콘텐츠
- 프로토 스타의 형성
- 열핵 생명의 불꽃
- 작은 스타 라이프 사이클 : 메인 시퀀스
- 포스트 메인 시퀀스 – 황금 년
- 태양 크기의 별이 행성상 성운으로 확대
- 남은 것은 백색 왜성
- 대량은 수명주기에 영향을 미칩니다
별은 진정으로 스타 더스트에서 태어납니다. 별은 모든 무거운 요소, 우리의 세계 및 모든 것을 생산하는 공장이기 때문에 스타 더스트에서 나옵니다.
대부분 수소 가스 분자로 구성된 구름은 중력으로 인해 스스로 붕괴되어 별을 형성 할 때까지 상상할 수없는 공간의 추위에 떠 다닙니다.
모든 별은 평등하게 만들어 지지만 사람과 마찬가지로 많은 변형이 있습니다. 별 특성의 주요 결정 요인은 별 형성에 관여하는 스타 더스트의 양입니다.
어떤 별들은 매우 크고, 짧고 장엄한 삶을 사는 반면, 다른 별들은 너무 작아서 처음에는 별이 될만큼 질량이 거의 없었으며, 그들은 매우 긴 수명을 가지고 있습니다. NASA와 다른 우주 당국이 설명 하듯이 별의 수명주기는 질량에 크게 의존합니다.
우리 태양의 크기와 거의 비슷한 별들은 작은 별들로 여겨지지만, 붉은 드워프만큼 작지 않습니다. 태양의 질량의 약 절반을 가지고 있으며 별이 얻을 수있는 한 영원에 가깝습니다.
G 형의 주 계열성 (또는 황색 왜성)으로 분류되는 태양과 같은 저 질량 별의 수명주기는 약 100 억 년 지속됩니다. 이 크기의 별은 초신성이되지 않지만 극적인 방식으로 삶을 마칩니다.
프로토 스타의 형성
우리의 발이 땅에 붙어 있고 행성이 궤도를 돌고있는 신비한 힘인 중력은 별 형성을 담당합니다. 우주를 떠 다니는 성간 가스와 먼지 구름 내에서 중력은 분자를 작은 덩어리로 합쳐서 부모 구름을 제거하여 프로토 스타가됩니다. 때때로 붕괴는 초신성과 같은 우주적 사건에 의해 촉진됩니다.
질량 증가로 인해 프로토스 타는 더 많은 스타 더스트를 유치 할 수 있습니다. 운동량의 보존은 붕괴 물질이 회전 디스크를 형성하게하고, 압력이 증가하고 가스 분자에 의해 방출 된 운동 에너지가 중심으로 끌어 당겨 온도가 상승한다.
오리온 성운에는 여러 곳의 프로토 스타가 존재하는 것으로 알려져 있습니다. 아주 어린 것들은 너무 확산되어 보이지 않지만 결국에는 합쳐지면서 불투명 해집니다. 이런 일이 발생하면 물질의 축적이 코어에 적외선을 가두어 온도와 압력을 더 증가시켜 더 많은 물질이 코어로 떨어지는 것을 막습니다.
그러나 별의 봉투는 놀라운 일이 일어날 때까지 물질을 계속 끌어 당기고 자랍니다.
열핵 생명의 불꽃
비교적 약한 힘인 중력이 열핵 반응을 야기하는 일련의 사건을 유발할 수 있다고 생각하기는 어렵지만, 그 결과가 발생합니다. 프로토 스타가 계속해서 물질을 축적함에 따라, 코어의 압력이 너무 강 해져서 수소가 헬륨으로 융합되기 시작하고, 프로토스 타는 별이됩니다.
열핵 활동의 출현은 회전축을 따라 별에서 펄럭이는 강한 바람을 만듭니다. 별의 둘레를 순환하는 물질은이 바람에 의해 방출됩니다. 이것은 별 형성의 T-Tauri 단계이며, 플레어 및 분출을 포함한 활발한 표면 활동이 특징입니다. 이 단계에서 별의 질량의 최대 50 %를 잃을 수 있습니다. 별의 경우 태양의 크기가 몇 백만 년 동안 지속됩니다.
결국, 별 주변의 물질이 사라지기 시작하고 남은 것은 행성으로 합쳐집니다. 태양풍은 가라 앉고 별은 주 계열의 안정 기간에 정착한다. 이 기간 동안, 핵에서 발생하는 헬륨으로의 수소의 융합 반응에 의해 생성 된 외력은 내력의 균형을 잡으며 별은 물질을 잃거나 얻지 못한다.
작은 스타 라이프 사이클 : 메인 시퀀스
밤하늘에있는 대부분의 별은 주 계열성입니다.이 기간은 모든 별의 수명에서 가장 길기 때문입니다. 주 계열에있는 동안 별은 수소를 헬륨으로 융합 시키며 수소 연료가 다 떨어질 때까지 계속 그렇게한다.
융합 반응은 작은 별보다 큰 별에서 더 빨리 발생하므로 거대한 별은 흰색 또는 파란색 빛으로 더워지고 더 짧은 시간 동안 타 오릅니다. 태양의 크기는 100 억 년 동안 지속될 것이지만, 거대한 거대한 푸른 거인은 2 천만 동안 지속될 수 있습니다.
일반적으로 두 가지 유형의 열핵 반응이 주 계열성 별에서 발생하지만 태양과 같은 작은 별에서는 한 가지 유형, 즉 양성자-양성자 사슬이 발생합니다.
양성자는 수소 핵이며, 별핵에서는 정전기 반발을 극복하고 충돌하여 헬륨 -2 핵을 형성하기에 충분히 빠르며 V과정에서 중성미자와 양전자. 다른 양성자가 새로 형성된 헬륨 -2와 충돌 할 때 핵, 그들은 헬륨 -3에 융합하고 감마 광자를 방출합니다. 마지막으로, 두 개의 헬륨 -3 핵이 충돌하여 하나의 헬륨 -4 핵과 두 개의 더 많은 양성자가 생성되어 연쇄 반응을 계속합니다. 결국 양자 양성자 반응은 4 개의 양성자를 소비합니다.
주요 반응 내에서 발생하는 하나의 하위 사슬은 베릴륨 -7과 리튬 -7을 생성하지만 양전자와 충돌 한 후 결합하여 두 개의 헬륨 -4 핵을 생성하는 전이 요소입니다. 다른 하위 사슬은 베릴륨 -8을 생성하는데, 이는 불안정하고 자발적으로 두 개의 헬륨 -4 핵으로 나뉩니다. 이러한 하위 프로세스는 전체 에너지 생산의 약 15 %를 차지합니다.
포스트 메인 시퀀스 – 황금 년
인간의 생명주기에서 황금기는 에너지가 약해지기 시작하는시기이며, 별에서도 마찬가지입니다. 질량이 낮은 별의 황금 년은 별이 핵에서 모든 수소 연료를 소비했을 때 발생하며,이 기간은 메인 이후 시퀀스라고도합니다. 코어의 핵융합 반응이 중단되고 외부 헬륨 쉘이 붕괴되어 붕괴 쉘의 잠재적 에너지가 운동 에너지로 변환됨에 따라 열 에너지가 생성됩니다.
여분의 열로 인해 쉘의 수소가 다시 융합되기 시작하지만 이번에는 코어에서만 발생했을 때보 다 더 많은 열이 발생합니다.
수소 껍질 층의 융합은 별의 가장자리를 바깥쪽으로 밀고 외부 대기는 팽창하고 냉각되어 별을 붉은 거인으로 만듭니다. 약 50 억 년 동안 태양에 이런 일이 발생하면 지구와의 거리가 절반으로 늘어날 것입니다.
쉘에서 발생하는 수소 융합 반응에 의해 더 많은 헬륨이 덤핑됨에 따라 팽창은 코어에서의 온도 상승을 동반한다. 너무 뜨거워 져서 코어에서 헬륨 융합이 시작되어 베릴륨, 탄소 및 산소가 생성되며이 반응 (헬륨 플래시라고 함)이 시작되면 빠르게 퍼집니다.
쉘의 헬륨이 소진 된 후 작은 별의 코어는 생성 된 더 무거운 요소를 융합하기에 충분한 열을 생성 할 수 없으며 코어를 둘러싼 쉘이 다시 붕괴됩니다. 이 붕괴는 쉘에서 헬륨 융합을 시작하기에 충분한 양의 열을 생성하고 새로운 반응은 별 반경이 원래 반경의 100 배만큼 증가하는 새로운 팽창 기간을 시작합니다.
우리 태양이이 단계에 이르면 화성 궤도 너머로 확장됩니다.
태양 크기의 별이 행성상 성운으로 확대
아이들을위한 별의 수명주기에 대한 모든 이야기에는 행성상 성운에 대한 설명이 포함되어야합니다. 왜냐하면 그들은 행성에서 가장 눈에 띄는 현상이기 때문입니다. 행성상 성운이라는 용어는 행성과 관련이 없기 때문에 잘못된 이름입니다.
그것은 신의 눈 (나선 성운)의 극적인 이미지와 인터넷을 채우는 다른 이미지를 담당하는 현상입니다. 행성상 성운과는 별개로, 행성상 성운은 작은 별이 죽었다는 신호입니다.
별이 두 번째 붉은 거인 단계로 확장됨에 따라, 핵심은 동시에 초고온 백색 왜성으로 붕괴되며, 이것은 원래 별의 질량이 대부분 지구 크기의 구체로 채워진 밀도가 높은 잔존물입니다. 백색 왜성은 팽창 껍질에서 가스를 이온화하는 자외선을 방출하여 극적인 색상과 모양을 생성합니다.
남은 것은 백색 왜성
행성 성운은 오래 지속되지 않아 약 20,000 년 후에 사라집니다. 그러나 행성상 성운이 소멸 된 후에 남아있는 백색 왜성은 매우 오래 지속됩니다. 기본적으로 탄소와 산소가 전자와 혼합되어 너무 꽉 채워 져서 퇴화한다고합니다. 양자 역학의 법칙에 따르면 더 이상 압축 할 수 없습니다. 별은 물보다 백만 배 더 밀도가 높습니다.
백색 왜성 내부에서는 핵융합 반응이 발생하지 않지만 표면적이 작기 때문에 뜨겁게 유지되므로 방출되는 에너지의 양이 제한됩니다. 결국 검은 색의 비활성 탄소 덩어리가되고 전자를 퇴화시키기 위해 냉각되지만 100 ~ 1,000 억 년이 걸릴 것이다. 우주는 아직 이런 일이 일어나지 않았습니다.
대량은 수명주기에 영향을 미칩니다
태양의 크기가 태양의 수소 연료를 소비하면 백색 왜성이 될 수 있지만, 태양의 1.4 배에 달하는 질량을 가진 태양은 다른 운명을 경험합니다.
Chandrasekhar 한계로 알려진이 질량을 가진 별은 중력이 전자 변성의 외부 저항을 극복하기에 충분하기 때문에 계속 붕괴합니다. 백색 왜성이 아닌 중성자 별이됩니다.
찬드라 세 카르 질량 제한은 별이 질량을 많이 방출 한 후에 핵심에 적용되고, 잃어버린 질량이 상당하기 때문에, 별은 붉은 거인 단계에 들어가기 전에 태양 질량의 약 8 배가되어야합니다. 중성자 별.
붉은 왜성 별은 태양 질량의 절반에서 3/4 사이의 질량을 가진 별입니다. 그들은 모든 별 중에서 가장 시원하며 핵심에 많은 헬륨을 축적하지 않습니다. 결과적으로 그들은 핵연료를 다 써 버렸을 때 붉은 거인이되기 위해 확장하지 않는다. 대신 그들은 행성상 성운을 생산하지 않고 백색 왜성으로 직접 수축한다. 그러나이 별들은 너무 느리게 타기 때문에, 그 중 하나가이 과정을 거치기까지는 아마도 아마도 1000 억 년 정도의 시간이 걸릴 것이다.
태양 질량이 0.5 미만인 별은 갈색 왜성으로 알려져 있습니다. 그들은 실제로 별이 아닙니다. 왜냐하면 그들이 형성되었을 때 수소 융합을 시작하기에 충분한 질량이 없었기 때문입니다. 중력의 압축력은 그러한 별들이 방출하기에 충분한 에너지를 생성하지만, 스펙트럼의 맨 끝에서 거의 지각 할 수있는 빛을 가지고있다.
연료 소비가 없기 때문에, 그러한 별이 우주가 지속되는 한 그대로 유지되는 것을 막을 수있는 것은 없습니다. 태양계의 바로 근처에 그들 중 하나 이상이있을 수 있으며, 너무 희미하게 빛 났기 때문에, 그들이 그곳에 있다는 것을 결코 알지 못했습니다.