별은 어떻게 형성되는가

우주에서 별은 어떻게 형성되는가

우주 전체에서 우리는 천구를 형성하는 모든 별을 봅니다. 그러나 잘 아는 사람은 많지 않다. 별은 어떻게 형성되는가. 이 별에는 기원과 끝이 있다는 것을 알아야 합니다. 별의 각 유형은 다른 형성을 가지고 있으며 그 형성에 따라 특성을 가지고 있습니다.

이 기사에서 우리는 별이 어떻게 형성되는지, 별의 특성은 무엇이며 우주에 대한 중요성을 알려줄 것입니다.

별은 무엇입니까

별은 어떻게 형성되는가

별은 가스(주로 수소와 헬륨)로 구성된 천체이며 다음에서 발견됩니다. 압축하려는 중력과 팽창하는 기체 압력으로 인한 평형. 이 과정에서 별은 수소로부터 헬륨과 기타 원소를 합성할 수 있는 핵융합로가 있는 핵에서 많은 에너지를 생산합니다.

이러한 핵융합 반응에서 질량은 완전히 보존되지 않고 작은 부분이 에너지로 변환됩니다. 별의 질량이 가장 작더라도 거대하므로 XNUMX초마다 방출하는 에너지의 양도 마찬가지입니다.

주요 기능

별 형성

별의 주요 특징은 다음과 같습니다.

  • 질량: 태양 질량의 일부에서 태양 질량의 몇 배에 달하는 초질량 별까지 매우 다양합니다.
  • 온도: 도 변수입니다. 별의 빛나는 표면인 광구에서 온도는 50.000-3.000K 범위입니다. 그리고 그 중심의 온도는 수백만 켈빈에 이릅니다.
  • 색: 온도 및 품질과 밀접한 관련이 있습니다. 별은 뜨거울수록 더 푸르고, 반대로 차가울수록 더 붉다.
  • 명도: 그것은 일반적으로 균일하지 않은 항성 복사의 힘에 달려 있습니다. 가장 뜨겁고 가장 큰 별이 가장 밝습니다.
  • 진폭: 지구에서 본 겉보기 밝기.
  • 운동 : 별은 회전 운동뿐만 아니라 필드에 대해 상대적인 운동을 합니다.
  • 나이: 별은 우주의 나이(약 13억 년) 또는 800억 년만큼 젊을 수 있습니다.

별은 어떻게 형성되는가

성운

별은 밀도가 끊임없이 변동하는 거대한 가스 구름과 우주 먼지의 중력 붕괴에 의해 형성됩니다. 이 구름의 주요 물질은 분자 수소와 헬륨, 그리고 지구에 알려진 소량의 모든 원소입니다.

공간에 분산된 질량의 질량을 구성하는 입자의 움직임은 무작위입니다. 그러나 때로는 특정 지점에서 밀도가 약간 증가하여 압축이 생성됩니다..

가스의 압력은 이러한 압축을 제거하는 경향이 있지만 분자를 함께 묶는 중력은 입자가 서로 더 가깝기 때문에 더 강해 효과를 상쇄합니다. 또한 중력은 질량을 더욱 증가시킵니다. 이런 일이 발생하면 온도가 점차 증가합니다.

이제 이 대규모 응축 과정을 항상 사용할 수 있다고 상상해 보십시오. 중력은 방사형이므로 결과적인 물질 구름은 구형 대칭을 갖게 됩니다. 프로토스타라고 합니다. 또한, 이 물질 구름은 고정되어 있지 않고 오히려 물질이 수축함에 따라 빠르게 회전합니다.

시간이 지남에 따라 핵은 극도로 높은 온도와 엄청난 압력에서 형성되어 별의 핵융합로가 될 것입니다. 이것은 임계 질량을 필요로 하지만, 임계 질량이 되었을 때 별은 평형에 도달하고 말하자면 성체의 삶을 시작합니다.

항성 질량과 그 이후의 진화

핵에서 일어날 수 있는 반응의 유형은 초기 질량과 별의 후속 진화에 따라 달라집니다. 태양 질량의 0,08배 미만의 질량(약 2 x 10 30 kg), 핵이 점화되지 않기 때문에 별이 형성되지 않습니다. 이렇게 형성된 물체는 점차 냉각되고 응결이 중단되어 갈색 왜성이 생성됩니다.

반면에 원시별이 너무 무거우면 별이 되는 데 필요한 평형에 도달하지 못하기 때문에 격렬하게 붕괴됩니다.

별을 형성하기 위한 중력 붕괴 이론은 우주의 정상 상태 이론을 개발한 영국의 천문학자이자 우주론자인 James Jeans(1877-1946)에 기인합니다. 오늘날 물질이 끊임없이 생성된다는 이 이론은 빅뱅 이론에 찬성하여 버려졌습니다.

별 수명주기

별은 가스와 우주 먼지로 구성된 성운이 응축되어 형성됩니다. 이 과정은 시간이 걸립니다. 별이 최종적으로 안정되기까지 10천만 년에서 15천 XNUMX백만 년 사이에 일어난 것으로 추정됩니다. 팽창하는 가스의 압력과 중력의 압축력이 균형을 이루면 별은 주계열로 알려진 상태로 들어갑니다.

질량에 따라 별은 Hertzplan-Russell 다이어그램 또는 줄여서 HR 다이어그램의 선 중 하나에 위치합니다. 다음은 항성 진화의 다양한 선을 보여주는 도표이며, 이들 모두는 별의 질량에 의해 결정됩니다.

스텔라 에볼루션 라인

주 계열은 차트의 중앙을 가로지르는 대략 대각선 모양의 영역입니다. 그곳에는 어떤 시점에서 새로 형성된 별들이 질량에 따라 들어옵니다. 가장 뜨겁고 가장 밝고 가장 무거운 별은 왼쪽 상단에 있고 가장 차갑고 가장 작은 별은 오른쪽 하단에 있습니다.

질량은 여러 번 말했듯이 별의 진화를 제어하는 ​​매개변수입니다. 사실로, 매우 무거운 별은 연료가 빨리 고갈되는 반면 작고 차가운 별은, 적색 왜성처럼 더 조심스럽게 다루십시오.

인간에게 적색 왜성은 거의 영원하며 알려진 적색 왜성은 없습니다. 주계열성 옆에는 진화의 결과 다른 은하계로 이동한 별들이 있습니다. 이런 식으로 거성과 초거성은 맨 위에 있고 백색 왜성은 맨 아래에 있습니다.

이 정보를 통해 별이 어떻게 형성되고 별의 특성이 무엇인지 등에 대해 더 많이 알 수 있기를 바랍니다.


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