밤하늘을 보면 수천 마리의 별이 보입니다. 우리 자신의 태양은 수명주기의 중간에 노란색 난쟁이 스타입니다. 그들은 모두 어떻게 거기에 도착 했습니까? 다음은 별의 수명주기 와이 별 중 하나의 크기와 질량이 그 존재에 어떤 영향을 미치는지 자세히 살펴 보는 것입니다.
시작에서
대중 매체와는 달리 별은 주변의 일련의 행성으로 완전히 형성되는 것이 아닙니다. 그 과정은 수백만 또는 수십억 년이 걸리며, 모두 성간 가스 구름으로 시작합니다.
하늘의 모든 별은 가스와 먼지의 구름 인 성운으로 생명을 시작했습니다. 이 성운은 주로 수소와 헬륨으로 구성되며 다른 미량 원소가 있습니다. 시간이 지남에 따라 구름이 회전하기 시작하여 중심의 중심을 개발하고 성운의 모든 것을 그 시점으로 당길 것입니다. 중추는 중추적 인 순간에 압력이 핵 융합이라는 과정에서 수소와 헬륨 분자의 핵이 붕괴 될 때까지 계속 자라고 강화됩니다.
.때때로 갈색 난쟁이라고 불리는 별은 형성되기 시작하지만 핵 핵분열을 유발할 수있는 열과 압력이 충분하지 않습니다. 그들은 목성의 대략 두 배이지만 지구에서는 적외선 망원경에서만 볼 수 있습니다. 융합이 발생하면 별이 태어나지 만 그 후에 무슨 일이 일어날까요?
.별의 수명주기
우리가 생애 동안 각 유형의 별에 일어나는 일로 넘어 가기 전에, 우리가 만질 필요가있는 한 가지 중요한 요점이 있습니다. 별의 질량과 그 수명 사이에는 직접적인 관계가 있습니다.
거대한 별은 수소가 더 많을 수도 있지만 작은 별보다 더 빨리 태워서 큰 크기를 유지합니다. 작은 별은 밝게 화상을 입을 필요가 없어서 더 오래 산다.
수십억 년 동안 별 수의 평균 수명이 있기 때문에 이것은 모두 상대적입니다. 우리의 홈 스타는 460 억 6 천만 년이되었으며 아마도 50 억 개의 화상을 입을 수있는 수소가 충분할 것입니다. 이 질량 대 리포 스팬 비율은 다른 유형의 별에 어떤 영향을 미칩니 까?
O- 및 B- 클래스 스타
O- 및 B 클래스 스타는 밤하늘에서 볼 수있는 가장 큰 별 중 일부입니다. 수명을 5 단계로 나눌 수 있습니다.
Stage One 이 새로운 천상의 몸을 낳는 첫 번째 융합 직후에 발생합니다. 헬륨과 수소는 모두 별 안에 존재하지만 현재는 수소를 태우고 있습니다. 이 단계에서는 주요 시퀀스 스타입니다. 이 단계는 수명주기의 가장 안정적인 부분입니다.
수소가 부족하면 별은 Stage 2 에 들어갑니다. . 수백만 또는 수십억 년 동안 핵심은 안정성을 잃습니다. 헬륨은 가연성이지만 별은 화상을 입지 않습니다. 대신, 이러한 불안정성은 헬륨이 탄소로 융합되어 철, 황 및 네온과 같은 원소로 혼합됩니다. 이 시점에서 코어는 철으로 변하고 별의 외부 헬륨 쉘이 팽창하기 시작합니다.
세 번째 단계 약 백만 년 동안 지속되며 별의 철 핵심 주위에 더 많은 껍질을 형성하는 일련의 원자 반응이 포함되어 있습니다.
4 단계 별의 수명주기에서 가장 폭발적인 시간입니다. 어느 시점에서 핵심은 그 자체로 붕괴되어 초신성이라는 거대한 충격파를 만듭니다. 별의 남은 것은 모든 방향으로 확장되어 경로의 모든 것을 파괴 할 것입니다.
이 시점에서 하이 질량 별이 Stage Five 에 들어갈 수있는 두 가지 방법이 있습니다. . 나머지 재료가 우리의 태양보다 1.5 ~ 3 배 더 크면 그 자체로 다시 붕괴되어 중성자 별이됩니다. 그보다 더 크면 별의 남은 것이 대신 블랙홀이 될 것입니다.
이것은 중소형 별과 어떻게 다릅니 까?
K- 및 M- 클래스 스타
저 질량 별이 반드시 작지는 않습니다. 크기 비교를 위해 태양을 사용하는 대부분의 저 질량 별은 대략 1.4 개의 태양 단위 또는 태양의 크기의 1.4 배입니다. 그들은 더 클 수 있지만, 우리의 태양과 같은 G- 클래스 스타보다 무게가 상당히 가볍습니다.
낮은 질량 별의 삶의 시작은 고가 및 중간 질량과 비슷합니다. 먼지 구름에서 형성되며 핵 융합 및 화상을 수십억 년 동안 주요 시퀀스의 일부로 시작합니다. 이 별들이 수소가 떨어지면 코어가 붕괴되기 시작하여 수백만 년이 지남에 따라 더 뜨거워지고 밀도가 높아집니다. 결국,이 코어는 헬륨 분자가 탄소로 융합되기 시작하는 약 1 억도 켈빈의 온도에 도달 할 것입니다. 별의 외부는 붉은 색으로 어두워지면서 붉은 거인이 확장됩니다.
이런 일이 발생하면 헬륨 플래시가 발생합니다. 이것은 별의 외부가 코어를 약간 확장하고 냉각시킨다. 외부 쉘이 확장되고 계약되면이주기를 몇 번 겪고 난방 및 냉각이 발생합니다. 여기가 흥미로워지는 곳입니다.
높은 질량 별처럼 폭발하는 대신, 중력에는 더 이상 외부 층을 포함 할 수 없기 때문에 결국 응집력이 떨어집니다. 그것은 행성 성운으로 알려진 것이됩니다.
일단 그런 일이 발생하면 남은 것은 별의 핵심이며, 흰색 왜성으로 계속 타는 것입니다. 연료가 부족하면 결국 검은 난쟁이로 어두워집니다.
G 클래스 스타
우리는 모두 G 클래스 스타에 익숙합니다. 우리의 태양은 그 중 하나입니다. 지금은 수명주기의 중간에 주요 시퀀스 스타입니다. 때때로 태양열 플레어 또는 관상 질량 방출을 제외하고는 안정적이며, 우리 지구에 생존하는 데 필요한 열과 빛을 제공합니다.
.우리 태양과 같은 중간 질량 별의 운명은 저 질량 별의 운명과 비슷합니다. 그것은 붉은 자이언트로 확장되기 시작하고, 그런 일이 일어날 때 지구를 삼켜 줄 것입니다. 그리고 결국 행성 성운으로 확산되어 흰 난쟁이가 뒤에 남겨 둡니다.
.지구의 생명의 끝
우리의 태양은 중년이지만 천문학적 측면에서는 자녀의 생애 동안 붉은 거인이 될까 걱정할 필요가 없습니다. 우리는 아마도 늙은 소녀로부터 50 억 년의 삶을 얻을 것입니다. 그때까지 우리는 아마도 우리 자신이 될 것입니다. 그리고 우리의 고향은 먼 기억 일뿐입니다.
특집 이미지 크레딧 :NASA 및 ESA
