1. 나이 : 어린 별은 최근에 형성된 사람들이며 오래된 별은 더 오랜 기간 동안 존재했던 별입니다. 별의 나이는 Hertzsprung-Russell (H-R) 다이어그램, 색상 및 회전 속도와 같은 다양한 요인을 기반으로 추정 될 수 있습니다.
2. 구성 : 어린 별들은 주로 수소와 헬륨으로 구성되며, 소수의 더 무거운 원소가 있습니다. 별이 나이가 들어감에 따라, 그들은 코어에서 핵 융합 반응을 겪어 수소를 헬륨으로 변환하고 에너지를 방출합니다. 이 과정은 점차 별의 구성을 변화시켜 더 무거운 요소를 형성하게한다.
3. 색상과 온도 : 어린 별은 일반적으로 파란색 또는 흰색으로 표면 온도가 높습니다. 이 별들은 강렬한 에너지 출력으로 인해 상당한 양의 자외선 방사선을 방출합니다. 별이 나이가 들어감에 따라 표면 온도가 낮아서 식히고 빨간색 또는 주황색이됩니다.
4. 광도 : 어린 별들은 일반적으로 오래된 별보다 더 빛나고 있습니다. 광도는 별에 의해 방출되는 에너지의 양을 말합니다. 별의 광도는 주로 질량과 온도에 의해 결정됩니다. 더 거대하고 더 뜨거워지는 젊은 별들은 더 높은 광도를 가진 경향이 있습니다.
5. 크기 : 어린 별은 종종 오래된 별에 비해 크기가 더 큽니다. 별이 나이가 들어감에 따라 중력 붕괴가 발생하여 크기가 줄어 듭니다. 이 과정은 특히 별의 삶의 후반 단계에서, 예를 들어 붉은 거인이나 흰색 왜성이 될 때와 같이 눈에 띄게 나타납니다.
6. 안정성 : 어린 별들은 더 불안정하고 변동성이 발생하기 쉽습니다. 대류, 회전 및 자기 활동과 같은 지속적인 내부 프로세스로 인해 밝기와 온도의 변동을 나타낼 수 있습니다. 반면에 오래된 별은 더 안정적이며 비교적 꾸준한 에너지 출력과 광도로 평형 상태에 도달했습니다.
7. 수명 : 젊은 스타들은 오래된 별에 비해 기대 수명이 길다. 별의 수명은 주로 질량에 따라 다릅니다. 거대한 별은 수명이 짧아서 연료를 더 빠르게 타는 반면, 저 질량 별은 수십억 년 동안 살 수 있습니다.
8. 진화 단계 : 젊은 스타들은 진화 여행의 초기 단계에 있습니다. 그들은 프로토 스타로 시작한 다음 주요 시퀀스 스타로 진화하고 결국 질량에 따라 다양한 변형을 겪어 붉은 자이언트, 초신성 또는 흰색 왜성과 같은 다른 엔드 포인트를 초래합니다. 올드 스타들은 이미 진화 단계의 대부분을 가로 지르고 있으며 그들의 삶의 마지막 단계에 다가 가고 있습니다.
젊은 별과 오래된 별 사이의 이러한 차이는 별 진화 모델과 관찰에 기초한 일반화라는 점에 유의해야합니다. 개별 별은 이러한 전형적인 패턴에서 벗어나는 독특한 특성과 변형을 나타낼 수 있습니다.
