포털:별/선택된 기사
Portal스타에 관한 멋진 기사를 찾으셨다면, 여기에 링크를 만드세요.
사용.
- 사용 가능한 다음 하위 페이지에 새 선택한 아티클을 추가합니다.[[포털:별/선별품/#] - {{/#}}
- 메인 페이지의 {{Random Portal Component}에 대해 "max="를 새 합계로 업데이트합니다.
지명
포털을 참조하십시오.별/공천/공천용으로 선택된 기사입니다.
선택된 아티클 목록
천문학에서 플레이아데스 성단 또는 일곱 자매(메시에 천체 45)는 황소자리에 위치한 중년의 뜨거운 B형 별들을 포함하는 열린 성단입니다.이 성단은 지구에서 가장 가까운 성단 중 하나이며 밤하늘에서 맨눈으로 가장 뚜렷하게 보이는 성단입니다.플레이아데스는 다른 문화와 전통에서 몇 가지 의미를 가집니다.
이 성단은 지난 1억 년 이내에 형성된 뜨겁고 푸른 별과 극도로 밝은 별들에 의해 지배되고 있습니다.가장 밝은 별 주위에 희미한 반사 성운을 형성하는 먼지는 처음에는 성단의 형성에서 남는 것으로 생각되었지만(따라서 마이아 별의 이름을 따서 마이아 성운이라는 이름이 붙여짐), 현재는 별들이 통과하고 있는 성간 매질에서 관련이 없는 먼지 구름으로 알려져 있습니다.천문학자들은 이 성단이 약 2억 5천만 년 동안 더 생존할 것으로 추정하고 있으며, 이후 은하계 이웃과의 중력적 상호작용으로 인해 흩어지게 될 것입니다.
플레이아데스 산맥은 북반구의 겨울과 남반구의 여름에 눈에 띄는 광경이며, 고대부터 마오리족(마타리키라고 부르는)과 호주 원주민, 페르시아인(파르빈/파르빈과 소레이야라고 부르는), 중국인, 중국인을 포함한 전 세계 문화에 알려져 왔습니다.마야인(그들을 짜브에크라고 불렀다), 아즈텍인(톈퀴즐리), 그리고 북미의 수족과 체로키족.
초신성(복수 초신성)은 초신성보다 더 강력한 폭발입니다.초신성은 극도로 밝으며 폭발적인 방사선을 일으켜 종종 은하 전체를 잠시 빛나게 한 후 몇 주 또는 몇 달에 걸쳐 시야에서 사라집니다.이 짧은 기간 동안 초신성은 전체 수명 동안 태양이 방출할 것으로 예상되는 만큼의 에너지를 방출할 수 있습니다.폭발은 별의 물질 대부분 또는 전부를 초속 30,000 킬로미터(광속의 10분의 1)의 속도로 분출하여 충격파를 주변 성간 매질로 몰고 갑니다.이 충격파는 초신성 잔해라고 불리는 가스와 먼지의 팽창하는 껍질을 쓸어 올립니다.
여러 종류의 초신성이 존재합니다.I형과 II형은 두 가지 방법 중 하나로 촉발될 수 있는데, 핵융합을 통한 에너지 생산을 끄거나 갑자기 켤 수 있습니다.나이든 거대한 별의 중심핵이 핵융합으로부터 에너지를 생성하는 것을 멈춘 후, 별의 바깥층을 가열하고 쫓아내는 중력 잠재 에너지를 방출하면서 중성자별이나 블랙홀로 갑자기 중력 붕괴를 겪을 수 있습니다.
대신 백색 왜성은 탄소 핵융합을 점화할 수 있을 정도로 중심핵 온도를 높일 수 있을 정도로 항성 동반성으로부터 충분한 물질을 축적할 수 있으며, 이때 폭주하는 핵융합을 겪으며 완전히 붕괴시킬 수 있습니다.용광로가 영구적으로 꺼진 항성 핵은 질량이 찬드라세카르 한계를 초과하면 붕괴하고, 백색 왜성은 이 한계(태양 질량의 약 1.38배)에 가까워지면 발화합니다.백색왜성은 또한 표면의 수소에 의해 연료가 공급되는 노바라고 불리는 다른 훨씬 더 작은 형태의 열핵 폭발의 대상이 됩니다.태양과 같이 질량이 태양의 약 9배 이하인 별들은 초신성이 되지 않고 백색왜성으로 진화합니다.
주계열은 별의 색 대 밝기의 플롯에 나타나는 연속적이고 독특한 별의 띠입니다.이러한 색상 크기 그림은 공동 개발자인 Ejnar Hertzsprung 및 Henry Norris Russell의 이름을 따서 Hertzsprung-Russell 다이어그램으로 알려져 있습니다.이 띠의 별들은 주계열성 또는 "왜성"으로 알려져 있습니다.
별이 형성된 후, 그것은 수소 원자를 헬륨으로 핵융합함으로써 뜨겁고 밀도가 높은 중심핵 영역에서 에너지를 생성합니다.별의 일생 중 이 단계 동안, 그것은 주계열을 따라 주로 질량에 의해 결정되는 위치에 위치하지만, 화학적 구성과 다른 요인들에 기초하기도 합니다.모든 주계열성은 뜨거운 중심핵의 바깥쪽 열압력이 위에 있는 층의 안쪽 중력 압력에 의해 균형을 이루는 정수압 평형 상태에 있습니다.온도와 압력에 대한 노심의 에너지 생성 속도의 강한 의존성은 이러한 균형을 유지하는 데 도움이 됩니다.주계열성은 때때로 별이 에너지를 생성하기 위해 사용하는 지배적인 과정에 기초하여 상부와 하부로 나뉩니다.태양 질량의 약 1.5배 이하의 별들은 주로 수소 원자를 일련의 단계로 융합하여 헬륨을 형성하는데, 이를 양성자-양성자 연쇄라고 합니다.이 질량 이상의 주계열에서 핵융합 과정은 주로 탄소, 질소, 산소의 원자를 수소 원자로부터 헬륨을 생산하는 CNO 순환의 중간체로 사용합니다.
중심핵에서 생성된 에너지는 표면으로 이동하여 광구에서 복사됩니다.에너지는 복사 또는 대류에 의해 전달되며, 후자는 온도 구배가 더 가파르거나 불투명도가 더 높거나 둘 다인 영역에서 발생합니다.
태양 질량이 10개 이상인 주계열성은 중심핵 영역에서 대류를 겪는데, 이는 새로 생성된 헬륨을 휘젓고 핵융합이 일어나는 데 필요한 연료의 비율을 유지하는 역할을 합니다.중심핵 대류가 일어나지 않을 때, 헬륨이 풍부한 중심핵은 수소의 외부 층에 둘러싸여 발달합니다.질량이 작은 별의 경우, 이 대류 중심핵은 태양 질량 약 2배로 사라질 때까지 점진적으로 작아집니다.이 질량 아래에서, 별들은 방사형이지만 표면 근처에서 대류하는 중심핵을 가지고 있습니다.항성의 질량이 감소함에 따라 대류 외피가 증가하고, 태양 질량 0.4 이하의 주계열성은 질량 전반에 걸쳐 대류를 겪습니다.
허블 딥 필드(HDF)는 큰곰자리에 있는 작은 지역의 이미지로, 허블 우주 망원경의 일련의 관측으로 구성되었습니다.그것은 전체 하늘의 2.5분의 2에 해당하는 넓이의 2.5 아크를 차지하며, 이는 100미터 거리에서 65 mm 테니스 공과 같은 각도 크기입니다.이 이미지는 1995년 12월 18일부터 12월 28일까지 연속 10일 동안 우주 망원경의 와이드 필드와 플래니터리 카메라 2로 촬영한 342개의 개별 사진에서 수집되었습니다.
이 영역은 너무 작아서 우리 은하의 전경 별 몇 개만 그 안에 놓여 있습니다. 따라서, 이 이미지에 있는 3,000개의 물체 중 거의 대부분은 은하이며, 그 중 일부는 가장 젊고 가장 멀리 알려진 것들 중 하나입니다.이렇게 많은 수의 매우 어린 은하들을 밝혀냄으로써, HDF는 관련 과학 논문이 2008년 말까지 800개 이상의 인용을 받으면서 초기 우주 연구에서 획기적인 이미지가 되었습니다.
HDF 관측이 이루어진 지 3년 후, 남반구의 한 지역이 비슷한 방식으로 촬영되었고 허블 딥 필드 남쪽으로 명명되었습니다.두 지역의 유사성은 우주가 큰 규모에 걸쳐 균일하고 지구가 우주의 전형적인 영역(우주론적 원리)을 차지한다는 믿음을 강화했습니다.더 넓지만 더 얕은 조사는 또한 위대한 천문대 기원 심층 조사의 일부로 이루어졌습니다.2004년 허블 울트라 딥 필드(HUDF)로 알려진 더 깊은 이미지는 총 11일간의 관측으로 구성되었습니다.HUDF 이미지는 가시적인 파장에서 만들어진 가장 깊은(가장 민감한) 천체 이미지입니다.
일반 상대성 이론에 따르면, 블랙홀은 빛을 포함한 어떤 것도 빠져나갈 수 없는 공간의 영역입니다.그것은 매우 작은 질량으로 인한 시공간의 변형의 결과입니다.블랙홀 주위에는 사건의 지평선이라고 불리는 되돌아오지 않는 지점을 나타내는 감지할 수 없는 표면이 있습니다.그것은 열역학에서 완벽한 흑체처럼 아무것도 반사하지 않고 그것을 때리는 모든 빛을 흡수하기 때문에 "흑"이라고 불립니다.양자역학 이론에 따르면 블랙홀은 온도가 있고 호킹 복사를 방출합니다.
보이지 않는 내부에도 불구하고, 블랙홀은 다른 물질과의 상호작용을 통해 관찰될 수 있습니다.블랙홀은 우주에서 한 지역을 도는 한 무리의 별들의 움직임을 추적함으로써 추론할 수 있습니다.대신에, 가스가 동반성에서 항성 블랙홀로 떨어질 때, 가스는 나선형으로 안쪽으로 회전하여 매우 높은 온도로 가열되고 지구와 지구 궤도 망원경에서 감지할 수 있는 많은 양의 방사선을 방출합니다.
천문학자들은 수많은 항성 블랙홀 후보들을 확인했고, 또한 은하 중심에서 초대질량 블랙홀의 증거를 발견했습니다.16년 동안 가까운 별들의 움직임을 관찰한 후, 천문학자들은 2008년에 400만 태양 질량 이상의 초거대 블랙홀이 우리 은하 중심의 궁수자리 A* 영역 근처에 위치하고 있다는 설득력 있는 증거를 발견했습니다.
게자리 펄사(PSR B0531+21)는 상대적으로 젊은 중성자별입니다.이 별은 게 성운의 중심별로, 1054년에 지구에서 널리 관측된 초신성 SN 1054의 잔해입니다.1968년에 발견된 펄서는 초신성 잔해와 연결된 최초의 펄서였습니다.
광학 펄서의 지름은 약 25km이며 펄서 "빔"은 33밀리초에 한 번, 또는 매초에 30번 회전합니다.중성자별에서 유출되는 상대론적 바람은 싱크로트론 방출을 생성하며, 이는 전파에서 감마선까지 보이는 성운에서 방출의 대부분을 생성합니다.성운의 내부에서 가장 역동적인 특징은 펄서의 적도 바람이 주변 성운으로 밀려들어 종단 충격을 형성하는 지점입니다.이 특징의 모양과 위치는 빠르게 변하며, 적도 바람은 펄서에서 성운의 본체로 이동하면서 경사지고, 밝아지고, 희미해지는 일련의 비스프와 같은 특징으로 나타납니다.펄서의 자전 주기는 펄서 바람에 실려가는 많은 양의 에너지 때문에 하루에 38나노초씩 느려지고 있습니다.
게 성운은 종종 X선 천문학에서 보정 소스로 사용됩니다.X선에서 매우 밝으며 펄서 자체를 제외하고는 플럭스 밀도와 스펙트럼이 일정한 것으로 알려져 있습니다.펄서는 X선 검출기의 타이밍을 확인하는 데 사용되는 강력한 주기적 신호를 제공합니다.X선 천문학에서 '크랩'과 '밀리크랩'은 플럭스 밀도의 단위로 사용되기도 합니다.밀리크랩은 광자 에너지 I(E)=9.5E의−1.1 대략적인 멱법칙인 "광자와 같은" X선 스펙트럼에 대해 2-10keV X선 대역에서 약 2.4x10−11 ergscm−1−2(2.4x10−14 Wm−2)의 플럭스 밀도에 해당합니다.극히 일부의 X선 선원만이 밝기에서 게 한 마리를 초과합니다.
태양 플레어는 태양 대기에서 6 × 1025 줄의 에너지를 방출할 수 있는 큰 폭발입니다.이 용어는 또한 항성 플레어라는 용어가 적용되는 다른 별들의 유사한 현상을 가리키는 데 사용됩니다.
태양 플레어는 태양 대기의 모든 층(광구, 코로나, 채층)에 영향을 미쳐 플라즈마를 수천만 켈빈으로 가열하고 전자, 양성자, 무거운 이온을 빛의 속도에 가깝게 가속시킵니다.그들은 전파에서 감마선에 이르기까지 모든 파장에서 전자기 스펙트럼을 가로질러 방사선을 생성합니다.대부분의 플레어는 태양 흑점 주변의 활동적인 영역에서 발생하는데, 여기서 강렬한 자기장이 코로나를 태양 내부와 연결하기 위해 광구를 통과합니다.플레어는 코로나에 저장된 자기 에너지의 갑작스러운 방출(분에서 수십 분의 시간 척도)에 의해 작동됩니다.만약 태양 플레어가 유난히 강력하다면, 그것은 코로나 질량 방출을 일으킬 수 있습니다.
태양 플레어에 의해 방출되는 X선과 자외선은 지구의 전리층에 영향을 미치고 장거리 무선 통신을 방해할 수 있습니다.데시메트릭 파장에서 직접적인 무선 방출은 이러한 주파수에서 작동하는 레이더 및 기타 장치의 작동을 방해할 수 있습니다.
태양 플레어는 1859년 리처드 크리스토퍼 캐링턴에 의해 태양에서 처음 관측되었으며, 리처드 호지슨에 의해 독립적으로 흑점군 내의 작은 영역의 국소적 가시적 밝기로 관측되었습니다.항성 플레어는 또한 다양한 다른 별들에서도 관찰되었습니다.
태양 플레어의 발생 빈도는 태양이 특히 "활동적"일 때는 하루에 몇 번에서 "조용"일 때는 매주 한 번 미만으로 다양합니다.큰 플레어는 작은 플레어보다 빈도가 낮습니다.태양 활동은 11년 주기(태양 주기)에 따라 달라집니다.주기가 절정일 때 태양에는 일반적으로 더 많은 흑점이 있으며, 따라서 더 많은 태양 플레어가 발생합니다.
펄사는 전자기 복사 빔을 방출하는 고도로 자화된 회전하는 중성자별입니다.관측된 펄스 주기는 1.4밀리초에서 8.5초 사이입니다.방사선은 방출 빔이 지구를 향하고 있을 때만 관측될 수 있습니다.이것은 등대 효과라고 불리며 펄서의 이름을 부여하는 맥동된 성질을 발생시킵니다.중성자별은 매우 밀도가 높은 물체이기 때문에 자전 주기와 관측된 펄스 사이의 간격이 매우 규칙적입니다.일부 펄서의 경우, 맥동의 규칙성은 원자 시계만큼 정확합니다.PSR B1257+12와 같은 몇몇 펄사들은 그들 주위를 도는 행성들을 가지고 있는 것으로 알려져 있습니다.막스 플랑크 외계 물리학 연구소의 베르너 베커는 2006년에 "펄사가 어떻게 방사선을 방출하는지에 대한 이론은 거의 40년의 연구 후에도 여전히 초기 단계에 있습니다.
펄서의 형성으로 이어지는 사건들은 거대한 별의 핵이 초신성 폭발 중에 압축되어 중성자별로 붕괴될 때 시작됩니다.중성자별은 대부분의 각운동량을 유지하고 있으며, 원형 반지름의 극히 일부만 가지고 있기 때문에(따라서 관성 모멘트가 급격히 감소함) 매우 높은 회전 속도로 형성됩니다.방사선 빔은 중성자별의 회전과 함께 회전하는 펄서의 자기 축을 따라 방출됩니다.펄서의 자기 축은 전자기 빔의 방향을 결정하며, 자기 축은 회전 축과 반드시 같지는 않습니다.이러한 정렬 불량으로 인해 빔은 중성자별이 회전할 때마다 한 번씩 보이며, 이는 빔의 모양이 "펄스"되는 특성으로 이어집니다.빔은 중성자별의 회전 에너지에서 비롯되며, 이는 매우 강한 자기장의 움직임으로부터 전기장을 생성하여 별 표면의 양성자와 전자의 가속과 자기장의 극에서 방출되는 전자기 빔을 생성합니다.이 회전은 전자파 전력이 방출됨에 따라 시간이 지남에 따라 느려집니다.펄서의 회전 주기가 충분히 느려지면, 전파 펄서 메커니즘이 꺼지는 것으로 여겨집니다(이른바 "죽음선").이것은 ~1억 년에서 1억 년 후에 일어나는 것처럼 보이지만, 우주의 ~136억 년 동안 중성자별이 형성되었기 때문에, 중성자별의 99% 이상은 더 이상 펄서가 아닌 것으로 생각됩니다.현재까지 관측된 펄서 중 가장 느린 펄서의 주기는 8초입니다.
백색 왜성은 '퇴성 왜성'이라고도 불리며, 대부분 전자 퇴화 물질로 구성된 작은 별이다.그들은 매우 밀도가 높습니다. 백색 왜성의 질량은 태양의 질량과 비슷하고 부피는 지구의 질량과 비슷합니다.그것의 희미한 광도는 저장된 열 에너지의 방출에서 비롯됩니다.2009년 1월, 가까운 별 연구 컨소시엄 프로젝트는 태양에서 가장 가까운 100개의 항성계 중 8개의 백색왜성을 조사했습니다.백색왜성의 특이한 희미함은 1910년 헨리 노리스 러셀, 에드워드 찰스 피커링, 윌리엄이나 플레밍에 의해 처음으로 인식되었습니다. 백색왜성의 이름은 1922년 윌럼 루이텐에 의해 만들어졌습니다.
백색왜성은 중성자별이 될 정도로 질량이 높지 않은 모든 별의 최종 진화 상태로, 우리 은하에 있는 별의 97% 이상입니다.질량이 낮거나 중간 정도인 주계열성의 수소 융합 수명이 끝나면 삼중 알파 과정을 통해 헬륨을 중심핵에서 탄소와 산소로 융합하는 적색 거성으로 확장됩니다.만약 적색 거성이 탄소를 융합하는 데 필요한 중심 온도를 생성하기에 충분한 질량을 가지고 있지 않다면, 약 10억 K의 탄소와 산소의 불활성 질량이 중심에 축적될 것입니다.행성상 성운을 형성하기 위해 바깥 층을 벗긴 후, 그것은 남은 백색 왜성을 형성하는 이 중심핵을 남길 것입니다.그러므로, 보통, 백색왜성은 탄소와 산소로 구성되어 있습니다.원시 행성의 질량이 8 태양질량 이상이지만 10.5 태양질량 미만이면 중심핵 온도는 탄소를 융합하기에 충분하지만 네온이 아닙니다. 이 경우 산소-네온-마그네슘 백색왜성이 쌍성계에서 질량 손실로 인해 형성된 것으로 보입니다.
백색왜성의 물질은 더 이상 핵융합 반응을 겪지 않기 때문에 항성은 에너지원이 없으며 중력 붕괴에 맞서 핵융합으로 발생하는 열로 지탱되지도 않습니다.그것은 오직 전자 축퇴 압력에 의해서만 지지되어 그것이 극도로 조밀하게 됩니다.축퇴 물리학은 회전하지 않는 백색 왜성에 대한 최대 질량인 찬드라세카르 한계(약 1.4 태양질량)를 생성하며, 이 한계를 넘어서면 전자 축퇴 압력으로 지탱할 수 없습니다.일반적으로 동반성의 질량 이동에 의해 이 질량 한계에 접근하는 탄소-산소 백색 왜성은 탄소 폭발로 알려진 과정을 통해 Ia형 초신성으로 폭발할 수 있습니다.
천문학에서, 항성 분류는 항성의 스펙트럼 특성에 기초한 분류입니다.별의 스펙트럼 등급은 채층의 이온화를 설명하는 항성의 지정된 등급으로, 빛에서 어떤 원자 여기가 가장 두드러지는지, 이 채층의 온도를 객관적으로 측정합니다.별에서 나오는 빛은 회절 격자에 의해 분할되고 들어오는 광자를 흡수선에 의해 교차되는 무지개 색을 나타내는 스펙트럼으로 세분화되며, 각 선은 특정 화학 원소의 특정 이온을 나타냅니다.이러한 흡수 스펙트럼에 특정 화학 원소가 존재한다는 것은 주로 온도 조건이 이 원소의 특정 흥분에 적합하다는 것을 나타냅니다.별의 온도가 대부분의 흡수선에 의해 결정되었다면, 특정 원소에 대한 비정상적인 선의 부재 또는 강도는 채층의 비정상적인 화학적 구성을 나타낼 수 있습니다.
대부분의 별들은 현재 O, B, A, F, G, K, M(천체물리학자들에 의해 "오, 멋진 소녀가 되어라, 키스해줘"로 기억됨)이라는 문자를 사용하여 분류됩니다. 여기서 O 별들은 가장 뜨겁고 문자 순서는 가장 차가운 M 등급까지 연속적으로 차가운 별들을 나타냅니다.비공식적인 전통에 따르면 O별은 "파란색", B별은 "파란색-흰색", A별은 "흰색", F별은 "노란색-흰색", G별은 "노란색", K별은 "주황색", M별은 "빨간색"이라고 불립니다.현재 비알파벳 체계는 A에서 O까지의 모든 문자를 사용하는 이전 체계에서 발전했습니다. 원래 문자는 유지되었지만 별의 등급과 온도 사이의 연결이 명확해지면 별의 등급은 현재 온도 순서로 다시 정렬되었습니다.일부 스타 클래스는 다른 클래스의 중복으로 삭제되었습니다.
서큘러 극별은 지구의 주어진 위도에서 볼 때, 천체 극점 중 하나에 근접하기 때문에 절대로 지지 않는(즉, 지평선 아래로 사라지지 않는) 별입니다.따라서 원극성은 매년 밤마다 해당 위치에서 가장 가까운 극점을 향해 볼 수 있습니다(태양의 눈부심에 압도되지 않았다면 낮에도 계속 볼 수 있었을 것입니다).모든 원극성은 원극성 안에 있습니다.이것은 사실 현재의 지리적 의미 이전에 "북극원"의 원래 의미였는데, "큰곰자리의 큰곰자리"를 의미하고, "작은곰자리의 큰곰자리의 작은곰자리의 작은곰자리"라는 그리스어 αρος (아르키코스)에서 유래했으며, "곰자리 근처"라는 단어에서 유래했습니다.
지구가 매일 자전할 때, 별들은 천구 북극(북반구 관측자의 경우 북극, 남반구 관측자의 경우 남극) 중 하나를 중심으로 원형 경로로 회전하는 것으로 보입니다.천구의 극에서 멀리 떨어진 별들은 큰 원을 그리며 회전하는 것처럼 보입니다; 천구의 극에 매우 가까이 위치한 별들은 작은 원을 그리며 회전하기 때문에 거의 일주 운동을 하지 않는 것처럼 보입니다.지구에서 관찰자의 위도에 따라, 어떤 별들(주극성)은 지평선 위에 지속적으로 있을 수 있을 정도로 천체의 극점에 가까이 있는 반면, 다른 별들은 그들의 일일 원형 경로의 일부를 위해 지평선 아래로 떨어집니다(그리고 다른 별들은 영원히 지평선 아래에 남아 있습니다).
원형 극점 별들은 천구 북극을 중심으로 지평선에 접하는 원 안에 놓여 있는 것으로 보입니다.지구의 북극에서, 북극은 바로 머리 위에 있고, 보이는 모든 별들(즉, 북반구의 모든 별들)은 원극성입니다.남쪽으로 이동할 때, 북극은 북쪽 지평선을 향해 이동합니다.점점 더 많은 별들이 그들의 일상적인 "궤도"의 일부를 위해 지평선 아래로 사라지기 시작하고, 나머지 원형 극지방 별들을 포함하는 원은 점점 더 작아집니다.지구의 적도에서 이 원은 지평선 위에 놓여 있는 한 점, 즉 천구극 자체로 사라지며, 따라서 효과적으로 원형 극점 별은 전혀 없습니다.
항성 진화는 항성이 일생 동안 일련의 급진적인 변화를 겪는 과정입니다.별의 질량에 따라, 이 수명은 가장 질량이 큰 경우 몇 백만 년에서 가장 질량이 작은 경우 수조 년까지 다양하며, 이는 우주의 나이보다 상당히 긴 것입니다.
모든 별들은 종종 성운 또는 분자 구름이라고 불리는 가스와 먼지의 붕괴하는 구름에서 태어났습니다.핵융합은 별의 일생 대부분을 작동시킵니다.우리 태양과 유사한 별들은 적색 거성 단계에 도달할 때까지 점차 크기가 커지며, 이후 중심핵은 밀도가 높은 백색 왜성으로 붕괴되고 외부 층은 행성상성운으로 추방됩니다.더 큰 별들은 중심핵이 극도로 밀도가 높은 중성자별이나 블랙홀로 붕괴하면서 초신성에서 폭발할 수 있습니다.적색왜성의 수명이 극도로 길기 때문에 어떻게 죽는지는 분명하지 않지만, 아마도 그들은 시간이 지남에 따라 그들의 외피층이 추방되는 점진적인 죽음을 경험할 것입니다.항성 진화는 대부분의 항성 변화가 수 세기에 걸쳐 감지하기에는 너무 느리게 발생하기 때문에 단일 항성의 수명을 관찰함으로써 연구되지 않습니다.대신, 천체 물리학자들은 별들이 일생 동안 다양한 지점에서 수많은 별들을 관찰하고 컴퓨터 모델을 사용하여 항성 구조를 시뮬레이션함으로써 어떻게 진화하는지 이해하게 됩니다.
항성 진화 모델은 별의 형성에서 잔해가 될 때까지 별의 진화 단계를 계산하는 데 사용될 수 있는 수학적 모델입니다.별의 질량과 화학적 구성이 입력으로 사용되며 광도와 표면 온도가 유일한 제약 조건입니다.모델 공식은 보통 정수역학적 평형을 가정하여 별의 물리적 이해를 기반으로 합니다.
질량과 나이가 다른 별들은 내부 구조가 다릅니다.항성 구조 모델은 별의 내부 구조를 자세히 설명하고 별의 광도, 색상 및 미래 진화에 대해 상세한 예측을 합니다.별들의 다른 층들은 주로 대류와 복사 전달과 같은 다른 방식으로 열을 올리고 밖으로 전달하지만, 열 전도는 백색 왜성에서 중요합니다.주계열성의 내부 구조는 별의 질량에 따라 달라집니다.
태양을 포함한 태양 질량 별(0.3–1.5 태양질량)에서 수소-헬륨 융합은 주로 양성자-양성자 사슬을 통해 발생하며, 이는 급격한 온도 구배를 형성하지 않습니다.따라서 태양 질량 별의 내부 부분에서 방사선이 지배적입니다.태양 질량 별의 바깥 부분은 수소가 중성이어서 자외선 광자에 불투명할 정도로 충분히 차갑고, 그래서 대류가 지배적입니다.따라서, 태양 질량 별은 별의 외부 부분에 대류 외피가 있는 복사 코어를 가지고 있습니다.태양 질량이 약 1.5배 이상인 무거운 별에서는 중심핵 온도가 약 1.8×10K7 이상이므로 수소와 헬륨의 융합은 주로 CNO 순환을 통해 발생합니다.CNO 순환에서 에너지 생성 속도는 온도에서 17번째 전력으로 확장되는 반면, 속도는 양성자-양성자 체인에서 온도에서 4번째 전력으로 확장됩니다.CNO 순환의 강한 온도 민감성 때문에, 별의 내부 부분의 온도 구배는 중심핵을 대류로 만들 수 있을 정도로 충분히 가파릅니다.
일반적으로 사용되는 가장 간단한 항성 구조 모델은 구형 대칭 준정적 모델로, 항성이 일정한 상태에 있고 구형 대칭이라고 가정합니다.여기에는 네 가지 기본 1차 미분 방정식이 포함되어 있습니다. 두 개는 물질과 압력이 반지름에 따라 어떻게 변화하는지를 나타내며, 두 개는 온도와 광도가 반지름에 따라 어떻게 변화하는지를 나타냅니다.
천문학과 물리 우주론에서, 물체의 금속성은 수소와 헬륨을 제외한 다른 화학 원소들로 구성된 물질의 비율입니다.우주에서 눈에 보이는 물질의 대부분을 구성하는 별들은 대부분 수소와 헬륨으로 구성되어 있기 때문에, 천문학자들은 편의상 모든 다른 원소들을 집합적으로 설명하기 위해 포괄적인 용어 "금속"을 사용합니다.따라서 탄소, 질소, 산소 및 네온이 풍부한 성운은 화학에서 비금속임에도 불구하고 천체 물리학적 측면에서 "금속이 풍부"할 것입니다.이 용어는 "금속"의 일반적인 정의와 혼동되어서는 안 됩니다; 금속 결합은 별 내에서 불가능하고, 가장 강력한 화학 결합은 차가운 K와 M 별의 외부 층에서만 가능합니다.따라서 일반적인 화학은 항성 내부에서 거의 또는 전혀 관련이 없습니다.
천문학적인 물체의 금속성은 그것의 나이를 나타내는 지표가 될 수 있습니다.빅뱅 이론에 따르면 우주가 처음 형성되었을 때, 우주는 원시 핵합성을 통해 상당한 비율의 헬륨과 미량의 리튬과 베릴륨만 생성하고 무거운 원소는 생성하지 않은 거의 전부의 수소로 구성되어 있었습니다.그러므로, 나이든 별들은 우리 태양과 같은 젊은 별들보다 금속성이 낮습니다.
항성 개체군은 I, II, III로 분류되며, 각 그룹은 금속 함량이 감소하고 나이가 증가합니다.개체 수는 발견된 순서대로 이름이 붙여졌는데, 이는 개체 수가 생성된 순서와 반대입니다.따라서 우주의 첫 번째 별(금속 함량이 낮음)은 모집단 III이고, 최근의 별(금속 함량이 높음)은 모집단 I입니다.오래된 별들은 무거운 원소가 적지만, 관측된 모든 별들이 약간의 무거운 원소를 가지고 있다는 사실은 수수께끼 같고, 이것에 대한 현재의 설명은 초기 우주에 금속이 없는 가설의 인구 III 별의 존재를 제안합니다.
항성 핵합성은 수소보다 무거운 원소의 핵을 만들기 위해 별에서 일어나는 핵합성 또는 핵 반응의 총칭입니다.이러한 반응의 일부 소량은 다양한 상황에서 항성 표면에서도 발생합니다.별이 폭발하는 동안 원소를 생성하기 위해 초신성 핵합성이라는 용어가 사용됩니다.
관련된 과정들은 20세기 초에 이해되기 시작했는데, 그 때 핵 반응에서 방출된 에너지가 열과 빛의 원천으로서 태양의 수명을 설명한다는 것이 처음으로 깨달았을 때였습니다.태양에서 가장 중요한 에너지 생산자는 수소와 헬륨의 융합이며, 이것은 최소 온도 300만 켈빈에서 발생합니다.
수소 연소(Hydrogen burning)는 천문학자들이 네 개의 양성자의 핵융합을 일으켜 헬륨-4의 핵을 형성하는 항성 과정에 가끔 사용하는 표현입니다. (이것은 산화성 대기에서 수소를 연소시키는 것과 혼동되어서는 안 됩니다.)항성 수소 연소가 일어나는 두 가지 주요 과정이 있습니다.
항성 자기장은 항성 내부의 전도성 플라즈마의 움직임에 의해 생성되는 자기장입니다.이 운동은 물질의 물리적인 움직임을 포함하는 에너지 전달의 한 형태인 대류를 통해 생성됩니다.국부적인 자기장은 플라즈마에 힘을 주어 밀도의 유사한 이득 없이 압력을 효과적으로 증가시킵니다.결과적으로 자화된 영역은 항성의 광구에 도달할 때까지 플라즈마의 나머지 부분에 상대적으로 상승합니다.이것은 표면에 별점을 만들고 코로나 루프와 관련된 현상을 만듭니다.
별의 자기장은 지만 효과로 측정할 수 있습니다.일반적으로 별의 대기에 있는 원자는 전자기 스펙트럼에서 특정 주파수의 에너지를 흡수하여 스펙트럼에서 특징적인 어두운 흡수선을 생성합니다.그러나 원자들이 자기장 안에 있을 때, 이 선들은 여러 개의 밀접한 간격을 둔 선들로 갈라집니다.에너지는 또한 자기장의 방향에 의존하는 방향으로 편광됩니다.따라서 별의 자기장 강도와 방향은 지만 효과 라인을 조사하여 결정할 수 있습니다.
자기장을 가진 별은 주변 공간으로 바깥쪽으로 확장되는 자기권을 생성할 것입니다.이 필드에서 나오는 자기장 선은 항성의 한 극에서 시작하여 다른 극에서 끝나 닫힌 루프를 형성합니다.자기권은 항성풍에 갇힌 전하를 띤 입자들을 포함하고 있으며, 이 입자들은 자기장 선을 따라 이동합니다.별이 회전할 때, 자기권은 전하를 띤 입자를 따라 끌면서 별과 함께 회전합니다.
변광성은 시간이 지남에 따라 지구에서 볼 때 겉보기 등급이 변할 때, 그 변화가 별의 실제 광도의 변화에 의한 것인지, 아니면 지구에 도달하는 것을 막는 별의 빛의 양의 변화에 의한 것인지를 분류할 수 있습니다.많은, 아마도 대부분의 별들은 적어도 어느 정도의 밝기 변화를 가지고 있습니다: 예를 들어, 우리 태양의 에너지 산출량은 태양 주기 11년 동안 약 0.1%씩 변하며, 이는 그 밝기의 1,000분의 1에 해당합니다.
변광성을 다음 두 가지 유형 중 하나로 분류하는 것이 편리합니다.
- 광도가 실제로 변화하는 고유 변수, 예를 들어, 별이 주기적으로 부풀어 오르고 줄어들기 때문입니다.
- 밝기의 명백한 변화가 지구에 도달할 수 있는 빛의 양의 변화 때문인 외부 변수. 예를 들어, 별에는 때때로 그것을 가리는 궤도 동반자가 있기 때문입니다.
최초의 변광성은 1638년 요하네스 홀워다가 오미크론 고래(나중에 미라로 명명됨)가 11개월이 걸리는 주기로 맥박이 뛰는 것을 발견했을 때 발견되었습니다; 이 별은 이전에 1596년 데이비드 파브리키우스에 의해 신성으로 묘사되었습니다.1572년과 1604년에 관측된 초신성과 결합된 이 발견은 별이 빛나는 하늘이 아리스토텔레스와 다른 고대 철학자들이 가르쳤던 것처럼 영원히 변하지 않는다는 것을 증명했습니다.이런 식으로, 변광성의 발견은 16세기와 17세기 초의 천문학 혁명에 기여했습니다.
변광성은 일반적으로 측광학, 분광광학 및 분광학을 사용하여 분석됩니다.밝기 변화의 측정값을 플롯하여 광도 곡선을 생성할 수 있습니다.규칙적인 변수의 경우, 변동 기간과 진폭이 매우 잘 설정될 수 있습니다. 하지만 많은 변광성의 경우, 이러한 양은 시간이 지남에 따라 천천히 또는 심지어 한 주기에서 다음 주기까지 변할 수 있습니다.광도 곡선의 최대 밝기는 최대값으로 알려져 있는 반면, 기압골은 최소값으로 알려져 있습니다.
코로나는 태양이나 다른 천체의 플라스마 "대기"의 한 종류로, 우주로 수백만 킬로미터 뻗어 있으며, 개기일식 동안 가장 쉽게 볼 수 있지만 코로나그래프로도 관측할 수 있습니다.코로나의 라틴어 어근은 왕관을 의미합니다.
코로나의 높은 온도는 특이한 스펙트럼 특징을 제공하며, 이는 19세기에 이전에 알려지지 않은 원소인 "코로나"를 포함하고 있다는 것을 암시하게 했습니다.이러한 스펙트럼 특징은 이후 10 켈빈을 초과하는6 플라즈마 온도를 나타내는 높은 이온화 철(Fe-XIV)로 추적되었습니다.태양이 100만 도의 코로나를 가지고 있다는 사실은 1939년 고트리안과 1941년 벵트 에들렌에 의해 처음으로 발견되었는데, 이는 코로나 선(1869년 이후 관측)이 고이온화된 금속(녹색 FeXIV 선은 5303Å이지만 적색 선은 6374Å)의 낮은 준안정 수준에서 전이되는 것임을 확인한 것입니다.
코로나에서 나오는 빛은 세 개의 주요 원천에서 나오는데, 이들은 모두 같은 공간을 공유하지만 다른 이름으로 불립니다.K-코로나(독일어로 K-corona, K for kontinuierlich, "연속적인")는 자유 전자를 산란시키는 햇빛에 의해 생성됩니다; 반사된 광구 흡수선의 도플러 확장은 흡수선이 없는 연속체의 스펙트럼 외관을 제공합니다.F-코로나(F-corona, F for Fraunhofer)는 먼지 입자에서 튕겨 나온 햇빛에 의해 생성되며, 그것의 빛은 원시 햇빛에서 보이는 프라운호퍼 흡수선을 포함하기 때문에 관찰 가능합니다. F-corona는 태양으로부터 매우 높은 신장 각도로 확장되며, 여기서 조디악 빛이라고 불립니다.E-코로나(방출에 대한 E)는 코로나 플라즈마에 존재하는 이온에 의해 생성된 스펙트럼 방출선으로 인해 발생합니다. 넓은 스펙트럼 또는 금지된 스펙트럼 방출선 또는 뜨거운 스펙트럼 방출선에서 관찰될 수 있으며 코로나의 구성에 대한 정보의 주요 원천입니다.태양의 코로나는 태양의 가시적인 표면보다 훨씬 더 뜨겁습니다. 광구의 평균 온도는 코로나의 1~3백만 켈빈에 비해 5800 켈빈입니다.
태양 질량( {\{\은 천문학에서 성단, 성운, 은하뿐만 아니라 다른 별의 질량을 나타내는 데 사용되는 표준 질량 단위입니다.그것은 태양의 약 2백만 킬로그램의 질량과 같습니다.이것은 지구 질량의 약 332,950배 또는 목성 질량의 1,048배입니다.지구는 태양 주위의 타원 궤도를 따르기 때문에, 태양 질량은 중심 질량을 도는 작은 물체의 궤도 주기에 대한 방정식으로부터 계산될 수 있습니다.1년의 길이, 지구에서 태양까지의 거리(천문학 단위 또는 AU) 및 중력 상수(G)를 기준으로 합니다.
중력 상수의 값은 헨리 캐번디시가 비틀림 균형을 사용하여 1798년 측정한 값에서 파생되었습니다.얻어진 값은 현대의 값과 약 1%만 차이가 났습니다.태양의 일주 시차는 1761년과 1769년 금성이 통과하는 동안 정확하게 측정되었으며, 9θ의 값(현재의 8.794148θ), 9θ의 값(현재의 8.794148θ)을 산출했습니다.일주 시차 값을 알면 지구의 기하학적 구조에서 태양까지의 거리를 알 수 있습니다.태양의 질량을 측정한 최초의 사람은 아이작 뉴턴이었습니다.그의 작품 Principia에서, 그는 지구와 태양의 질량 비율을 약 1/28,700이라고 추정했습니다.나중에 그는 이 값이 태양까지의 거리(1 AU)를 추정하는 데 사용된 태양 시차의 잘못된 값에 기초한다고 결정했습니다.그는 프린키피아 제3판에서 1/169,282의 비율을 얻기 위해 결과를 수정했습니다.태양 시차의 현재 값은 더 작아져 질량비가 1/332,946입니다.
측정 단위로서, 태양 질량은 AU 이전에 사용되었고 중력 상수는 정확하게 측정되었습니다.이것은 태양계의 다른 행성의 상대적인 질량이나 태양 질량 단위의 쌍성의 결정이 이러한 잘 알려지지 않은 상수에 의존하지 않기 때문입니다.따라서 이러한 질량을 태양 질량 단위로 표현하는 것이 유용했습니다(가우스 중력 상수 참조).
태양의 질량은 태양의 수명에 비해 천천히 변합니다.질량은 거의 동일한 양의 두 가지 주요 공정으로 인해 손실됩니다.첫째, 태양의 중심핵에서 수소는 핵융합, 특히 pp 사슬에 의해 헬륨으로 변환됩니다.따라서 질량은 질량-에너지 등가성에 따라 에너지로 변환됩니다.이 에너지는 결국 태양에 의해 방출됩니다.두 번째 과정은 태양풍인데, 태양풍은 주로 양성자와 전자를 우주로 방출하는 것입니다.주계열에 도달한 이후 태양의 실제 순질량은 여전히 불확실합니다.초기 태양은 현재보다 질량 손실률이 훨씬 높았기 때문에, 실제로는 주계열성 수명 동안 전체 질량의 1~7% 정도를 잃었을 수 있습니다.
쌍성은 두 개의 별로 구성된 항성계로 질량 중심 주위를 공전합니다.더 밝은 별을 주성이라고 부르고 다른 별은 동반성, 즉 come 또는 secondary라고 부릅니다.19세기 초와 오늘날 사이의 연구는 많은 별들이 쌍성계 또는 다중성계라고 불리는 두 개 이상의 별을 가진 별계의 일부라고 제안합니다.이중성이라는 용어는 쌍성과 동의어로 사용될 수 있지만, 더 일반적으로 이중성은 물리적 연결이 없지만 지구에서 봤을 때 하늘에서 가까이 보이는 두 개의 별로 구성된 쌍성 또는 광학 이중성일 수 있습니다.쌍성은 구성 요소의 고유 운동 또는 방사 속도가 충분히 다르거나 시차 측정 결과 두 구성 요소가 지구와 충분히 다른 거리에 있는 것으로 밝혀지면 광학적으로 결정될 수 있습니다.대부분의 알려진 이중성은 아직 결합된 쌍성계 또는 광학 이중성으로 결정되지 않았습니다.
쌍성계는 궤도 계산을 통해 구성 별의 질량을 직접 결정할 수 있기 때문에 천체 물리학에서 매우 중요하며, 이는 반지름과 밀도와 같은 다른 항성 매개 변수를 간접적으로 추정할 수 있습니다.이것은 또한 단일 별의 질량을 추정할 수 있는 경험적 질량-광도 관계(MLR)를 결정합니다.
쌍성은 종종 광학적으로 감지되는데, 이 경우 이들을 시각적 쌍성이라고 부릅니다.많은 시각 쌍성계는 수 세기 또는 수천 년의 긴 궤도 주기를 가지고 있기 때문에 불확실하거나 잘 알려지지 않은 궤도를 가지고 있습니다.분광학(분광학 바이너리)이나 측광학(천문학 바이너리)과 같은 간접적인 기술로도 감지할 수 있습니다.만약 쌍성이 우리의 시선을 따라 평면에서 궤도를 돌게 된다면, 그 구성 요소들은 서로를 일식 및 통과하게 될 것입니다. 이 쌍성을 일식 및 통과하는 동안 밝기의 변화로 감지되는 광도계 쌍성이라고 합니다.
쌍성계의 구성 요소가 충분히 가까우면 서로의 외부 항성 대기를 중력적으로 왜곡할 수 있습니다.어떤 경우에는 이러한 근접 쌍성계가 질량을 교환할 수 있으며, 이는 단일 별이 도달할 수 없는 단계로 진화를 가져올 수 있습니다.쌍성계의 예로는 시리우스와 백조자리 X-1(그 중 하나의 구성원은 아마도 블랙홀일 것입니다.쌍성은 많은 행성상성운의 핵으로도 흔하며, 초신성과 Ia형 초신성의 시조입니다.
적색 거성은 항성 진화의 후기 단계에서 질량이 낮거나 중간(태양 질량 약 0.5~10배)인 밝은 거성입니다.외부 대기는 팽창하고 미약하여 반경이 거대하고 표면 온도가 약 5,000K 이하로 낮습니다.적색 거성의 겉모습은 분광형 K와 M을 포함하여 황색 오렌지색에서 적색으로 변하지만, S등급 별과 대부분의 탄소별도 마찬가지입니다.
가장 일반적인 적색 거성은 소위 적색 거성(RGB 별)으로 껍질이 여전히 수소를 헬륨으로 융합하고 있는 반면, 중심핵은 비활성 헬륨입니다.적색 거성의 또 다른 사례는 삼중 알파 과정에 의해 헬륨으로부터 탄소를 생성하는 점근 거성 가지 별(AGB)입니다.AGB 별들은 C-N형과 C-R형 후기의 탄소별에 속합니다.밤하늘에서 눈에 띄는 밝은 적색 거성으로는 알데바란(알파 황소자리 알파), 아크투루스(알파 부티스), 감마 크루시스(가크룩스)가 있으며, 더 큰 안타레스(전갈자리 알파)와 베텔게우스(오리온자리 알파)는 적색 초거성입니다.
적색거성은 중심핵에서 수소의 공급을 소진하고 중심핵을 둘러싸고 있는 껍질에서 수소의 열핵융합으로 전환한 별이다.그들은 태양보다 수십 배에서 수백 배 더 큰 반지름을 가지고 있습니다.하지만, 그들의 바깥쪽 외피는 온도가 더 낮아서 오렌지색을 띠게 됩니다.외피의 낮은 에너지 밀도에도 불구하고, 적색 거성은 크기가 크기 때문에 태양보다 몇 배 더 밝습니다.분광형 A~K의 주계열성은 적색거성으로 진화하는 것으로 알려져 있습니다.태양은 약 75억 년 후에 적색 거성이 될 것으로 예측됩니다.태양은 태양계 내행성의 현재 궤도를 지구까지 집어삼킬 정도로 충분히 커질 것으로 계산됩니다.
원시별은 성간매질에서 거대한 분자 구름의 기체로부터 수축하여 형성되는 큰 덩어리입니다.원시성 단계는 별 형성 과정의 초기 단계입니다.하나의 태양질량 별은 약 10만 년 동안 지속됩니다.분자 구름에서 밀도가 증가한 중심핵에서 시작하여 주계열성으로 발전하는 황소자리 T 별의 형성으로 끝납니다.이는 항성이 질량을 강착하는 것에서 복사 에너지로 변화하는 것을 나타내는 슈퍼 태양풍의 일종인 황소자리 T 바람에 의해 예고됩니다.
관측 결과 거대 분자 구름은 대략 바이럴 평형 상태에 있음이 밝혀졌습니다. 전체적으로 구름의 중력 결합 에너지는 구름의 구성 분자와 먼지 입자의 열 압력에 의해 균형을 맞춥니다.열압력이 원시성 코어의 중력 붕괴에 대응하는 데 지배적인 효과일 가능성이 높지만, 자기 압력, 난류 및 회전도 역할을 할 수 있습니다(Larson, 2003).구름에 대한 어떠한 방해도 그것의 평형 상태를 뒤집을 수 있습니다.교란의 예로는 초신성의 충격파, 은하 내의 나선 밀도파, 다른 구름의 근접 또는 충돌 등이 있습니다.만약 그 교란이 충분히 크다면, 그것은 중력적 불안정과 그에 따른 구름의 특정 영역의 붕괴를 초래할 수 있습니다.
영국의 물리학자 제임스 진스 경은 위의 현상을 자세히 고려했습니다.그는 위에서 설명한 바와 같이 적절한 조건 하에서 클라우드 또는 클라우드의 일부가 매우 빠르게 수축하기 시작한다는 것을 보여줄 수 있었습니다.그는 중력 수축이 시작되기 전에 밀도와 온도의 함수로 구름이 도달해야 하는 질량과 크기를 계산하는 공식을 도출했습니다.이 임계 질량은 청바지 질량으로 알려져 있습니다.프로토스타'의 존재는 소련-아르메니아 과학자 빅토르 암바르츠미안에 의해 처음 제안되고 가정되었습니다.
포털 : 스타/선별기사/23 포털: 스타/선별 기사/23
포털 : 스타/선별기사/24 포털 : 스타/선별기사/24
포털 : 스타/선별기사/25 포털 : 스타/선별기사/25
.jpg){kind=link}