 6월, 천문학자들은 우주 적색편이 7은하의 종족 III 별(z = 6.60)[150][151]에 대한 증거를 보고했다.

질량은 목성의 80배에 불과하다.M2MASS J0523-1403은 [152]중심핵에서 핵융합이 진행 중인 것으로 알려진 가장 작은 별이다J.태양과 비슷한 금속성을 가진 별의 이론상 최소 질량은 약 75로 추정됩니다.M금속 함량이 매우 낮을 때, 최소 별의 크기는 태양 질량의 약 8.3퍼센트 또는 약 87인 것으로 보인다J.[153][154]M갈색왜성이라 불리는 작은 물체는 별과 가스 [153][154]행성 사이의 회색 영역을 차지하고 있습니다J.[154][155]

별의 반지름과 질량의 조합에 따라 별의 표면 중력이 결정됩니다.거성은 주계열성보다 표면 중력이 훨씬 낮은 반면, 백색왜성과 같은 퇴화성, 콤팩트한 별의 경우는 그 반대입니다.표면 중력은 별의 스펙트럼에 영향을 미칠 수 있으며, 더 높은 중력은 흡수선을 [33]넓히는 원인이 됩니다.

회전

주요 기사:별의 회전

별의 회전 속도는 분광학적 측정을 통해 확인할 수 있으며, 더 정확하게는 별점을 추적하여 확인할 수 있습니다.어린 별들은 적도에서 초당 100킬로미터 이상의 회전을 할 수 있다.예를 들어 B급 별 Achernar는 적도 속도가 약 225km/s 이상이어서 적도가 바깥쪽으로 부풀어 오르고 적도의 지름이 극지름보다 50% 이상 커집니다.이 회전 속도는 별이 [156]산산조각날 수 있는 임계 속도인 300 km/s 바로 밑입니다.반면,[157] 태양은 위도에 따라 25-35일에 한 번 적도 속도 1.93km/[158]s로 자전한다.주계열성의 자기장과 항성풍은 [159]주계열성의 진화에 따라 회전 속도가 상당히 느려지는 역할을 합니다.

퇴화된 별들은 작은 덩어리로 수축되어 빠른 회전 속도를 낸다.그러나 각운동량 보존에 의해 예상되는 것, 즉 회전하는 물체의 회전속도를 증가시켜 크기 축소를 보상하는 경향에 비해 상대적으로 회전속도가 낮습니다.별의 각운동량의 상당 부분은 항성풍을 [160]통한 질량 손실의 결과로 소멸됩니다.그럼에도 불구하고 펄서의 회전 속도는 매우 빠를 수 있습니다.예를 들어 게 성운의 중심에 있는 펄서는 [161]초당 30회 회전합니다.펄서의 회전 속도는 [162]방사선의 방출로 인해 점차 느려질 것이다.

온도

주계열성의 표면 온도는 중심핵의 에너지 생성 속도와 반지름에 의해 결정되며, 종종 별의 색 [163]지수를 통해 추정됩니다.온도는 보통 유효 온도의 관점에서 주어지는데, 이것은 별과 같은 표면적 당 광도로 에너지를 방출하는 이상적인 검은 물체의 온도입니다.온도가 [164]코어 쪽으로 상승하기 때문에 유효 온도는 표면만을 나타냅니다.별의 중심부 온도는 수백만 [165]켈빈입니다.

별의 온도는 다양한 원소의 이온화 속도를 결정하여 스펙트럼에 특징적인 흡수선을 형성합니다.별의 표면 온도는 시각적 절대 등급 및 흡수 특성과 함께 별을 분류하는 데 사용됩니다(아래 [33]분류 참조).

질량이 큰 주계열성은 표면 온도가 50,000 K일 수 있습니다.태양과 같은 작은 별들은 표면 온도가 수천 K이다.적색 거성은 표면 온도가 약 3,600 K로 비교적 낮지만, 외부 표면적이 [166]크기 때문에 높은 밝기를 가지고 있습니다.

방사능

핵융합의 산물인 별에 의해 생성된 에너지는 전자기 복사와 입자 복사 둘 다로 우주로 방사된다.별에 의해 방출되는 입자 복사는 항성풍으로 나타나며, [167]항성풍은 외부 층에서 전하를 띤 양성자, 알파 및 베타 입자로 흐릅니다.질량이 거의 없는 중성미자의 꾸준한 흐름이 별의 [168]중심에서 직접 뿜어져 나옵니다.

중심에서 에너지의 생산은 별이 그렇게 밝게 빛나는 이유입니다: 두 개 이상의 원자핵이 합쳐져서 새로운 무거운 원소의 단일 원자핵을 형성할 때마다, 감마선 광자는 핵융합 생성물로부터 방출됩니다.이 에너지는 별의 외부 [169]층에 도달할 때 가시광선과 같은 낮은 주파수의 다른 형태의 전자기 에너지로 변환됩니다.

가시광선의 가장 강렬한 주파수에 의해 결정되는 별의 색은 광구를 [170]포함한 별의 외부 층의 온도에 따라 달라집니다.가시광선 외에도, 별들은 인간의 눈에는 보이지 않는 형태의 전자기 방사선을 방출한다.사실, 별의 전자파 복사는 가장 긴 파장의 전파에서 적외선, 가시광선, 자외선, 그리고 가장 짧은 X선, 그리고 감마선에 이르기까지 모든 전자파 스펙트럼에 걸쳐 있습니다.별이 방출하는 총 에너지의 관점에서, 별의 전자기 복사의 모든 성분이 중요한 것은 아니지만, 모든 주파수는 별의 [168]물리학에 대한 통찰력을 제공합니다.

천문학자들은 별의 스펙트럼을 이용하여 별의 표면 온도, 표면 중력, 금속성, 회전 속도를 측정할 수 있다.시차를 측정하여 별의 거리를 찾으면 별의 밝기를 구할 수 있습니다.질량, 반지름, 표면 중력, 회전 주기는 항성 모델을 기반으로 추정할 수 있습니다. (질량은 쌍성계의 별들의 궤도 속도와 거리를 측정하여 계산할 수 있습니다.)중력 마이크로렌즈는 단일 별의 질량을 측정하는 데 사용되어 왔다.)[171]이러한 매개변수로 천문학자들은 별의 [172]나이를 추정할 수 있다.

광도

별의 광도는 시간 단위당 방출되는 빛과 다른 형태의 복사 에너지입니다.그것은 동력 단위를 가지고 있다.별의 광도는 반지름과 표면 온도에 의해 결정됩니다.많은 별들은 표면 전체에 균일하게 방사되지 않는다.예를 들어, 빠르게 회전하는 별 베가는 [173]적도를 따라가는 것보다 극에서 더 높은 에너지 플럭스(단위 면적당 힘)를 가지고 있습니다.

평균보다 낮은 온도와 광도를 가진 항성 표면의 부분들은 흑점이라고 알려져 있다.태양과 같은 작고 왜소한 별들은 일반적으로 작은 별반들만 있는 특징 없는 원반을 가지고 있습니다.거대 별들은 훨씬 더 크고 더 뚜렷한 [174]별점을 가지고 있으며, 강한 별의 사지가 어두워지는 현상을 보입니다.즉, 항성 [175]원반의 가장자리를 향해 밝기가 감소합니다.UV Ceti와 같은 적색왜성 플레어 별은 눈에 띄는 별점을 [176]가지고 있을 수 있습니다.

매그니튜드

주요 기사:겉보기 등급과 절대 등급

별의 겉보기 밝기는 겉보기 등급으로 표현됩니다.그것은 별의 광도, 지구로부터의 거리, 성간 먼지와 가스의 소멸 효과, 그리고 지구의 대기를 통과할 때 별의 빛이 변하는 것의 함수이다.고유 등급 또는 절대 등급은 별의 광도와 직접 관련이 있으며, 지구와 별 사이의 거리가 10파섹(32.6광년)[177]일 경우 별의 겉보기 등급입니다.

등급보다 밝은 별의 수
외관상
규모		 번호
별의[178]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1,602
6 4,800
7 14,000

겉보기 등급과 절대 등급 척도는 모두 로그 단위입니다. 1개의 정수 차이는 약 2.5배의[179] 밝기 변화(5번째 루트 100 또는 약 2.512)와 같습니다.즉, 1등급 별(+1.00)은 2등급 별(+2.00)보다 약 2.5배, 6등급 별(+6.00)보다 약 100배 밝습니다.잘 보이는 조건에서 육안으로 볼 수 있는 가장 희미한 별들의 등급은 +6 [180]정도이다.

겉보기 등급과 절대 등급 모두 등급 번호가 작을수록 별은 밝으며, 등급 번호가 클수록 별은 희미해집니다.어느 쪽이든 가장 밝은 별들은 음의 등급 수치를 가지고 있다.두 별 사이의 밝기 변화(δL)는 희미한 별의 진폭 수(mf)에서 밝은 별의 진폭b 수(m)를 뺀 다음 그 차이를 기준 수 2.512에 대한 지수로 사용하여 계산됩니다. 즉, 다음과 같습니다.

예를 들어 밝은 별 시리우스의 겉보기 등급은 -1.44이지만 절대 등급은 [179]+1.41입니다.

태양의 겉보기 등급은 -26.7이지만 절대 등급은 +4.83에 불과하다.지구에서 본 밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스는 태양보다 약 23배 더 밝으며, 절대 등급 -5.53의 밤하늘에서 두 번째로 밝은 별인 카노푸스는 태양보다 약 14,000배 더 밝습니다.카노푸스가 시리우스보다 훨씬 더 밝음에도 불구하고, 후자의 별은 둘 중 더 밝아 보입니다.이는 시리우스가 지구에서 불과 8.6광년 떨어져 있는 반면 카노푸스는 310광년 [181]떨어져 있기 때문이다.

가장 밝은 것으로 알려진 별의 절대 등급은 대략 -12로 태양의 [182]6백만 배에 해당합니다.이론적으로 가장 낮은 별들은 중심핵에서 수소의 핵융합을 지원할 수 있는 질량의 하한에 있습니다. 이 한계 바로 위의 별들은 NGC 6397 성단에 위치해 있습니다.성단에서 가장 희미한 적색왜성은 절대등급 15이며, 절대등급 17번째 백색왜성이 발견되었다.[183][184]

분류

주요 기사:항성 분류
표면 온도 범위:
다른 별의[185] 등급
학급 온도 샘플별
O 33,000K 이상 오피우치 제타
B 10,500 ~ 30,000 K 리겔
A 7,500 ~ 10,000 K 알테어
F 6,000 ~ 7,200 K 프로시온 A
G 5,500~6,000 K 태양.
K 4,000 ~ 5,250 K 엡실론 인디아
M 2,600 ~ 3,850 K 센타우루스자리 프록시마

현재의 항성 분류 체계는 20세기 초 수소선의 [186]강도에 따라 별을 A에서 Q로 분류하면서 시작되었다.수소선 강도는 온도의 단순한 선형 함수라고 생각되었다.대신, 그것은 더 복잡했다: 그것은 온도가 상승하면서 강화되었고, 거의 9,000 K에 이르렀고, 그리고 더 높은 온도에서 감소하였다.그 이후 분류는 온도에 따라 정렬되었으며, 이는 현대적 체계에 [187]기반을 두고 있다.

별들은 스펙트럼에 따라 매우 뜨거운 O형부터 대기 중에 분자가 형성될 수 있을 정도로 차가운 M형까지 단일 문자로 분류된다.표면온도 저하순서의 주요 분류는 O, B, A, F, G, K, M이다.다양한 희귀 스펙트럼 유형이 특별 분류된다.이들 중 가장 흔한 것은 L형과 T형으로 가장 차가운 저질량 별과 갈색왜성을 분류합니다.각 문자에는 온도가 낮아지는 순서대로 0부터 9까지의 번호가 매겨진 10개의 하위 분할이 있습니다.단, 클래스 O0 및 O1이 존재하지 [188]않을 수 있기 때문에 이 시스템은 극단적인 고온에서 고장납니다.

또한 별은 스펙트럼 라인에서 발견된 밝기 효과로 분류할 수 있으며, 이는 공간 크기에 대응하며 표면 중력에 의해 결정됩니다.이 값은 0(초거성)에서 III(거성)에서 V(주계열 왜성)까지 다양하며, 일부 저자는 VII(백색 왜성)를 추가합니다.주계열성은 절대 등급과 스펙트럼 [188]유형에 따라 그래프로 나타낼 때 폭이 좁은 대각선 띠를 따라 떨어집니다.태양은 중간 온도와 보통 [189]크기의 주계열 G2V 황색 왜성이다.

스펙트럼의 독특한 특징을 나타내기 위해 스펙트럼 타입의 끝에 소문자 형태의 추가 명명법이 있다.예를 들어, "e"는 방출선의 존재를 나타낼 수 있고, "m"은 비정상적으로 강한 금속 수준을 나타내며, "var"는 스펙트럼 [188]유형의 변화를 나타낼 수 있다.

백색왜성은 D로 시작하는 그들만의 분류를 가지고 있다.이는 스펙트럼에서 발견된 두드러진 선의 유형에 따라 DA, DB, DC, DO, DZ 및 DQ 클래스로 세분됩니다.그 뒤에 [190]온도를 나타내는 수치가 계속됩니다.

변광성

주요 기사:변광성
흔들리는 변광성 미라의 비대칭 모습

변광성은 내적 또는 외적 특성 때문에 밝기에 주기적 또는 무작위적 변화를 일으킵니다.본질적으로 변광성이 있는 별들 중에서, 주요 유형은 세 개의 주요 그룹으로 세분될 수 있다.

별의 진화 과정에서 일부 별은 맥동 변광성이 될 수 있는 단계를 거칩니다.맥동 변광성은 시간에 따라 반지름과 광도가 달라지며, 별의 크기에 따라 분에서 년까지의 주기로 팽창하고 수축합니다.이 범주에는 세페이드 및 세페이드 유사 별과 미라와 [191]같은 장기 변광성이 포함됩니다.

폭발형 변광성은 플레어나 질량 방출 [191]사건으로 인해 갑자기 밝기가 증가하는 별입니다.이 성단은 원시성, 울프-레이에별, 플레어별, 거성과 초거성을 포함한다.

대격변성 또는 폭발적 변광성은 성질이 극적으로 변하는 별입니다.이 소분류는 신성과 초신성을 포함한다.근처의 백색왜성을 포함하는 쌍성계는 노바와 1a형 [86]초신성을 포함한 이러한 화려한 형태의 항성 폭발을 일으킬 수 있습니다.이 폭발은 백색왜성이 동반성으로부터 수소를 축적하면서 생성되며,[192] 수소가 융합될 때까지 질량이 증가한다.일부 새들은 중간 정도의 [191]진폭의 주기적인 발진을 가지고 재발한다.

별들의 밝기는 일식 쌍성과 같은 외부 요인들뿐만 아니라 극단적 [191]별점을 생성하는 회전하는 별들 때문에 달라질 수 있습니다.일식쌍성의 주목할 만한 예로는 알골(Algol)이 있는데, 알골(Algol)은 2.87일 [193]동안 2.1에서 3.4까지 주기적으로 변합니다.

구조.

주요 기사:별의 구조
질량을 태양 질량으로 나타내는 주계열성, 화살표 주기가 있는 대류 영역, 빨간색 섬광이 있는 복사 영역의 내부 구조.왼쪽에서 오른쪽으로 적색왜성, 황색왜성, 청백색 주계열성

안정된 별의 내부는 유체 정역학적 평형 상태에 있습니다. 즉, 작은 부피에 가해지는 힘은 거의 정확하게 서로 균형을 잡습니다.균형 잡힌 힘은 안쪽의 중력과 별 내부의 압력 경사로 인한 바깥쪽의 힘입니다.압력 구배는 플라즈마의 온도 구배에 의해 결정됩니다. 별의 바깥쪽 부분은 중심부보다 더 차갑습니다.주계열성이나 거성의 중심부의 온도는 최소 107 K입니다.주계열성의 수소 연소 중심핵에서 발생하는 온도와 압력은 [194][195]핵융합을 일으키고 별의 추가 붕괴를 막기 위한 충분한 에너지를 생성하기에 충분하다.

원자핵은 핵에서 융합되면서 감마선의 형태로 에너지를 방출한다.이 광자들은 주변의 플라즈마와 상호작용하여 노심의 열에너지를 더합니다.주계열성의 별들은 수소를 헬륨으로 변환시켜 중심핵에서 헬륨의 비율을 천천히, 그러나 꾸준히 증가시킵니다.결국 헬륨 함량이 우세해지고 에너지 생산은 핵심에서 중단됩니다.대신 0.4보다 큰 별의 경우M핵융합은 축퇴된 [196]헬륨핵 주변의 천천히 팽창하는 껍질에서 일어난다☉.

안정적인 별의 내부는 정역학적 평형에 더하여 열적 평형의 에너지 균형을 유지할 것이다.내부 전체에 방사형 온도 구배가 존재하여 에너지 플럭스가 외부로 흐릅니다.별 안에 있는 어떤 층에서든 나오는 에너지의 흐름은 [197]아래에서 들어오는 흐름과 정확히 일치할 것입니다.

대류 열 전달이 비효율적이기 때문에 외부 에너지 플럭스가 복사 열 전달에 의존하는 항성 내부 영역이다.이 영역에서는 혈장이 교란되지 않고 질량 운동이 사라집니다.그렇지 않으면 플라즈마가 불안정해지고 대류가 일어나 대류대가 형성됩니다.예를 들어 코어 근처와 같이 매우 높은 에너지 플럭스가 발생하는 영역이나 외부 [195]엔벨로프와 같이 불투명도가 높은 영역(방사열 전달이 비효율적임)에서 발생할 수 있습니다.

주계열성의 바깥쪽 외피에서 대류의 발생은 별의 질량에 따라 달라집니다.태양 질량의 몇 배인 별들은 내부 깊숙이 대류 구역과 외부 층에 복사 구역이 있습니다.태양과 같은 작은 별들은 대류대가 바깥쪽 [198]층에 위치하는 것과 정반대입니다.0.4 미만의 적색 왜성M☉ 헬륨 [83]코어의 축적을 방지하는 대류성 물질입니다.대부분의 별에서 대류 영역은 별이 노화되고 내부 구성이 [195]변경됨에 따라 시간이 지남에 따라 변화할 것입니다.

태양의 단면

광구는 관측자가 볼 수 있는 별의 일부분이다.이것은 별의 플라즈마가 빛의 광자에 투명해지는 층입니다.여기서부터 핵에서 생성된 에너지는 자유로이 우주로 전파된다.태양 흑점이 나타나는 [199]것은 광구 내에서, 즉 평균 기온보다 낮은 지역입니다.

광구 위에는 별의 대기가 있다.태양과 같은 주계열성에서, 광구 바로 위에 있는 대기의 가장 낮은 수준은 얇은 채층 영역이며, 여기에서 스파이큘이 나타나고 별의 플레어가 시작됩니다.이 위는 100km(62mi) 이내의 거리 내에서 온도가 빠르게 상승하는 전이 영역입니다.이 너머는 코로나로, 수백만 킬로미터 [200]밖까지 확장될 수 있는 초고온 플라즈마의 부피이다.코로나 존재는 [198]별의 외부 층에 있는 대류 영역에 따라 달라지는 것으로 보인다.높은 온도에도 불구하고, 코로나는 낮은 가스 [citation needed]밀도 때문에 빛을 거의 방출하지 않습니다.태양의 코로나 영역은 보통 일식 동안만 보입니다.

코로나에서 플라즈마 입자의 항성풍은 성간 매체와 상호작용할 때까지 별 밖으로 확장됩니다.태양의 경우, 태양풍의 영향은 [201]태양권이라고 불리는 거품 모양의 영역으로 확장된다.

핵융합 반응 경로

주요 기사:별의 핵합성
양성자-양성자 사슬의 개요
탄소-질소-산소 순환

핵융합 시 융합된 제품의 질량은 원래 부품의 질량보다 작다. 질량은 당량 에 따라 전자기 에너지로 변환된다 질량과 에 따라 별의 중심에서 다양한 핵융합 반응이 일어난다[202]

수소 핵융합 과정은 온도에 민감하기 때문에 코어 온도가 적당히 상승하면 핵융합 속도가 크게 증가합니다.그 결과 주계열성의 중심 온도는 M형 작은 별의 경우 400만 켈빈에서 O형 질량의 [165]경우 4000만 켈빈에 불과합니다.

태양에서는 1,600만 켈빈의 핵을 가진 수소가 융합하여 양성자-양성자 연쇄 [203]반응에서 헬륨을 형성합니다.

4H1 → 2H2 + 2e+ + 2µe (2 x 0.4 MeV)
2e+ + 2e− → 2µ (2 x 1.0 MeV)
2H1 + 2H2 → 2He3 + 2µ (5.5 MeV × 2)
2He3 → He + 2H1 (12.9 MeV)

He와 He가 결합해 Be를 형성하는 다른 경로가 몇 개 있는데, Be는 결국 (다른 양성자를 추가하면) 두 개의 He, 즉 1의 이득을 낳는다.

이러한 모든 반응은 전반적인 반응을 일으킵니다.

4H1 → He + 2µ + 2µe (26.7 MeV)

γ는 감마선 광자, γ는e 중성미자, H와 He는 각각 수소와 헬륨의 동위원소이다.이 반응에 의해 방출되는 에너지는 수백만 전자 볼트 단위입니다.각각의 개별적인 반응은 아주 적은 양의 에너지를 생산하지만, 이러한 반응의 엄청난 수가 끊임없이 발생하기 때문에, 그들은 별의 방사선 출력을 유지하는 데 필요한 모든 에너지를 생산한다.이에 비해 두 개의 수소 가스 분자와 하나의 산소 가스 분자의 연소는 5.7 eV만 방출한다.

더 무거운 별에서 헬륨은 탄소-질소-산소 [203]순환이라고 불리는 탄소에 의해 촉매되는 반응의 순환에서 생성됩니다.

중심핵이 1억 켈빈이고 질량이 0.5~10인 진화된 별M헬륨은 중간 원소 베릴륨을 [203]사용하는 삼중 알파 과정에서 탄소로 변할 수 있습니다☉.

4He + He + 92 keV → Be
4He + Be + 67 keV → C
12*C → C + µ + 7.4MeV

전체적인 반응:

질량이 큰 별에서 연속되는 핵융합 과정
3He4 → C + µ + 7.2 MeV

질량이 큰 별에서는 수축하는 중심핵에서 네온 연소 과정과 산소 연소 과정을 통해 무거운 원소가 연소될 수 있습니다.별의 핵합성 과정의 마지막 단계는 안정적인 동위원소 [203]철-56을 생산하는 실리콘 연소 과정이다.더 이상의 핵융합은 에너지를 소비하는 흡열 과정이 될 것이고, 그래서 더 많은 에너지는 중력 붕괴를 통해서만 생산될 수 있다.

20의 주요 융접 단계의 지속 시간M☉ 스타[204]
연료
재료.		 온도
(백만 켈빈)		 밀도
(kg/cm3)		 굽는 시간
(연수로 계산)
H 37 0.0045 810만
그 188 0.97 120만
C 870 170 976
네 1,570 3,100 0.6
O 1,980 5,550 1.25
S/Si 3,340 33,400 0.0315

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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