1. 분자 구름의 중력 붕괴 :
*이 이야기는 분자 구름이라고 불리는 광대하고 차갑고 확산 된 가스와 먼지 구름으로 시작합니다.
*이 구름에는 별의 빌딩 블록 인 수소와 헬륨이 포함되어 있습니다.
* 시간이 지남에 따라 구름 내의 작은 밀도 변동은 중력이 이러한 밀도가 높은 영역으로 더 많은 물질을 끌어냅니다.
* 더 많은 문제가 수집되면이 지역의 중심의 압력과 온도가 증가합니다.
2. 프로토 스타 형성 :
* 붕괴 구름의 핵심이 특정 온도와 압력에 도달하면 핵 융합이 시작됩니다. 이것이 프로토 스타가 점화하는 지점입니다.
* 프로토 스타는 여전히 먼지로 가려져 있지만 이제 빛과 열을 방출하는 빛나는 물체입니다.
3. 메인 시퀀스 스타 :
* 태양은 주변 구름에서 더 많은 재료를 부여함에 따라 계속 더 뜨겁고 밀도가 높습니다.
* 결국, 그것은 주요 시퀀스라고 불리는 안정적인 상태에 도달하며, 여기서 핵 융합의 외부 압력은 안쪽의 중력을 완벽하게 균형을 이룹니다.
* 이것은 현재 태양이있는 단계이며 수십억 년 동안 남아있을 곳입니다.
4. 미래의 진화 :
* 태양이 수소 연료를 태울 때 시간이 지남에 따라 천천히 진화하고 변화합니다.
* 결국, 그것은 붉은 거인이되어 내부 행성을 확장하고 휩쓸립니다.
* 마지막으로, 그것은 외부 층을 흘리고 이전 자아의 밀도가 높고 소형 잔재 인 흰색 난쟁이가 될 것입니다.
왜 태양이 "지금처럼" "?
* 태양의 현재 크기, 온도 및 광도는 중력과 핵 융합 사이의 섬세한 균형의 결과입니다.
* 핵심 핵 융합에 의해 방출 된 에너지는 핵심으로 모든 것을 안쪽으로 당기는 중력의 힘에 대항하기에 충분한 외부 압력을 제공하기 때문에 안정적인 별입니다.
* 주로 수소와 헬륨 인 태양의 구성은 구조와 에너지 생산에 중요한 역할을합니다.
별의 형성에 영향을 미치는 주요 요인 :
* 초기 질량 : 초기 분자 구름의 재료의 양은 결과 별의 크기, 온도 및 수명을 결정합니다.
* 구성 : 수소, 헬륨 및 무거운 원소와 같은 원소의 풍부함은 별의 진화와 에너지 생산에 영향을 미칩니다.
* 회전 : 별의 회전은 모양과 자기장에 영향을 줄 수 있습니다.
태양의 형성과 진화는 이러한 근본적인 물리적 과정의 산물이며 힘의 상호 작용으로 오늘날 우리가 볼 수있는 웅장한 별을 만듭니다.
