별
Star
별은 중력에 의해 함께 고정된 플라즈마의 발광 구상체로 이루어진 천체이다.지구에서 가장 가까운 별은 태양이다.다른 많은 별들은 밤에 육안으로 볼 수 있지만, 지구에서 매우 멀리 떨어져 있기 때문에 고정된 빛의 점으로 보입니다.가장 눈에 띄는 별들은 별자리와 별자리로 분류되며, 가장 밝은 별들 중 많은 별들이 적절한 이름을 가지고 있다.천문학자들은 알려진 별들을 식별하고 표준화된 별 명칭을 제공하는 항성 목록을 만들었다.관측 가능한 우주에는 약 10개에서24 10개의 별이 포함되어22 있습니다.여전히 대부분은 우리 은하계인 은하계 밖의 모든 별들을 포함하여 지구에서는 육안으로는 보이지 않습니다.
별의 수명은 헬륨과 미량의 무거운 원소들과 함께 주로 수소로 구성된 물질의 가스 성운의 중력 붕괴로 시작된다.그것의 총 질량은 그것의 진화와 궁극적인 운명을 결정하는 주요 요인이다.별은 중심핵에서 수소와 헬륨의 열핵융합으로 인해 활동 수명의 대부분을 빛난다.이 과정은 별의 내부를 가로지르는 에너지를 방출하고 우주로 방출합니다.별의 수명이 다하면 중심핵은 백색왜성, 중성자별, 또는 충분히 질량이 큰 블랙홀과 같은 별의 잔해가 됩니다.
별이나 그 잔존물의 별의 핵합성은 리튬보다 무거운 거의 모든 자연적으로 발생하는 화학 원소를 생성한다.별의 질량 손실이나 초신성 폭발은 화학적으로 농축된 물질을 성간 매질로 돌려보냅니다.그리고 나서 그것들은 새로운 별들로 재활용된다.천문학자들은 별의 겉보기 밝기, 스펙트럼, 시간 경과에 따른 위치 변화를 관찰함으로써 질량, 나이, 금속성(화학 성분), 변동성, 거리, 우주 운동 등 별의 특성을 결정할 수 있습니다.
별은 행성계와 두 개 이상의 별이 있는 항성계의 경우처럼 다른 천체들과 궤도계를 형성할 수 있습니다.그러한 두 별이 상대적으로 가까운 궤도를 가지고 있을 때, 그들의 중력 상호작용은 그들의 진화에 큰 영향을 미칠 수 있습니다.별들은 성단이나 은하와 같이 훨씬 더 큰 중력으로 묶여 있는 구조의 일부를 형성할 수 있습니다.
어원학
"별"이라는 단어는 궁극적으로 인도-유럽조어 어근인 "hḗst"r"에서 유래했지만, "ash" + -trr (가칭 접미사)의 근원이기도 한 "heheh ("s-"("태우다")로 더 분석할 수 있다.라틴 스텔라, 그리스 아스터, 독일 스턴을 비교해봐어떤 학자들은 이 단어가 아카드어의 "istar" (비너스)에서 온 것이라고 믿지만, 어떤 학자들은 그 제안을 의심한다.별은 별자리, 소행성, 별자리, 별자리, [1]에스더와 같은 어원을 가지고 있다.
관찰 이력
역사적으로 별은 전 세계 문명에 중요한 존재였다.그것들은 천체의 항해와 방향, 계절의 경과를 표시하고 달력을 정의하는 데 사용되는 종교적 관습의 일부입니다.
초기 천문학자들은 천구상의 위치가 변하지 않는 "고정된 별"과 며칠 또는 [4]몇 주에 걸쳐 고정된 별에 대해 눈에 띄게 움직이는 "유랑하는 별" 사이의 차이를 알아냈다.많은 고대 천문학자들은 별들이 영원히 천구에 붙어 있고 불변의 존재라고 믿었다.관례에 따라, 천문학자들은 저명한 별들을 별자리와 별자리로 묶어서 행성들의 움직임과 태양의 [2]추정 위치를 추적하기 위해 그것들을 사용했다.배경별(그리고 수평선)에 대한 태양의 움직임은 농업 [5]관행을 규제하는 데 사용될 수 있는 달력을 만드는 데 사용되었다.현재 세계 거의 모든 곳에서 사용되고 있는 그레고리력은 지구의 지역 별인 태양을 기준으로 한 자전축의 각도에 기초한 태양력이다.
가장 오래된 정확한 날짜의 별표는 기원전 [6]1534년 고대 이집트 천문학의 결과물이다.가장 먼저 알려진 성표는 카사이트 시대(기원전 1531년경–[7]1155년경)인 기원전 2천년 후반 메소포타미아의 고대 바빌로니아 천문학자들에 의해 작성되었다.
그리스 천문학에서 최초의 성표는 기원전 300년경에 티모카리스의 [8]도움으로 아리스틸루스에 의해 만들어졌다.히파르코스(기원전 2세기)의 항성 목록에는 1,020개의 별이 포함되어 있으며, 프톨레마이오스의 항성 [9]목록을 만드는 데 사용되었다.히파르코스는 최초로 기록된 노바(새로운 별)[10]를 발견한 것으로 알려져 있다.오늘날 사용되는 많은 별자리와 별 이름들은 그리스 천문학에서 유래되었다.
천체의 명백한 불변성에도 불구하고, 중국 천문학자들은 새로운 별이 [11]나타날 수 있다는 것을 알고 있었다.서기 185년, 그들은 현재 [12]SN 185로 알려진 초신성을 관찰하고 그에 대해 쓴 최초의 사람들이다.역사상 가장 밝은 항성 사건은 SN 1006 초신성으로, 1006년에 관측되었으며 이집트 천문학자 알리 이븐 리드완과 몇몇 중국 [13]천문학자에 의해 기록되었다.게 성운을 탄생시킨 SN 1054 초신성도 중국과 이슬람 [14][15][16]천문학자들에 의해 관측되었다.
중세 이슬람 천문학자들은 오늘날에도 여전히 사용되는 많은 별들에 아랍어 이름을 붙였고 그들은 별들의 위치를 계산할 수 있는 수많은 천문 기구들을 발명했다.그들은 최초의 대형 천문 연구소를 지성 목록 [17]제작을 목적으로 세웠다.이 중에서, 고정성서(964)는 페르시아의 천문학자 압드 알-라흐만 알 수피(Abd al-Rahman al-Sufi)에 의해 쓰여졌으며, 그는 많은 별, 성단(오미크론 벨로룸과 브로치의 성단 포함), 그리고 은하(안드로메다 [18]은하 포함)를 관찰했다.A. Zahooor에 따르면, 11세기에 페르시아의 박식학자 Abu Rayhan Biruni는 은하수를 성운 별의 성질을 가진 다수의 조각으로 묘사했고, [19]1019년 월식 동안 다양한 별의 위도를 알려 주었다.
호세프 푸이그에 따르면, 안달루시아의 천문학자 이븐 바지자는 500AH(1106/1107 AD)에 목성과 화성의 결합을 관찰한 [20]것을 증거로 들며 은하수가 서로 거의 닿을 뻔한 많은 별들로 이루어져 있고, 달 아래 물질로부터의 굴절 효과로 인해 연속적인 이미지로 보인다고 제안했다.티코 브라헤와 같은 초기 유럽 천문학자들은 밤하늘의 새로운 별(나중에 노바에라고 불림)을 확인했는데, 이는 하늘이 불변의 것이 아니라는 것을 암시한다.1584년, 지오르다노 브루노는 별들이 태양과 같으며,[21] 아마도 지구와 같은 다른 행성들이 그들 주변의 궤도를 돌고 있을 것이라고 제안했는데, 이는 고대 그리스 철학자 데모크리투스와 에피쿠로스 [22]그리고 파크르 알딘 알-라지와 [24]같은 중세 이슬람 우주론자들에[23] 의해 일찍이 제안되었던 아이디어이다.다음 세기가 되자 별들이 태양과 동일하다는 생각은 천문학자들 사이에서 합의에 도달했다.왜 이 별들이 태양계에 순중력을 가하지 않았는지 설명하기 위해, 아이작 뉴턴은 별들이 모든 방향으로 균등하게 분포되어 있다고 제안했는데, 이는 신학자 리처드 벤틀리에 [25]의해 촉발된 아이디어이다.
이탈리아 천문학자 제미니아노 몬타나리는 1667년 알골별의 광도 변화를 관찰했다고 기록했습니다.에드몬드 핼리는 근처 "고정" 별 한 쌍의 고유 운동에 대한 첫 번째 측정을 발표했는데, 이는 고대 그리스 천문학자 프톨레마이오스와 히파르코스 [21]시대 이후로 위치가 바뀌었다는 것을 증명했다.
윌리엄 허셜은 하늘의 별 분포를 알아내려고 시도한 최초의 천문학자였다.1780년대 동안, 그는 600개의 방향으로 일련의 게이지를 만들었고 각각의 시선을 따라 관측된 별들을 세어 보았다.이를 통해 그는 별의 수가 하늘의 한 쪽, 즉 은하 중심 방향으로 꾸준히 증가했다고 추정했다.그의 아들 존 허셜은 남반구에서 이 연구를 반복했고 같은 [26]방향에서 그에 상응하는 증가를 발견했다.그의 다른 업적들 외에도, 윌리엄 허셜은 몇몇 별들이 단지 같은 시선에 놓여 있는 것이 아니라 쌍성계를 [27]형성하는 물리적인 동반자라는 것을 발견한 것으로 유명하다.
별 분광학의 과학은 요제프 폰 프라운호퍼와 안젤로 세키에 의해 개척되었다.시리우스와 같은 별들의 스펙트럼을 태양과 비교함으로써, 그들은 흡수선의 강도와 개수, 즉 대기의 특정 주파수 흡수 때문에 생기는 항성 스펙트럼의 어두운 선을 발견했다.1865년, 세키는 별들을 스펙트럼 유형으로 [28]분류하기 시작했다.현대판 항성 분류 체계는 1900년대 [29]초에 애니 캐논에 의해 개발되었습니다.
1838년 프리드리히 베셀이 시차 기법을 사용하여 별까지의 거리를 직접 측정하였다.시차 측정은 하늘의 [21]별들이 크게 떨어져 있다는 것을 보여주었다.19세기 동안 이중성의 관측은 점점 더 중요해졌다.1834년, 프리드리히 베셀은 별 시리우스의 고유 운동 변화를 관찰하고 숨겨진 동반자를 추론했다.에드워드 피커링은 1899년 104일 주기로 미자르의 스펙트럼선이 주기적으로 쪼개지는 것을 관찰하면서 최초의 분광쌍성을 발견했다.Friedrich Georg Wilhelm von Struve와 S. W. Burnham과 같은 천문학자들에 의해 많은 쌍성계에 대한 자세한 관찰이 수집되었고, 이것은 별의 질량을 궤도 요소의 계산으로부터 결정할 수 있게 했다.망원경 관측에서 쌍성의 궤도를 도출하는 문제에 대한 첫 번째 해결책은 1827년 [30]펠릭스 사바리에 의해 만들어졌습니다.
20세기는 별에 대한 과학적 연구가 점점 더 빠르게 진전되었다.그 사진은 귀중한 천문학적 도구가 되었다.칼 슈바르츠실트는 별의 색과 그에 따른 온도가 사진 등급과 시각 등급을 비교함으로써 결정될 수 있다는 것을 발견했다.광전 광도계의 개발로 여러 파장 간격으로 매그니튜드를 정밀하게 측정할 수 있었다.1921년 알버트 A. 마이클슨은 윌슨 [31]산 천문대에 있는 후커 망원경의 간섭계를 사용하여 별의 지름을 처음으로 측정했다.
별의 물리적 구조에 대한 중요한 이론적 연구는 20세기 첫 수십 년 동안 일어났다.1913년에 헤르츠스프룽-러셀 도표가 개발되어 별에 대한 천체물리학적 연구를 추진하였다.성공적인 모형들은 별의 내부와 별의 진화를 설명하기 위해 개발되었다.Cecilia Payne-Gaposchkin은 1925년 [32]박사 논문에서 별이 주로 수소와 헬륨으로 만들어졌다고 처음 제안했다.별의 스펙트럼은 양자 물리학의 발전을 통해 더욱 이해되었다.이를 통해 항성 대기의 화학적 성분을 확인할 [33]수 있었다.
초신성 및 초신성 위성과 같은 드문 사건을 제외하고, 개별 별들은 주로 국부 [34]은하군에서 관측되었으며, 특히 우리 은하에서 사용할 수 있는 상세한 별 목록과 그 위성에서 [35]볼 수 있는 은하수의 가시적인 부분에서 관측되었습니다.처녀자리 [37]은하단의 M87[36] 및 M100 은하에서 세페이드 변광성과 같은 개별 별들이 관측되었으며, 상대적으로 가까운 [38]다른 은하에서도 밝은 별들이 관측되었습니다.중력렌즈의 도움으로, 90억 광년 떨어진 [39][40]곳에서 하나의 별(이카루스라는 이름)이 관측되었다.
지정
별자리의 개념은 바빌로니아 시대에 존재했던 것으로 알려져 있다.고대 하늘 관찰자들은 별들의 두드러진 배열이 패턴을 형성한다고 상상했고, 그들은 그것들을 자연의 특정한 측면이나 신화와 연관시켰다.이 형태들 중 12개는 황도 띠를 따라 놓여졌고 이것들은 [41]점성술의 기초가 되었다.특히 아랍어 또는 라틴어 명칭으로 유명한 별들의 이름이 많이 붙여졌다.
특정 별자리와 태양 자체뿐만 아니라, 각각의 별들은 그들만의 [42]신화를 가지고 있다.고대 그리스인들의 일부"별들", 행성(그리스 πλανήτης(planētēs) 알려진 의미"방랑자")시려면으로부터의 행성들의 이름을 수성, 금성, 화성, 목성과 토성을 취한 중요한 신들을 반영한다.[42](천왕성과 해왕성이 그리스와 로마 신들 아니지만, 행성들로 고대에는 자신들의 낮은 brightne 때문에 알려져 있었다.ss. 그들의 이름은 후대의 천문학자들에 의해 붙여졌다.)
1600년경, 별자리의 이름은 하늘의 해당 지역에 있는 별들의 이름을 짓기 위해 사용되었다.독일 천문학자 요한 바이어는 일련의 별 지도를 만들고 그리스 문자를 각 별자리의 별에 붙였습니다.나중에 이 별의 적경에 기초한 번호 체계가 발명되었고 존 플램스티드의 책 "영태니커 실레스티스 역사" (1712년 판)에서 별 목록에 추가되었고, 이 번호 체계는 플램스티드 명칭 또는 플램스티드 [43][44]번호 체계로 불리게 되었다.
천체를 명명하는 데 있어 국제적으로 인정받는 권위는 국제천문연맹이다.[45]국제천문연맹은 [47]별의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하는 별명 작업 그룹(WGSN)[46]을 유지하고 있다.국제천문연맹(IAU)이나 전문 천문학자,[48] 아마추어 천문학계에서 인정받지 못하는 별의 이름을 판매하는 민간 회사도 많다.대영 도서관은 이것을 규제되지 않은 상업 [49][50]기업이라고 부르고, 뉴욕시 소비자 및 근로자 보호부는 이러한 유명 기업이 기만적인 무역 [51][52]관행을 하고 있다는 이유로 위반을 발표했다.
측정 단위
별의 매개변수는 SI 단위나 가우스 단위로 표현될 수 있지만, 종종 태양의 특성에 따라 질량과 광도, 반지름을 태양 단위로 표현하는 것이 가장 편리합니다.2015년 IAU는 항성 매개변수를 인용하는 데 사용할 수 있는 일련의 공칭 태양 값(불확실성 없이 SI 상수로 정의)을 정의했다.
태양 질량⊙ M은 뉴턴 중력 상수 G의 상대적인 불확실성(10−4)이 크기 때문에 IAU에 의해 명확하게 정의되지 않았다.뉴턴 중력 상수와 태양 질량(GM⊙)의 곱이 훨씬 더 정밀하게 결정되었기 때문에 IAU는 명목 태양 질량 매개변수를 다음과 같이 정의했다.
공칭 태양 질량 매개변수: GM⊙ = 1.3271244 × 10203 m s−2
공칭 태양 질량 매개변수는 뉴턴 중력 상수 G의 최신(2014) CODATA 추정치와 결합하여 태양 질량을 약 1.9885 × 1030 kg으로 도출할 수 있다.밝기, 반지름, 질량 매개변수 및 질량의 정확한 값은 관측 불확실성으로 인해 미래에 약간 다를 수 있지만 2015 IAU 명목 상수는 항성 매개변수를 인용하는 데 유용한 측정값으로 남아 있기 때문에 동일한 SI 값을 유지할 것이다.
거성의 반지름이나 쌍성계의 장축과 같은 큰 길이는 종종 천문학 단위로 표현되는데, 이는 지구와 태양 사이의 평균 거리(1억 5천만 km 또는 약 9천 3백만 마일)와 거의 같다.2012년 국제천문연맹은 천문상수를 미터 단위의 정확한 길이로 정의했다: 149,597,870,700 [53]m.
형성과 진화
별들은 물질 밀도가 높은 우주 공간에서 응축되지만, 이러한 영역은 진공 챔버 내보다 밀도가 낮습니다.분자 구름으로 알려진 이 지역들은 대부분 수소로 이루어져 있으며, 약 23에서 28 퍼센트의 헬륨과 몇 퍼센트의 무거운 원소들이 있다.이러한 별 형성 영역의 한 예는 오리온 [54]성운입니다.대부분의 별들은 수십에서 수십만 개의 [55]별들로 이루어진 그룹을 형성합니다.이 무리들의 거대한 별들은 이 구름들을 강하게 비추고 수소를 이온화하며 HII 영역을 형성할 수 있습니다.별의 형성에 따른 이러한 피드백 효과는 궁극적으로 구름을 교란시키고 더 이상의 별 [56]형성을 방해할 수 있습니다.
모든 별들은 주계열성으로 존재의 대부분을 보내며, 주로 중심핵에서 수소가 헬륨으로 핵융합하는 것에 의해 추진된다.그러나 질량이 다른 별들은 발달의 다양한 단계에서 현저하게 다른 성질을 가지고 있다.더 무거운 별들의 궁극적인 운명은 덜 무거운 별들의 운명과 그들이 환경에 미치는 영향과 마찬가지로 다릅니다.따라서 천문학자들은 종종 [57]별들을 질량에 따라 분류합니다.
- 질량이 0.5 미만인 매우 낮은 별들은 완전히 대류하고 주계열성 전체에 헬륨이 고르게 분포합니다.그러므로, 그들은 결코 조개껍데기를 태우지 않고 적색 거성이 되지 않습니다.수소를 소진하고 나면 헬륨 백색왜성이 되어 서서히 [58]식는다.0.5의 수명으로서M☉ 별들은 우주의 나이보다 더 길며, 그러한 별은 아직 백색왜성 단계에 도달하지 않았다.
- 질량이 0.5인 낮은 별(태양 포함)M☉ 및 2.25까지M☉ 구성에 따라,이 붉은 거인들로 그 핵심에, 수소와 그들은 핵심에서 헬륨 플래시.에서 헬륨을 불타오르기 시작해 고갈된다. 곧 그들은 점근 거성 가지 나중에, 그들이 마침내 행성상 성운으로, 백색 왜성의 형태로 그들의 핵심만이 떠나외각을 부타락한 carbon-oxygen 핵심을 개발한다.[59][60]
- 중간 질량의 별들, ~2.25 사이M☉ 및 최대 8M낮은 질량의 별과 유사한 진화 단계를 거치지만 적색 거성 가지에서 비교적 짧은 시간 후에 헬륨을 섬광 없이 점화하여 퇴화된 탄소-산화핵을 [59][60]형성하기 전에 적색 덩어리에서 오랜 시간을 보낸다☉.
- 질량이 큰 별들은 보통 최소 질량이 8 이하입니다.M중심부의 수소를 소진시킨 후 이 별들은 초거성이 되어 헬륨보다 무거운 원소를 융합합니다☉.[61]중심핵이 붕괴되고 초신성으로 [59][62]폭발하면서 생을 마감합니다.
별의 형성
별의 형성 중력 불안정과 분자 구름 내에, 더 높은 density—often의 지방 구름의 압축으로 거대한 별에서 나오는 방사능에 의해 촉발된에 의해 생기는 성간 물질, 다른 분자 구름의 충돌,이나 은하(한starburst 은하에)의 충돌에 거품 확대 시작한다.[63][64]어떤 영역이 진의 불안정성 기준을 충족하기에 충분한 물질 밀도에 도달하면, 그 영역은 그 자체의 [65]중력 하에서 붕괴하기 시작한다.
구름이 붕괴하면서 고밀도 먼지와 가스로 이루어진 개별 덩어리가 "복구체"를 형성합니다.구형이 붕괴되고 밀도가 높아지면 중력 에너지가 열로 바뀌고 온도가 상승합니다.원시성운이 거의 안정적인 정수적 평형 상태에 도달하면 [66]중심핵에서 원시성이 형성됩니다.이러한 전주계열성들은 종종 원시행성계 원반에 둘러싸여 있으며, 주로 중력 에너지의 변환에 의해 작동된다.중력 수축 기간은 태양과 같은 별의 경우 약 1,000만 년, 적색 [67]왜성의 경우 최대 1억 년 동안 지속됩니다.
2개 미만의 초기 별M☉ 질량이 큰 별은 허빅 Ae/Be 별이며, 황소자리 T형 별이라고 불린다.이 새로 형성된 별들은 자전축을 따라 가스 제트를 방출하는데, 이는 무너지는 별의 각운동량을 감소시켜 허빅으로 알려진 성운의 작은 부분을 만들어 낼 수 있습니다.Haro [68][69]오브젝트이 제트는 근처의 거대한 별들로부터 나오는 방사선과 결합되어 별이 [70]형성된 주변의 구름을 쫓아내는 데 도움을 줄 수 있다.
T T Tauri 별은 초기에 하야시 궤도를 따라갑니다. 즉, 거의 같은 온도를 유지하면서 수축하고 밝기가 감소합니다.질량이 작은 T 황소자리의 별들은 이 궤도를 따라 주계열로 이동하며, 보다 질량이 큰 별들은 헤니이 [71]궤도로 이동한다.
대부분의 별은 쌍성계의 구성원으로 관측되며,[72] 쌍성의 특성은 쌍성이 형성된 조건의 결과입니다.가스 구름은 붕괴되어 별을 형성하기 위해 각운동량을 잃어야 한다.구름이 여러 별들로 쪼개지면서 각운동량의 일부가 분산됩니다.원시 쌍성은 젊은 성단에 있는 다른 별들과 근접하게 마주치는 동안 중력 상호작용에 의해 일부 각운동량을 전달합니다.이러한 상호작용은 하드 바이너리가 더 단단하게 결합되는 동시에 더 넓게 분리된(소프트) 바이너리를 분할하는 경향이 있습니다.이렇게 하면 이항성이 관측된 두 모집단 [73]분포로 분리됩니다.
주계열
별들은 중심 영역에서 고온과 고압의 반응으로 수소를 헬륨으로 융합시키는 데 약 90%를 소비합니다.그러한 별들은 주계열성이라고 불리며 왜성이라고 불린다.0세 주계열에서 시작하여 별의 중심핵에 있는 헬륨의 비율은 꾸준히 증가하고 중심핵의 핵융합 속도는 서서히 증가하며 별의 온도와 [74]밝기도 증가합니다.예를 들어 태양의 밝기는 46억 년 전 [75]주계열(4.6 × 109)에 도달한 이후 약 40% 증가한 것으로 추정됩니다.
모든 별은 우주공간으로 가스를 지속적으로 유출시키는 입자의 항성풍을 발생시킨다.대부분의 별에서 손실된 질량은 무시할 수 있습니다.태양은 10을−14 잃는다 M☉ 전체 [76]질량의 약 0.01%에 해당하는 것입니다.그러나 매우 무거운 별들은 10에서 10을−5 잃을−7 수 있다. M☉ 그들의 [77]진화에 큰 영향을 끼칩니다.50개 이상으로 시작하는 별M☉ 주계열 중에 전체 질량의 절반 이상이 손실될 [78]수 있습니다.
별이 주계열에서 보내는 시간은 주로 보유하고 있는 연료의 양과 주계열에서 융합하는 속도에 따라 달라집니다.태양은 100억 년을10 살 것으로 예상된다.질량이 큰 별들은 연료를 매우 빨리 소모하고 수명이 짧습니다.질량이 작은 별들은 연료를 매우 천천히 소모한다.0.25보다 질량이 작은 별M적색왜성으로 불리는, 약 1개의 별들이 있는 동안, 거의 모든 질량을 융합할 수 있다☉.M☉ 질량의 10% 정도만 융합할 수 있습니다.느린 연료 소비와 상대적으로 큰 사용 가능 연료 공급의 조합으로 저질량 별의 수명이 약 1조(1012)년이며, 가장 극단적인 0.08년이다.M☉ 약 12조 년 동안 지속될 것입니다.적색왜성은 헬륨을 축적하면서 더 뜨겁고 밝아집니다.그들이 결국 수소를 다 쓰면, 그들은 백색왜성으로 수축하고 [58]온도가 내려갑니다.이러한 별들의 수명은 현재 우주의 나이(138억 년)보다 길기 때문에 약 0.85년 미만의 별은 없다.M☉[79] 메인 시퀀스에서 벗어난 것으로 예상됩니다.
질량 외에도 헬륨보다 무거운 원소는 별의 진화에 중요한 역할을 할 수 있습니다.천문학자들은 헬륨보다 무거운 모든 원소를 "금속"이라고 부르며, 별에 있는 이러한 원소들의 화학적 농도를 금속성이라고 부릅니다.별의 금속성은 별이 연료를 태우는 데 걸리는 시간에 영향을 줄 수 있고, 별의 바람의 [81]세기에 영향을 미치는 자기장의 [80]형성을 조절합니다.늙은 종족 II 별들은 형성된 분자 구름의 구성 때문에 젊은 종족 I 별들보다 금속 함량이 상당히 낮습니다.시간이 지남에 따라, 나이든 별들이 죽고 [82]대기의 일부가 사라짐에 따라, 그러한 구름들은 무거운 원소들로 점점 더 풍부해집니다.
포스트-메인 시퀀스
최소 0.4의 별로서M☉[83] 핵의 수소 공급을 고갈시키고, 헬륨 핵을 둘러싼 껍질에서 수소를 융합하기 시작합니다.별의 바깥쪽 층은 적색 거성으로 변화하면서 팽창하고 매우 차가워집니다.경우에 따라서는, 코어 또는 코어 주위의 셸에 무거운 원소를 융합합니다.별들이 팽창하면서, 그들은 무거운 원소들로 가득 찬 질량의 일부를 나중에 새로운 [84]별들로 재활용하기 위해 성간 환경으로 던집니다.약 50억 년 후 태양이 헬륨 연소 단계에 들어가면 현재 크기의 250배인 최대 반지름 1억5000만 km까지 팽창해 현재 [75][85]질량의 30%를 잃게 된다.
수소를 태우는 껍데기가 더 많은 헬륨을 생성함에 따라, 핵의 질량과 온도는 증가합니다.최대 2.25의 적색 거성으로M헬륨 핵의 질량은 헬륨 핵융합 전에 퇴화된다☉.마지막으로, 온도가 충분히 상승하면, 중심 헬륨 융합은 헬륨 섬광이라고 불리는 것으로 폭발적으로 시작되고, 별은 반지름에서 빠르게 수축하여 표면 온도를 증가시키고 HR 다이어그램의 수평 가지로 이동합니다.보다 질량이 큰 별의 경우, 중심핵이 퇴화되기 전에 헬륨핵융합이 시작되고, 이 별은 붉은 덩어리에서 헬륨을 천천히 태우다가 외부 대류 외피가 붕괴되고 별이 [86]수평가지로 이동한다.
별이 중심핵의 헬륨을 융합한 후, 뜨거운 탄소핵을 둘러싼 껍데기를 따라 헬륨을 융합하기 시작합니다.그 후 이 별은 점근거성가지(AGB)라고 불리는 진화 경로를 따라 다른 적색거성 단계와 평행하지만 더 높은 광도를 가지고 있습니다.질량이 더 큰 AGB 별들은 중심핵이 퇴화되기 전에 짧은 기간 동안 탄소 융합을 겪을 수 있습니다.AGB 단계에서 별은 중심핵의 불안정성으로 인해 열 펄스를 겪습니다.이러한 열 펄스에서 별의 광도는 변화하고 물질은 별의 대기에서 방출되어 최종적으로 행성상 성운을 형성합니다.이 질량 손실 과정에서 별의 질량의 50-70%가 방출될 수 있습니다.AGB별의 에너지 수송은 주로 대류에 의해 이루어지기 때문에, 이 방출된 물질은 핵에서 준설된 핵융합 생성물로 농축됩니다.따라서 행성상성운은 탄소와 산소와 같은 원소로 풍부하게 구성되어 있다.궁극적으로 행성상성운은 분산되어 일반적인 [87]성간매질을 풍부하게 합니다.그러므로, 미래 세대의 스타들은 과거 [88]스타들의 "스타 물질"로 만들어진다.
질량이 큰 별
헬륨 연소 단계 동안, 9개 이상의 태양 질량을 가진 별은 처음에는 청색, 그 다음에는 적색 초거성을 형성하기 위해 팽창합니다.특히 질량이 큰 별들은 강한 대류와 극심한 질량 손실 또는 [89]외부 층의 박리 때문에 표면에 도달한 수소보다 무거운 원소들의 방출선에 의해 지배되는 스펙트럼으로 특징지어지는 울프-레이에별으로 진화할 수 있다.
질량이 큰 별의 중심에서 헬륨이 고갈되면 중심핵이 수축하고 온도와 압력이 탄소를 융합할 정도로 높아집니다(탄소 연소 과정 참조).이 과정은 네온(네온 연소 과정 참조), 산소(산소 연소 과정 참조) 및 실리콘(실리콘 연소 과정 참조)에 의해 연속되는 단계로 계속됩니다.별의 수명이 다 할 무렵, 핵융합은 거대한 별 안에 있는 일련의 양파 층 껍질들을 따라 계속됩니다.각각의 껍질은 수소를 융합하는 가장 바깥쪽 껍데기와 서로 다른 원소를 융합하고, 다음 껍데기는 헬륨을 융합하는 등.[90]
마지막 단계는 거대한 별이 철을 생산하기 시작할 때 일어난다.철 원자핵은 무거운 원자핵보다 단단하게 묶여 있기 때문에, 철을 넘어서는 어떤 핵융합도 에너지의 [91]순 방출을 만들어내지 못합니다.
접다
별의 핵이 줄어들면서, 그 표면에서 나오는 복사 강도는 증가하여 가스 바깥 껍질에 복사 압력을 발생시켜 이러한 층들을 밀어내고 행성상 성운을 형성합니다.외부 대기가 제거된 후 남은 양이 약 1.4 미만일 경우M☉, 그것은 백색왜성으로 알려진 지구 크기의 비교적 작은 물체로 축소된다.백색왜성은 더 이상의 중력 [92]압축이 일어나기 위한 질량이 부족하다.백색왜성 내부의 전자 퇴화 물질은 더 이상 플라즈마가 아니다.결국 백색왜성은 아주 오랜 시간에 걸쳐 [93]흑색왜성으로 사라진다.
질량이 큰 별에서는 철심이 매우 커질 때까지 핵융합이 계속된다(1.4개 이상).M더 이상 질량을 지탱할 수 없게 되었습니다☉.이 핵은 전자 포획과 역 베타 붕괴의 폭발로 중성자, 중성자, 감마선을 형성하면서 전자가 양성자로 몰리면서 갑자기 붕괴할 것이다.이 갑작스런 붕괴에 의해 형성된 충격파는 별의 나머지 부분을 초신성으로 폭발시킨다.초신성은 너무 밝아져서 잠깐 동안 별의 전체 고향 은하보다 더 빛날지도 모릅니다.은하수 내에서 초신성이 발생할 때,[94] 초신성은 육안 관측자들에 의해 과거에 존재하지 않았던 것으로 보이는 "새로운 별"로 역사적으로 관찰되어 왔다.
초신성 폭발은 별의 바깥층을 날려버리고 게 [94]성운과 같은 잔해를 남긴다.중심핵은 중성자 별로 압축되어 있으며, 때때로 펄서나 X선 버스터로 나타나기도 합니다.가장 큰 별의 경우, 4개 이상의 블랙홀이 잔존합니다.M중성자별에서 물질은 중성자 축퇴 물질로 알려진 상태에 있으며☉,[95][96] 핵에 존재할 가능성이 있는 보다 이국적인 형태의 축퇴 물질인 QCD 물질입니다.
소멸하는 별들의 날아가는 바깥 층에는 무거운 원소들이 포함되어 있는데, 이것은 새로운 별들이 형성되는 동안 재활용될 수 있다.이 무거운 원소들은 암석 행성의 형성을 가능하게 한다.초신성으로부터의 유출과 큰 별들의 항성풍은 성간 [94]매질을 형성하는데 중요한 역할을 한다.
쌍성
쌍성의 진화는 같은 질량의 단일 별의 진화와 크게 다를 수 있습니다.만약 쌍성계의 별들이 충분히 가까이 있다면, 별들 중 하나가 팽창하여 적색 거성이 될 때, 그것은 물질이 그 별에 중력으로 결합되어 있는 별 주변 영역인 로체 로브를 넘치게 될 것입니다.로체엽이 넘치면 접촉 쌍성, 공통 외피 쌍성, 대격변성, 청색 낙오자,[97] Ia형 초신성 등 다양한 현상이 발생할 수 있습니다.물질 이동은 알골 역설과 같은 경우로 이어지는데, 알골 역설은 한 계에서 가장 진화된 별이 가장 [98]질량이 적은 별이다.
많은 별들이 쌍성계의 일원인 것으로 밝혀졌기 때문에 쌍성계와 고차성계의 진화는 집중적으로 연구되고 있다.태양과 비슷한 별들의 약 절반과 더 큰 비율의 별이 여러 개의 계에서 형성되며, 이것은 노배와 초신성, 특정 유형의 별의 형성, 핵합성 [99]생성물로 우주의 풍요와 같은 현상에 큰 영향을 미칠 수 있습니다.
쌍성 진화가 밝은 청색 변광성, 울프-레이에 별, 그리고 특정 종류의 중심 붕괴 초신성의 조상들과 같은 진화된 거대한 별의 형성에 미치는 영향은 여전히 논쟁의 여지가 있다.하나의 거대한 별들은 관측되는 진화된 별들의 종류와 수를 형성하거나 초신성이 관측되면서 폭발할 수 있는 조상을 만들어 낼 수 있을 만큼 충분히 빠르게 외부 층을 쫓아내지 못할 수도 있다.일부 천문학자들은 쌍성계에서 중력 박리를 통한 질량 전달을 이 [100][101][102]문제의 해결책으로 보고 있다.
분배
별들은 우주 전체에 균일하게 퍼져 있지 않지만, 보통 성간 가스나 먼지와 함께 은하로 분류됩니다.은하수와 같은 전형적인 큰 은하는 수천억 개의 별들을 포함하고 있습니다.2조(10)개12 이상의 은하가 존재하지만 대부분은 은하수의 [103]질량의 10% 미만입니다.전반적으로, 10개에서24 10개[104][105] 사이의22 별들이 있을 것 같습니다.[106][107][108]대부분의 별은 은하 안에 있지만, 큰 은하단에 있는 별빛의 10-50%는 은하 밖에 [109][110][111]있는 별에서 올 수 있습니다.
다중성계는 서로 공전하는 두 개 이상의 중력에 묶여 있는 별들로 구성되어 있습니다.가장 단순하고 일반적인 다중성계는 쌍성이지만, 3개 이상의 별들로 이루어진 시스템이 존재합니다.궤도 안정성의 이유로, 그러한 다중성계는 종종 쌍성계의 계층적 [112]집합으로 구성됩니다.더 큰 집단은 성단이라고 불립니다.이는 몇 개의 별만 있는 느슨한 성협에서부터 수십에서 수천 개의 별들로 이루어진 산개 성단, 수십만 개의 별들이 있는 거대한 구상 성단에 이르기까지 다양합니다.이러한 시스템은 그들의 숙주 은하 주위를 돌고 있습니다.산개성단이나 구상성단에 있는 별들은 모두 같은 거대한 분자 구름에서 형성되었기 때문에, 모든 구성원들은 일반적으로 비슷한 나이와 [87]구성을 가지고 있습니다.
많은 별들이 관측되고 있으며, 대부분 또는 모두가 원래 중력에 묶여 있는 다중성계에서 형성되었을 수 있습니다.이것은 특히 질량이 매우 큰 O형 및 B형 별에 해당하며, 이 중 80%는 다중성계의 일부라고 생각됩니다.단일 항성계의 비율은 별의 질량이 감소함에 따라 증가하기 때문에 적색왜성의 25%만이 동반성을 가지고 있는 것으로 알려져 있습니다.모든 별의 85%가 적색왜성이기 때문에, 우리 은하에 있는 별의 3분의 2 이상이 [113]단일 적색왜성일 가능성이 높습니다.2017년 페르세우스 분자 구름에 대한 연구에서 천문학자들은 새로 형성된 별 대부분이 쌍성계라는 것을 발견했다.데이터를 가장 잘 설명한 모형에서는 처음에는 모든 별들이 쌍성으로 형성되었지만, 일부 쌍성은 나중에 갈라져 단일 별을 [114][115]남겼습니다.
태양을 제외하고 지구에서 가장 가까운 별은 4조 2465광년(40조 1755억 킬로미터) 떨어진 프록시마 센타우루스자리입니다.우주왕복선의 궤도 속도인 초당 8킬로미터로 이동한다면,[116] 도착하는데 약 15만 년이 걸릴 것이다.이것은 은하 [117]원반에서 별이 분리되는 전형적인 현상입니다.별들은 은하 중심과 구상 성단에서 서로 더 가까울 수도 있고 은하 [citation needed]할로에서는 훨씬 더 멀리 떨어져 있을 수도 있습니다.
은하핵 바깥의 별들 사이의 거리가 비교적 넓기 때문에, 별들 간의 충돌은 드문 것으로 여겨집니다.구상 성단의 중심이나 은하 중심과 같이 밀도가 높은 영역에서는 충돌이 더 [118]자주 발생할 수 있습니다.이러한 충돌은 청색 낙오자라고 알려진 것을 만들어 낼 수 있습니다.이러한 비정상적인 별들은 표면 온도가 더 높기 때문에 자신이 속한 성단에서 주계열성 꺼짐 시 별들보다 더 푸릅니다. 표준 항성 진화에서는 청색 낙오성은 이미 주계열성단에서 진화했기 때문에 [119]성단에서 볼 수 없습니다.
특성.
별의 거의 모든 것은 밝기, 크기, 진화, 수명, 그리고 궁극적인 운명과 같은 특징들을 포함하여 별의 초기 질량에 의해 결정됩니다.
나이
대부분의 별들은 10억 년에서 100억 년 사이이다.어떤 별들은 심지어 우주의 관측된 나이인 138억 살에 가까울 수도 있습니다.지금까지 발견된 가장 오래된 별인 HD 140283은 14.46 ± 8억 년으로 추정된다([120]값의 불확실성으로 인해 이 별의 나이는 플랑크 위성에 의해 13.799 ± 0.021로 [120][121]결정된 우주의 나이와 상충되지 않는다).
질량이 큰 별일수록 수명은 짧아지는데, 그 주된 이유는 질량이 큰 별들이 중심핵에 더 큰 압력을 가하고 수소를 더 빨리 태우도록 하기 때문이다.가장 질량이 큰 별들은 평균 몇 백만 년 동안 지속되는 반면, 최소 질량의 별들은 연료를 매우 느리게 태우며 수백억에서 수천억 [122][123]년 동안 지속될 수 있습니다.
| 초기 질량()M☉ | 메인 시퀀스 | 준거성 | 최초의 적색 거성 | 코어 헤 버닝 |
|---|---|---|---|---|
| 1.0 | 9.33 | 2.57 | 0.76 | 0.13 |
| 1.6 | 2.28 | 0.03 | 0.12 | 0.13 |
| 2.0 | 1.20 | 0.01 | 0.02 | 0.28 |
| 5.0 | 0.10 | 0.0004 | 0.0003 | 0.02 |
화학 조성
현재 은하수에서 별이 형성될 때, 그것들은 질량으로 측정했을 때 약 71%의 수소와 27%[125]의 헬륨으로 구성되어 있으며, 무거운 원소들의 작은 부분으로 구성되어 있습니다.일반적으로 무거운 원소의 부분은 항성 대기의 철 성분으로 측정되는데, 철은 일반적인 원소이고 흡수선은 비교적 측정하기 쉽기 때문입니다.무거운 원소들의 부분은 항성이 행성계를 [126]가지고 있을 가능성을 보여주는 지표일 수 있다.
지금까지 측정된 철분 함량이 가장 낮은 별은 왜성 HE1327-2326으로, [127]철분 함량은 태양의 200,000분의 1에 불과합니다.이와는 대조적으로, 금속이 풍부한 별 μ 레오니스는 태양보다 철분이 거의 두 배 더 풍부하고, 행성을 가진 별 14 허큘리스는 [128]철분이 거의 세 배 더 많습니다.화학적으로 특이한 별들은 스펙트럼상 특정 원소들,[129] 특히 크롬과 희토류 원소들이 비정상적으로 풍부하다는 것을 보여준다.태양을 포함한 차가운 외부 대기를 가진 별들은 다양한 이원자 및 다원자 [130]분자를 형성할 수 있습니다.