1. 형성 :
* accretion : 가스와 먼지의 더 크고 밀도가 높은 구름에서 더 거대한 별이 형성됩니다. 그들은 재료를 더 빨리 발생시켜 더 빠르고 난류 형성 과정으로 이어집니다.
* 온도와 압력 : 더 큰 질량은 더 큰 중력을 의미합니다. 이로 인해 형성 중에 코어의 온도와 압력이 더 높아서 핵 융합을 일찍 시작하여 더 빨리 시작합니다.
2. 주요 순서 :
* 수명 : 더 거대한 별이 수소 연료를 통해 훨씬 빠르게 화상을 입습니다. 이로 인해 덜 거대한 별에 비해 주요 시퀀스에서 수명이 짧아집니다. 태양의 질량의 10 배는 약 1 천만 년 동안 만 살게 될 것이며, 태양은 약 100 억 년 동안 지속될 것입니다.
* 광도와 온도 : 거대한 별은 덜 거대한 별보다 훨씬 밝고 뜨겁습니다. 이는 핵심 온도와 압력이 높아서 핵 융합 속도가 빠르기 때문입니다.
* 스펙트럼 유형 : 별의 온도와 광도는 스펙트럼 유형을 결정합니다. 거대한 별은 O 및 B 스펙트럼 클래스에 속하며, 덜 거대한 별은 G, K 및 M으로 분류됩니다.
3. 메인 후 시퀀스 :
* 거대한 단계 : 별이 수소 연료를 배출하면 주요 시퀀스를 떠나 거대한 단계로 들어갑니다. 이 단계의 크기와 진화는 질량에 크게 의존합니다.
* 레드 거대 단계 : 덜 거대한 별은 붉은 거인이되고 거대한 별은 푸른 거인이됩니다. 온도 차이는 남은 연료를 통해 연소되는 속도 때문입니다.
* 초신성 : 극도로 거대한 별 (태양의 질량의 8 ~ 15 배)은 치명적인 초신성 폭발로 그들의 삶을 끝내고 중성자 별이나 블랙홀을 남겨 둡니다.
* White Dwarf : 덜 거대한 별들은 결국 외부 층을 흘리며 핵심 난쟁이를 형성합니다.
4. 기타 요인 :
* 회전 속도 : 별의 회전 속도는 진화에 영향을 줄 수 있으며, 잠재적으로 자기장과 질량 손실에 영향을 미칩니다.
* 금속성 : 별의 무거운 요소가 풍부하다는 것은 특히 거대한 별의 진화에 영향을 줄 수 있습니다.
요약하면, 별의 질량은 근본적으로 다음을 결정합니다.
* 형성 속도 및 조건
* 메인 시퀀스의 수명
* 광도, 온도 및 스펙트럼 유형
* 주요 시퀀스를 넘어 진화 (거대한 단계, 초신성 또는 흰색 난쟁이)
Mass를 어떻게 지배하는지 이해하는 것은 은하의 역학, 요소의 기원 및 우주의 전반적인 진화를 이해하는 데 중요합니다.
