콘텐츠
별은 주로 수소와 헬륨 가스로 구성됩니다. 크기, 광도 및 온도가 극적으로 다양하며 수십억 년 동안 살며 여러 단계를 거쳐 전환됩니다. 우리 자신의 태양은 은하수를 흩 뜨리는 수백억의 전형적인 별입니다.
출생
별은 구름을 의미하는 라틴어 인 성운이라고 불리는 큰 은하계의 '간호 시리즈'에서 태어납니다. 성운은 먼지와 가스가 짙은 구름으로 수백 개의 별이 생길 수 있습니다. 성운의 일부 지역에서는 가스와 먼지가 덩어리로 모일 것입니다. 이러한 덩어리 중 하나가 너무 많은 질량을 축적하여 자체 중력에 의해 붕괴되면 새로운 별이 생깁니다. 응축 구름의 밀도가 높아지면 온도가 크게 상승합니다. 결국, 온도가 너무 높아져 핵융합이 일어나고 프로토 스타 (protostar)라고 불리는“유아”별이 형성됩니다.
메인 시퀀스 스타
프로토 스타가 주변 가스와 먼지 구름으로부터 충분한 질량을 모으면 주 계열성 별이됩니다. 주 계열성 별은 핵융합으로 알려진 과정에서 수소 원자를 융합하여 헬륨을 만듭니다. 이 단계에는 별이 수십억 년 동안 존재할 수 있습니다. 우리 태양은 현재 주요 순서 단계에 있습니다.
별의 광도는 질량에 크게 의존합니다. 주 계열성이 거대할수록 더 많은 광도가 나타납니다. 주 계열성 별의 색은 별의 온도를 나타냅니다. 더 뜨거운 별은 파란색 또는 흰색으로 표시되고 더 차가운 별은 빨간색 또는 주황색으로 표시됩니다. 별의 질량 또한 수명에 영향을 미칩니다. 별의 질량이 클수록 수명이 짧아집니다.
레드 자이언트
수십억 년 동안 연소 한 후, 주요 시퀀스 스타는 수소의 대부분이 핵융합을 통해 헬륨으로 전환됨에 따라 연료 공급을 완전히 소모 할 것입니다. 그런 다음 과도한 헬륨은 별의 온도를 상승시킵니다. 이 일이 발생하면 별이 빨간색 거인으로 확장됩니다.
붉은 거인은 밝은 붉은 색입니다. 그들은 또한 주 계열성보다 더 크고 밝습니다. 붉은 거인의 핵이 중력에 의해 계속 붕괴됨에 따라, 나머지 헬륨 공급원을 탄소로 전환 할 수있을 정도로 밀도가 높아질 것이다. 이것은 별이 죽을 때까지 약 1 억 년 동안 발생합니다. 질량이 별의 광도를 지시하는 것처럼 별의 죽음의 방식도 결정합니다.
백색 왜성
질량이 낮은 주 계열성은 결국 백색 왜성이됩니다. 붉은 거인이 헬륨 공급을 통해 불타면 별은 질량을 잃게됩니다. 탄소의 남은 핵은 백색 왜성이 될 때까지 수십억 년 동안 계속 냉각되고 광도가 감소합니다. 결국, 백색 왜성 스타는 에너지 생산을 완전히 중단하고 검은 왜성으로 어두워 질 것입니다. 흰색 왜성 별은 적색 거성 별보다 작고 밀도가 높으며 덜 밝습니다. 백색 왜성 별의 밀도는 너무 커서 백색 왜성 물질의 숟가락이 몇 톤에 달합니다.
초신성
더 큰 질량을 가진 주 계열성 별은 초신성 (supernova)이라 불리는 극적이고 폭력적인 폭발로 죽을 운명이다. 이 별들이 헬륨 공급을 통해 불에 타면 나머지 탄소 코어는 결국 철로 변환됩니다. 이 철심은 물질이 표면에서 튀어 오르기 시작하는 지점에 도달 할 때까지 자체 무게로 붕괴됩니다. 이 일이 발생하면 별의 전체 은하의 광도와 동일한 화려한 빛을 발산하는 거대한 폭발이 발생합니다. 일부 초신성 폭발 중에 양성자와 전자가 결합하여 중성자를 형성합니다. 이것은 차례로 중성자라고 불리는 매우 조밀 한 별의 형성으로 이어집니다.