1. 핵 융합 :별의 전원
* 별은 수소가 코어의 헬륨에 융합되어 방대한 양의 에너지를 방출하기 때문에 빛납니다.
*이 퓨전은 엄청난 압력과 온도가 필요하며, 이는 별 자신의 중력에 의해 달성됩니다.
2. 중력의 역할
* 별이 더 큰 별이 많을수록 중력이 더 강해집니다. 이것은 코어를 압축하여 온도와 압력을 증가시킵니다.
* 융합이 발생하기 위해서는 핵심 온도가 약 1 천만 개의 켈빈에 도달해야합니다.
3. 질량 한계
* 0.08 태양 질량 이하 : 질량이 낮은 물체는 수소 융합에 필요한 온도로 코어를 압축 할 수있는 중력이 충분하지 않습니다. 그들은 갈색 난쟁이로 분류되며, 별보다 시원하고 어둡습니다.
* 0.08 태양 질량 이상 : 질량이 더 높은 물체는 융합을 시작하기에 충분한 중력을 가지고 있으며, 주 시퀀스 별이됩니다.
4. 주요 핵 반응
* 양성자-프로 톤 체인 : 우리의 태양과 같은 별의 지배적 인 융합 과정 (그리고 1.5 태양 질량보다 작은 별). 이 체인은 약 1 천만 개의 켈빈의 최소 온도가 필요합니다.
* CNO 사이클 : 이 과정은 1.5 태양 질량보다 큰 질량을 가진 별에서 더욱 중요해집니다. CNO 사이클은 약간 더 높은 온도가 필요하지만 더 효율적입니다.
요약 :
주 시퀀스 별에 대한 0.08 태양 질량의 질량 한계는 중력과 핵 융합에 필요한 조건 사이의 균형의 결과입니다. 이 한계 아래의 물체는 수소 융합에 필요한 코어 온도를 달성하기에 충분한 중력이 부족하여 진정한 별이되지 않도록합니다.
