우리가 이미 소개에서 발견 한 바와 같이,별의 진화는 복잡한 대상이 될 수 있습니다. 다행히 이것을 통해 정렬 하 고 몇 가지 지침을 만들 수 있는 방법이 있다.
모든 별들은 핵융합을 통해 에너지를 생산한다.,
그리고 별에는 두 가지 주요 범주가 있습니다:
- 저 질량 별-우리 태양처럼
- 고 질량 별-큰 초거성
두 범주의 별 모두 동일하게 시작할 수 있지만 그 끝은 극적으로 다릅니다. 질량이 낮은 별은 태양 질량이 2.2 미만인 모든 별입니다. 태양 질량이 2.2 보다 많은 별은 질량이 높은 별입니다.
우리는 이미 붕괴 전에 구름의 크기에 제한을 두는 청바지 질량과 청바지 길이의 개념을 도입했습니다. 이제 수축되는 구름의 전체 질량은 곧 될 별들이 주 시퀀스에 위치하도록 지시 할 것입니다.
헤르츠스프룽-러셀 다이어그램은 아마도 천문학자가 가질 수 있는 가장 강력한 도구 중 하나일 것이다. 에 의해 개척 엘 나르 헤르츠 스프 룽 과 헨리 노리스 러셀,다이어그램은 광도와 반경 사이의 관계를 보여주었습니다:
결과는 우리가 별에 대해 알고있는 것을 그래픽으로 표현한 것입니다:
(이미지 제공:피어슨 교육,애디슨 웨슬리)
다이어그램은 우리의 태양과 같은 정상적인 별이 주 서열이라고 불리는 것에 존재한다는 것을 보여줍니다. 다른 별들은 그들이 생산하는 에너지와 에너지를 기반으로 다른 지역을 채 웁니다.광도.
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그러나 우리가 완전히 형성된 별을 살펴보기 전에,우리는 원시 별의 초기 역사를 조사해야합니다.
왼쪽의 이미지는 중앙의 원형성이 수소 원자를 융합하기에 충분하지 않고 구름을 평평하게하고 구름에서 멀리 떨어진 원반 물질(녹색 흔적)을 배출하기에 충분한 열과 에너지를 생성하는 지점까지 붕괴 된 분자 구름을 보여줍니다. 물질이 분출되면 구름 전체의 각 회전이 느려지고 각운동량이 손실되지만 에너지는 어딘가로 이동해야 한다. 디스크의 점화한 부분의 모양은 곳에 설명합니다 |
이 에너지의 일부는 자기 밴드가 별에 가깝게 형성됨에 따라 진행됩니다. 회전에서 에너지는 지금 자기 라인을 통해 전송 되 고. 그러나 프로토 스타의 열은 계속 상승합니다.
이미지 제공
고속 제트는 위의 이미지와 같은 성간 충격파를 생성합니다. 이것을 허비하로 객체라고 합니다. 이 효과는 이온화 된 산소와 탄소의 결과입니다. 이 물체를 만드는 바람은 20 킬로미터/초에서 거의 500 킬로미터/초 사이에있을 수 있습니다.
이 단계에서 중심 물체의 이름은 원형 별에서 젊은 항성 물체로 바뀝니다. 제트기가 원반 물질을 계속 배출하는 동안,젊은 항성 물체가 보이게되고 이름이 다시 티타우리 항성으로 바뀝니다. 이 단계는 수소 융합이 시작될 때까지 계속됩니다.
저질량과 고질량 별 사이의 분리 지점은 구름 자체의 질량에 있다. 천문학 자들은 새로운 별들이 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램(이하 호리호리 다이어그램으로 알려짐)에서 취하는 위치를 이론화 할 수있었습니다. 별 진화에 대한 광범위한 연구 끝에 하야시 추시로 이름을 딴 하야시 트랙은 티 타우리 별이 메인 시퀀스에 들어가는 곳을 보여줍니다.
이미지 크레디트
진화론 적 트랙에 대한보다 자세한 모습:
(이미지 제공:브룩스/콜 톰슨 학습)
| 이 타임 라인은 야당의 질량 한계를 보여줍니다. 차트에서 더 큰 질량이 주 시퀀스에 들어가는 것은 더 낮은 질량 별보다 더 빠르다는 것을 알 수 있습니다. 이 요소는 이들 별의 수명에도 존재합니다. 기본적으로 큰 별:
“빨리 살고 젊게 죽는다.” |
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특별 참고 사항,별이 메인 시퀀스를 입력 점,그것은 제로 나이 메인 시퀀스 스타,또는 잼이라고합니다.
우리의 별은 이제 주요 시퀀스 단계에 들어갔다. 핵융합은 별의 핵에서 시작되었고,그 에너지를 표면 대기로 방출 및/또는 대류 중이다.
(이미지 제공:브룩스/콜 톰슨 학습)
지금까지 내부 에너지 수송으로,차이는 조금 다르다:
- 방사선의 에너지 수송 메커니즘은 0 사이의 별에 존재합니다.8 과 1.2 태양 질량
- 0.8 미만의 별(갈색 왜성,이소,티-타우리)은 대류 핵
- 다른 모든 별들은 위의 이미지에서 거대한 별으로서의 에너지 수송 패턴을 보여줍니다.
일단 주 서열에서 저질량과 고질량 별 모두 양성자-양성자 사슬을 통해 에너지를 생성합니다.
(이미지 제공:브룩스/콜 톰슨 학습)
이 반응의 일부가 일어나기까지는 다소 시간이 걸리며,그 결과 핵심 수소를 소비하기 전에 꽤 많은 시간이 걸립니다.
스펙트럼 클래스에 기초한 항성 수명:
영형 별이 우리 태양과 같은 별과 비교하여 단지 백만 년 동안 주 시퀀스에 어떻게 존재하는지 주목하십시오.
일단 별이 껍질 수소 연소를 시작하면,이것은 주 서열 분기점을 나타낸다. 이 시점에서 낮은 질량과 높은 질량의 별은 조금 다르게 진화합니다.
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