천문학

가까운 별이 레드 자이언트가되면 위험할까요?

가까운 별이 레드 자이언트가되면 위험할까요?



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Sirius A 또는 Procyon_A와 같은 가까운 별이 적색 거성이되면 어떻게 될까요? 지구와 생명에 위험합니까?

시리우스 A의 경우 아직 5 억 ~ 8 억년이 있지만 프로키온 A는 천문학적 규모로 보면 곧 천만년에서 1 억년에서 적색 거성이 될 수 있습니다.

아니면 지구가 아직 너무 멀기 때문에 아무 일도 일어나지 않을까요?


지구상의 생명체는 근처의 별이 적색 거성이 될 때 악영향을받지 않습니다.

확실히, 이러한 시스템 내부는 매우 지저분해질 것입니다. 적색 거인은 제비 가스와 먼지. 적색 거성은 표면적이 너무 커서 태양보다 훨씬 더 밝지 만 엑스레이 나 자외선과 같은 위험한 방사선을 다량 방출하지 않습니다. 사실 적색 거성은 태양보다 차갑기 때문에 비교적 적은 양의 자외선을 방출합니다.

Wikipedia에 따르면 적색 거성 시스템이 거주 가능할 수도 있으므로 인근 시스템의 생활은 상당히 안전해야합니다.

전통적으로 별이 적색 거성으로 진화하면 행성계가 거주 할 수 없게 될 것이라고 제안되었지만, 일부 연구에 따르면 적색 거성 가지를 따라 1M☉ 별이 진화하는 동안 2AU에서 수십억 년 동안 9AU에서 약 1 억년 동안 거주 할 수있는 구역으로, 아마도 적절한 세계에서 생명이 발전 할 충분한 시간을 제공합니다. 적 거성 단계 이후, 그러한 별은 추가 109 년 동안 7 ~ 22AU 사이의 거주 가능 구역이 될 것입니다. 이후 연구는이 시나리오를 개선하여 1M☉ 별의 거주 가능 구역이 어떻게 지속되는지 보여줍니다. $10^8$ 화성과 비슷한 궤도를 가진 행성이 몇 년 동안 $2.1×10^8$ 태양과 토성의 거리, 최대 시간 ($3.7×10^8$ yr) 목성의 거리를 공전하는 행성에 해당합니다. 그러나 목성과 토성의 궤도와 동등한 궤도로 0.5M☉ 별을 공전하는 행성의 경우, 그들은 거주 가능 지역에있을 것입니다. $5.8×10^9$ 년 및 $2.1×10^9$ 각각 년; 태양보다 더 무거운 별의 경우 시간이 상당히 짧습니다.


그러나 질문에서 언급 된 시리우스와 프로키온 시스템은 모두 이진 시스템이며 시리우스 B와 프로키온 B는 이미 백색 왜성입니다. 그것은 그림을 더 복잡하게 만들고 그 시스템 내에서 확실히 더 위험하게 만들지 만, 인접한 항성 시스템은 해를 입지 않을 것입니다.

시리우스 A와 프로키온 A가 적색 거성이 될 때 그들의 백색 왜성 동료들은 많은 물질에 포격을 당할 것입니다. 백색 왜성이 충분한 수소를 축적하면 폭주하는 핵융합 반응, 즉 신성 폭발로 이어질 수 있습니다.

수소 융합은 백색 왜성의 표면에서 안정된 방식으로 발생하여 좁은 범위의 부착 속도로 슈퍼 소프트 X 선 소스를 생성 할 수 있지만 대부분의 이원 시스템 매개 변수에서 수소 연소는 열적으로 불안정하고 빠르게 변환됩니다. 폭주 반응에서 다량의 수소가 다른 무거운 화학 원소로 들어가 엄청난 양의 에너지를 방출합니다. 이것은 백색 왜성 표면의 표면에서 남은 가스를 불어 내고 매우 밝은 빛을 방출합니다.

신성은 밝지 만 초신성에 비해 적은 양의 에너지 만 방출하며 인접한 항성계에 위험을주지 않습니다.

실제로, 시리우스 B 나 프로키온 B가 신성 사건을 가질 가능성은 매우 낮습니다. 그들은 단순히 동료들과 너무 멀리 떨어져있어 충분한 수소를 축적 할 수 없습니다. (해당 정보에 대해 Peter Erwin에게 감사드립니다).


아무것도 안 일어날거야. 어느 별도 초신성이 될만큼 거대하지 않으며 지구에 대한 그들의 속도는 그들이 적색 거성이 될 때 우리가 거의 확실히 광년으로부터 멀리 떨어져 있다는 것을 의미합니다.

1 억년 동안 1km / s의 속도 차이는 약 300 광년의 거리 차이로 이어집니다.

Procyon과 Sirius는 둘 다 백색 왜성을 가진 이진 시스템에 있지만 가까운 이진 시스템이 아닙니다. 가능하지만 가능성은 낮지 만, 그들의 백색 왜성 동료가 Ia 형 초신성을 유발할 수있는 충분한 물질을 축적 할 수 있습니다. 시리우스 B에서 언급 한 가능성은 A에서 축적되어 초신성 Ia 형이 될 수 있습니까? 그러나 그때에도 위에서 말했듯이,이 별들은 그것이 일어날 때 태양 근처 어디에도 없을 것입니다.


레드 자이언트 10 명 중 1 명은 반점으로 뒤덮여 있으며 놀랍도록 빠르게 회전합니다.

태양 흑점은 우리 태양에서 흔합니다. 이 어두운 패치는 주변보다 시원하며 대류를 억제하는 자속의 스파이크로 인해 발생합니다. 대류가 없으면 해당 영역은 차갑고 어두워집니다.

다른 많은 별들도 흑점을 가지고 있습니다. 하지만 레드 자이언츠 (RG)는 그렇지 않습니다. 아니면 천문학 자들은 그렇게 생각했습니다.

새로운 연구에 따르면 일부 RG에는 반점이 있으며 생각보다 빠르게 회전합니다.

새로운 연구의 제목은 'Active red giants : Close binaries vs single rapid rotators'입니다. 주 저자는 Max Planck Institute의 Dr. Patrick Gaulme입니다. 이 논문은 Astronomy and Astrophysics 저널에 게재되었습니다.

적색 거성 별은 항성 진화의 후반기에 있습니다. 모든 별은 회전하지만 RG가 질량을 잃고 팽창하면 팔을 뻗는 피겨 스케이터처럼 회전 속도가 느려집니다. 그 느린 회전은 별 내부의 발전기 과정을 진정시키고 그 발전기 과정은 별의 자기 활동에 연료를 공급합니다. 자기 활동이 적다는 것은 점이 적다는 것을 의미합니다.

그러나이 새로운 연구에 따르면 일부 RG는 이러한 이해에 부합하지 않습니다. 연구에 따르면 RG의 약 8 %가 빠르게 회전하고 별똥별을 생성합니다.

이 이미지는 프레임 왼쪽의 탄생부터 오른쪽의 적색 거성으로 진화하는 태양과 같은 별의 삶을 추적합니다. 왼쪽에서 별은 생성되는 먼지가 많은 원반 안에 박혀있는 원시 별으로 보인다. 나중에 우리 태양과 같은 별이됩니다. 결국, 그것은 헬륨 연소 단계로 들어가 팽창하고 빨간색으로 변할 것입니다. 우리 태양에는 이진 동반자가 없으므로 더 이상 빠르게 회전하지 않고 흑점을 생성 할 가능성이 높습니다. 이미지 크레딧 : ESO / M 작성. Kornmesser & # 8211 http://www.eso.org/public/images/eso1337a/, CC BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=27981948

'회전과 대류는 모두 표면 자기장과 별빛의 형성에 중요한 요소입니다.'라고 새로운 연구의 공동 저자 인 MPS의 Federico Spada 박사는 보도 자료에서 설명합니다. 외부 대류 층을 가진 별은 발전기 작용을 통해 표면 자기장을 생성 할 가능성이 있지만, 별이 충분히 빠르게 회전 할 때만 자기 활동이 감지 될 수 있다고 그는 덧붙였다.

그러나 이제는 RG 스타에 대한 이해에는 예외가 있습니다.

2009 년과 2013 년 사이 NASA의 케플러 우주선은 약 4,500 개의 적색 거성에 대한 데이터를 수집했습니다. 이 연구의 연구팀은이 모든 데이터를 조사했습니다. 케플러는 별 앞을 지나가는 행성으로 인한 별의 밝기 저하를 제거하도록 설계되었지만, 별빛 냄비로 인한 밝기 저하를 포함하여 모든 밝기 저하에 대한 데이터를 수집했습니다. RG는 일반적으로 천천히 회전하므로 별빛 냄비의 이러한 밝기 감소는 몇 달 동안 시야 안팎으로 회전합니다. 그리고 그들은 반복합니다.

연구팀은 별의 약 8 %가 예상보다 빠르게 회전하고 있음을 발견했을 때 별이 그렇게 할 수있는 에너지를 어떻게 얻었는지 궁금해했습니다. & # 8220이 질문에 답하기 위해 우리는 가능한 한 많은 별의 속성을 결정한 다음 전체 그림을 모아야했습니다. & # 8221 주 저자 인 Patrick Gaulme 박사는 말했습니다.

예술가는 태양과 같은 별과 적색 거성의 구조에 대한 인상을 크기가 아닙니다. 이미지 크레딧 : ESO

연구자들은 여러 가지를 조사했습니다. 그들은 별에서 나오는 빛의 파장과 시간이 지남에 따라 어떻게 변하는 지 살펴 보았습니다. 그들은 별들의 밝기의 급격한 변동을 보았습니다. 이러한 급격한 변동은 별의 중심에서 표면으로 오는 압력 파로 인해 발생하며, 별빛으로 인한 딥에 겹쳐집니다. 압력 파 변동은 별의 내부로 들어가는 창문과 같으며 별의 질량과 나이에 대한 단서를 담고 있습니다.

그러나 가장 흥미로운 발견은 스타 스팟이있는 빠르게 회전하는 RG의 약 15 %가 다른 별, 일반적으로 더 작고 덜 무거운 별과 밀접한 이원 관계에 있다는 것입니다.

'이러한 시스템에서 두 별의 회전 속도는 한 쌍의 피겨 스케이터처럼 일제히 회전 할 때까지 시간이 지남에 따라 동기화됩니다.'라고 Gaulme는 말합니다. 따라서 천천히 회전하는 레드 자이언트는 쌍방향 파트너로부터 회전 에너지를 얻습니다. 바이너리 버디가없는 RG보다 빠르게 회전합니다.

그러나 그것은 예상보다 더 빠르게 회전하는 스타 스팟이있는 다른 85 %의 RG를 설명하지 않습니다. 그 별들은 회전 에너지를 얻을 수있는 쌍성 동반자가 없습니다. 무엇을 제공합니까?

전체적으로, 일부 적색 거성에 점이있는 일반적인 관측 특징 뒤에는 빠르게 회전하는 세 그룹의 별이 있으며, 각 그룹은 매우 다른 설명을 가지고 있습니다. & # 8221

Dr. Patrick Gaulme, 수석 저자, Max Planck Institute

우선 연구자들은이 별들을 두 그룹으로 나눴는데, 그 별은 대략 태양과 거의 같은 질량을 가진 별과 태양보다 2 ~ 3 배 많은 질량을 가진 별입니다.

연구팀은 우리 태양과 거의 같은 별이 다른 별이나 아마도 행성과 합쳐져서 그런 식으로 회전 에너지를 얻었을 것이라고 말합니다. 더 큰 그룹의 별은 다르게 발전했습니다. 그들은 나머지와는 상당히 다른 내부 구조를 가지고 있었을 것입니다. 그들은 오랜 시간 동안 별에서 입자로 질량을 운반하는 일종의 지구 자기장을 생성하지 않았을 수 있습니다. 질량 손실 없이는 회전이 느려지지 않았고 오늘날까지 더 빠르게 회전합니다.

이 연구는 레드 자이언트가 별똥별을 만들기 위해 따를 수있는 세 가지 경로가 있음을 발견했습니다. 이미지 크레딧 : MPS / hormesdesign.de

전체적으로, 일부 적색 거성에 점이있는 일반적인 관측 특징 뒤에는 빠르게 회전하는 세 그룹의 별이 있으며 각 그룹은 매우 다른 설명을 가지고 있습니다. 따라서이 현상이 우리가 이전에 생각했던 것보다 더 널리 퍼진 것은 놀라운 일이 아닙니다.”라고 Gaulme는 말했습니다.

이것은 RG를 공전하는 외계 행성에게 무엇을 의미합니까? 이 연구는 적색 거성 별의 세부 사항 중 일부와 주변 행성의 거주 가능성에 미치는 영향을 지배하는 복잡성을 노출합니다. 그러나 그들 또는 그들의 행성에 적용될 수있는 결론이나 규칙은 ESA & # 8217s PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of Stars) 임무와 같은 임무를 기다려야합니다. PLATO는 태양과 같은 별 주변의 거주 가능 구역에있는 지상 외계 행성의 특성을 조사합니다. 또한 그 별들의 지진 활동을 연구하여 거주 가능 구역 행성과 별들 간의 관계를 더 탐구합니다.

& # 8220 우리는 우주에서 PLATO 임무가 고유 한 장기 관측과 함께 은하수의 다른 지역으로 연구를 확장 할 수 있기를 기대합니다. & # 8221 연구 공동 저자 인 Spada는 결론을 내 렸습니다.


스텔라 진화

별은 정적 개체가 아닙니다. 별이 핵 반응에서 연료를 소비함에 따라 구조와 구성이 변하여 색과 광도에 영향을 미칩니다. 따라서 H-R 다이어그램은 많은 별의 색상과 광도를 보여줄뿐만 아니라 진화 역사의 여러 단계에서 이러한 별을 보여줍니다.

주 계열의 모든 별들은 내부가 충분히 뜨거워서 4 개의 수소 원자를 하나의 헬륨 원자로 융합 시켰고,이 헬륨 원자 하나는 4 개의 수소 원자보다 0.7 % 가볍습니다. 잃어버린 질량은 에너지로 변환되고이 에너지가 방출되어 별의 광도를 제공합니다. 그러나 수십억 년 동안 별의 핵에 남아있는 헬륨이 축적됩니다. 충분한 헬륨이 축적되면 헬륨도 핵 반응을 일으킬 수 있습니다. 이 반응에서 3 개의 헬륨 원자가 하나의 탄소 원자로 변환됩니다. 헬륨을 태우는 핵 반응은 별의 내부가 더 높은 온도에 도달 할 때만 발생할 수 있으며,이 더 높은 온도로 인해 별의 외부 표면이 주 계열에 남아있을 때보 다 훨씬 더 큰 크기로 확장됩니다. 별의 중심이 훨씬 더 뜨겁지 만 이제 표면이 더 차가워 져 별이 더 붉어집니다. 따라서 시간이 지남에 따라 별은 H-R 다이어그램 중앙의 주 계열 영역에서 오른쪽 상단의 적색 거성 영역으로 이동하는 적색 거성이됩니다. 아래 다이어그램은 H-R 다이어그램에서 태양과 같은 별이 어떻게 진화하는지 보여줍니다.

태양과 같은 별의 진화 궤도를 보여주는 H-R 다이어그램 *

주 계열에서 적색 거성으로의 진화는 별마다 다른 시간에 발생합니다. O- 별처럼 훨씬 무겁고 더운 별은 천만년 만에 적색 거성이됩니다. 태양과 같은 더 차갑고 가벼운 별이 적색 거성이되기까지 100 억 년이 걸립니다. 이 사실은 실제로 별 그룹이 얼마나 오래되었는지 테스트하는 방법을 제공합니다. 별에 대한 H-R 다이어그램을 만들고 주 계열에서 어떤 등급의 별이 진화했는지 확인하십시오!

결국 별의 중심에있는 모든 헬륨이 소모됩니다. 이 시점에서 다음에 일어나는 일은 별의 질량에 달려 있습니다. 우리 태양보다 6 ~ 8 배 더 무거운 가장 무거운 별은 탄소를 융합하기 시작할만큼 충분한 압력을 코어에 가지고 있습니다. 탄소가 사라지면 초신성으로 폭발하여 중성자 별이나 블랙홀을 남깁니다. 덜 무거운 별은 단순히 타서 바깥층을 아름다운 행성상 성운으로 흘려 보내고 핵은 뜨거운 백색 왜성으로 남게됩니다. 백색 왜성은 죽은 별을위한 우주 매장 지인 H-R 다이어그램의 왼쪽 아래 모서리에 있습니다.


천문학> 태양과의 일대일

스텔라: 알다시피, 지구상의 모든 사람들은 당신의 일을 좋아합니다. 당신이 아니었다면 우리는 여기 없었을 것입니다.

태양: 고마워요, 스텔라. 저는 수십억 년 동안 에너지를 생산해 왔으며 하루도 쉬지 않았습니다.

스텔라: 감동적인. 당신의 요원이 당신이 우주에서 가장 큰 별이라고 말했습니다. 사실인가요?

태양: 사실 아니에요. 내 에이전트는 과장하는 경향이 있습니다. 나는 단지 중간 크기의 스타입니다. 지구상의 팬들에게 나는 하늘의 다른 별들보다 훨씬 더 크게 보입니다. 다른 별들보다 훨씬 더 가까이 있기 때문입니다. 나는 당신에게서 9,300 만 마일 떨어져 있습니다. 더 큰 별은 행성에서 수백만 배 더 멀리 떨어져 있습니다.

스텔라: 믿을 수가 없어요. 당신, 태양은 평범하고 평범하며 평범한 별입니다!

태양: 이봐, 진정해. 나는 평범한 별 일지 모르지만 여전히 당신의 작은 행성보다 훨씬 큽니다. 내 안에 들어갈 수있는 지구 크기의 행성이 몇 개나 될까요?

스텔라: 모르겠어요. 10 개?

태양: 근처에도 안! 백만 이상! 나는 크고 질량이 많습니다. 그게 제가 중력이 많은 이유입니다. 너희들은 이것을 태양계라고 부르지 않는다. & quotSolar & quot는 & quotsun & quot을 의미합니다. 모든 행성, 혜성 및 소행성이 ME 주위를 공전합니다.

스텔라: 스타 타입은 나이에 대해 민감한 경향이 있지만 몇 살입니까?

태양: 글쎄요, 저는 46 억년 전에 빛나기 시작했습니다. 너무 오래 전 일인데 정확한 날이 기억 나지 않습니다.

스텔라: 일요일 이었나요? 농담입니다. 사실 별이 어떻게 시작되는지 궁금합니다. 네 이야기는 뭐야?

태양: 우리 별은 거대한 회전하는 가스와 먼지 구름으로 시작합니다. 중력은 가스와 먼지를 둥글게 뭉쳐서 뜨거워집니다. 그 시점에서 우리는 프로토스 타라고 불립니다. 결국 우리는 수소 원자를 융합하기 시작할만큼 충분히 뜨거워 져서 에너지를 방출합니다. 그러면 우리는 정말로 빛납니다. 별은 별 보육원과 같은 배치로 태어납니다. 그런 다음 수백만 년에 걸쳐이 별들은 흩어져 은하계 주위로 퍼집니다.

스텔라: 섬세한 주제로 넘어가겠습니다. 별은 어떻게 죽습니까?

태양: 나 같은 별이 수십억 년 동안 빛나고 나면 결국 연료가 바닥 나게됩니다. 그럴 때 우리는 100 배나 더 커져서 적색 거성이라고 불립니다. 천문학 자들은 내가 결국 적색 거성이 될 것이라고 예측합니다. 그때 내 열은 내부 행성 인 수성, 금성, 지구를 증발시킬 것입니다.


가장 거대한 초거성 별은 극대 거성으로 알려져 있습니다. 그러나이 별들은 정의가 매우 느슨하며, 일반적으로 가장 무겁고 가장 큰 가장 높은 질서 인 적색 (또는 때로는 청색) 초거성입니다.

질량이 매우 큰 별은 코어에서 더 무겁고 무거운 요소를 융합하기 때문에 서로 다른 초거성 단계 사이에서 진동합니다. 결국 그것은 별을 움직이는 모든 핵연료를 소진시킬 것입니다. 그럴 때 중력이 이깁니다. 그 시점에서 핵은 주로 철 (별보다 융합하는 데 더 많은 에너지가 필요함)이며 핵은 더 이상 외부 복사 압력을 견딜 수 없으며 붕괴되기 시작합니다.

후속 사건의 연속은 결국 Type II 초신성 사건으로 이어집니다. 뒤에 남겨진 별의 핵심은 중성자 별에 엄청난 중력 압력으로 인해 압축되거나 가장 무거운 별의 경우 블랙홀이 생성됩니다.


점근 거대 가지 별

이 책은 별들이 대단하고 치명적인 전환을 겪기 전에 짧은 에피소드에서 별들을 다룹니다. 곧 별은 누드 에너지 방출을 멈출 것이고, 짧지 만 시적인 순간에 행성상 성운이 될 것입니다. 그리고 나서 그것은 백색 왜성으로 변하고 천천히 시야에서 사라질 것입니다. 이 극적인 변화가 시작되기 직전에 별은 가장 높은 광도와 그 존재에서 가장 큰 지름에 도달했으며, 지역 그룹을 넘어 은하계에서 탐지 할 수있는 별이지만 그 구조에는 이미 눈에 띄지 않는 백색 왜성이 포함되어 있습니다. 그것은 "점근 거대 가지 별"또는 "AGB 별"이라고 불립니다. 지난 30 년 동안 AGB 스타들은 자신의 주제가되었지만,이 dass의 개별 멤버들은 그들이 무엇인지 알지 못한 채 이미 cen turies를 위해 연구되었습니다. 이른 진화, 이른바 "E-AGB"단계에서 별은 지금은 적색 거성 분기 별 (RGB 별)이라고 불리는 것보다 약간 더 푸르지만 그렇지 않으면 매우 유사합니다. AGB 별이 RGB 별과 근본적으로 다른 것은 어쨌든 짧은 존재의 두 번째 절반에 불과합니다.

"AGB 별은 적색 거성을 선조로 가지고 있으며 행성상 성운과 백색 왜성이 될 운명입니다.이 책은이 별들의 물리학의 모든 측면을 다루는 일련의 논문으로 구성되어 있습니다.이 책은 대학원 연구 수준을위한 것입니다.… 자립하도록 설계되어 이론과 확증 적 관찰에 대한 흥미로운 토론을 제공하며 수집 할 수있는 내용이 많다고 생각합니다.… (Callum Potter, Journal of the British Astronomical Association, Vol. 114 (3), 2004)


허블은 오리온 성운에서 3 개의 거대 외계 행성과 여러 갈색 왜성을 발견했다

NASA / ESA 허블 우주 망원경을 사용하여 유명한 오리온 성운을 깊숙이 들여다 보면서 우주 망원경 연구소 연구원 마시모 로버 토와 동료들은 작고 희미한 몸을 찾았습니다. 그들은 17 명의 초저 질량 갈색 왜성 동료와 적색 왜성, 갈색 왜성 한 쌍, 그리고 행성 동반자와 한 명의 갈색 왜성을 발견했습니다. 그만큼 천문학 자들 또한 호스트 별이 없을 때 두 행성이 서로 궤도를 도는 이원계를 포함하여 세 개의 거대한 외계 행성을 발견했습니다.

이 허블 이미지는 오리온 성운을 보여줍니다. 이미지 출처 : NASA / ESA / M. Robberto, 우주 망원경 과학 연구소 및 ESA / 허블 우주 망원경 오리온 재무부 프로젝트 팀.

NGC 1976, Messier 42 (M42), LBN 974, Sharpless 281로도 알려진 오리온 성운은 오리온 별자리에있는 확산 성운입니다.

그것은 약 24 광년에 걸쳐 있으며 지구에서 약 1,350 광년 떨어져 있습니다. 육안으로는 오리온의 벨트 아래에있는 헌터 스 소드의 별 Theta Orionis를 둘러싼 흐릿한 패치로 볼 수 있습니다.

Orion Nebula는 부유 한 거성부터 작은 적색 왜성, 애매하고 희미한 갈색 왜성에 이르기까지 광범위한 항성 형성 과정을 연구하기위한 훌륭한 실험실입니다.

갈색 왜성은 별보다 차갑기 때문에 Robberto 박사와 공동 저자는 Hubble을 사용하여 대기 중 물의 존재를 확인했습니다.

“이것들은 너무 추워서 수증기가 형성됩니다. 물은 별 이하 물체의 상징입니다. 놀랍고도 분명한 표시입니다. 질량이 작아 질수록 별은 더 붉어지고 희미 해지며 적외선으로 볼 필요가 있습니다. 그리고 적외선에서 가장 두드러진 특징은 물입니다.”라고 Robberto 박사는 설명했습니다.

“그러나 갈색 왜성 대기의 뜨거운 수증기는 우리 대기의 수증기 흡수 효과로 인해 지구 표면에서 쉽게 볼 수 없습니다. 다행스럽게도 허블은 대기보다 높고 먼 세계의 물을 쉽게 발견 할 수있는 근적외선 시야를 가지고 있습니다.”

천문학 자들은 1,200 개의 붉은 별 후보를 확인했습니다. 그들은 별들이 물이있는 것과없는 것의 두 가지 별개의 인구로 나뉘는 것을 발견했습니다. 물이있는 밝은 것은 희미한 적색 왜성으로 확인되었습니다.

이 이미지는 오리온 성운의 저 질량 별, 갈색 왜성 및 행성에 대한 허블 조사의 일부입니다. 각 기호는 한 쌍의 객체를 식별하며 기호의 중앙에서 단일 빛 점으로 볼 수 있습니다. 별빛을 한 쌍의 물체로 분리하기 위해 특별한 이미지 처리 기술이 사용되었습니다. 더 두꺼운 내부 원은 기본 몸체를 나타내고 더 얇은 외부 원은 동반자를 나타냅니다. 원은 색으로 구분되어 있습니다. 행성 주황색은 갈색 왜성, 노란색은 별입니다. 왼쪽 상단 모서리에는 부모 별이없는 행성-행성 쌍이 있습니다. 오른쪽 중앙에는 한 쌍의 갈색 왜성이 있습니다. 오리온 성운의 부분은 대략 3 x 4 광년입니다. 이미지 크레딧 : NASA / ESA / G. Strampelli, STScI.

오리온 성운의 별 이하 물체에 대한 나침반 이미지. 이미지 크레딧 : NASA / ESA / G. Strampelli, STScI.

팀은 또한이 1,200 개의 붉은 별들과 함께 희미한 쌍정 동료를 찾았습니다.

그들은 그들의 주요 별들에 너무 가깝기 때문에,이 동료들은 표준 관측 방법을 사용하여 발견하는 것이 거의 불가능합니다.

그러나 천문학 자들이 개발 한 고유 한 고 대비 이미징 기술을 사용하여 수많은 후보 동료의 희미한 이미지를 해결할 수있었습니다.

이 첫 번째 분석은 허블 천문학 자들이이 천체가 더 밝은 별을 공전하는지 또는 허블 이미지에서의 근접성이 우연한 정렬의 결과인지 여부를 결정하는 것을 허용하지 않았습니다.

결과적으로 그들은 현재 후보로 분류됩니다. 그러나 대기 중에 물이 존재한다는 것은 대부분 은하계 배경에서 잘못 정렬 된 별일 수 없기 때문에 갈색 왜성 또는 외계 행성 동반자 여야 함을 나타냅니다.

전체적으로 연구자들은 적색 왜성에 대한 후보 갈색 왜성 동반자 17 명, 갈색 왜성 쌍 1 쌍, 행성 동반자와 함께 갈색 왜성 1 명을 발견했습니다.

이 연구는 또한 3 개의 잠재적 인 행성 질량 동반자를 확인했습니다. 하나는 적색 왜성, 하나는 갈색 왜성, 다른 하나는 다른 행성입니다.

과학자들은 이번 주에 결과를 발표했습니다. 미국 천문 학회 231 차 회의 워싱턴 D.C.

조반니 마리아 스트 램 펠리 . 2018. HST / WFC3 오리온 성운 성단에서 성하 동반자 찾기. 231 차 AAS 회의, 추상 # 414.07


가까운 별이 레드 자이언트가되면 위험할까요? -천문학

별이라는 용어는 원래 밤하늘에서 우리가 인식하는 눈에 보이는 별과 관련이 있습니다. 스텔라는 & # 8220star-like & # 8221을 의미합니다.

우주에 대한 우리의 지식이 늘어남에 따라 우리 태양은 역 제곱 법칙의 영향으로 매우 밝을만큼 가까운 아주 정상적인 별이라는 것을 곧 깨달았습니다.

망원경의 과학적 사용은 처음으로 많은 별을 볼 수있게했으며, 이제 천문학 자들은

별은 다양한 질량을 가지고 있으며 광도는 수십 배로 다양합니다. 별의 질량이 증가함에 따라 그 수명은 극적으로 짧아지고 별은 태양의 10 배에 불과하지만 훨씬 더 밝지 만 (약 10,000 배 더 밝음) 시간의 약 0.1 % 만 살아갑니다. 천문학 자들은 다윈의 이론과는 아무 관련이 없는데도 별이 어떻게 살고 죽는지를 항성 진화라고 말합니다.

우리 태양과 같은 별은 가장 단순한 원소 인 수소 인 주요 연료 원을 고갈시키기 전까지 약 100 억년 동안 산다. 이것이 일어난 후 그들은 극적으로 팽창하여 적색 거성이되어 외층을 잃고 행성상 성운과 닮았습니다. 외층이 벗겨지면 별은 백색 왜성으로 알려집니다. 백색 왜성은 여전히 ​​별이라고 불립니다. 핵에서 수소를 태우는 동안 별은 Hertzsprung Russell 다이어그램의 '주 계열'에 있다고합니다.

원래 태양 질량의 약 6 ~ 8 배보다 더 무거운 별은 수소보다 더 무거운 원소를 태울 수 있으며, 궁극적으로 초신성 폭발에서 중성자 별이나 블랙홀을 생성하는 치명적인 핵을 생성 할 수 있습니다. 중성자 별과 블랙홀은 종종 광학 파장에서 보이지 않지만 종종 별이라고 불립니다. 별이 중성자 별을 형성하는 것을 멈추고 블랙홀을 만들기 시작하는 정확한 질량은 알려져 있지 않지만 약 20 개의 태양 질량으로 생각됩니다. 중성자 별은 펄서와 마그네 타 중에서 다양한 방식으로 나타납니다.

약 0.8 태양 질량보다 덜 무거운 별은 빅뱅 이후 수소를 배출 할 시간이 충분하지 않았으며 여전히 주 계열에 있습니다.

질량이 약 0.08 태양 질량 미만인 매우 낮은 질량의 별은 핵에서 수소를 전혀 태울 수 없으며 종종 '갈색 왜성'이라고 불립니다.

별은 개별적으로 형성되는 것이 아니라 거대한 그룹으로 형성되며 일반적으로 은하 (수십억 개의 별 모음) 또는 구상 성단과 관련이 있습니다.

별똥별은 별과는 전혀 관련이 없으며 지구 대기를 강타하는 작은 입자입니다.

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운석에서 팔라듐 연구

지난 10 년 동안 지구에서 암석과 운석을 연구하는 연구자들은 점점 더 많은 원소에 대해 이러한 소위 동위 원소 이상 현상을 입증 할 수있었습니다. Schönbächler와 그녀의 그룹은 원래 팔라듐 원소에 초점을 맞추어 오래 전에 파괴 된 소행성 핵의 일부였던 운석을 조사했습니다.

다른 팀은 이미 주기율표에서 몰리브덴과 루테늄과 같은 인접 요소를 조사 했으므로 Schönbächler 팀은 팔라듐 결과가 무엇을 보여줄지 예측할 수있었습니다. 그러나 그들의 실험실 측정은 예측을 확인하지 못했습니다. “운석에는 예상보다 훨씬 작은 팔라듐 이상이 포함되어 있습니다.”라고 ETH에서 박사 과정을 진행하는 동안 동위 원소 측정을 수행 한 브리스톨 대학의 박사후 연구원 인 Mattias Ek는 말합니다.

이제 연구자들은 저널에보고 한대로 이러한 결과를 설명하는 새로운 모델을 고안했습니다. 자연 천문학. 그들은 별 먼지가 주로 적색 거성에서 생성 된 물질로 구성되어 있다고 주장합니다. 이들은 핵의 연료를 소모했기 때문에 팽창하는 노화 된 별입니다. 우리의 태양도 지금부터 40 ~ 50 억년 후에 적색 거성이 될 것입니다.

이 별에서 몰리브덴과 팔라듐과 같은 무거운 원소는 느린 중성자 포획 과정에서 알려진 것에 의해 생성되었습니다. “팔라듐은 측정 된 다른 원소보다 약간 더 휘발성이 있습니다. 그 결과,이 별들 주변의 먼지로 응축되는 것이 적고, 따라서 우리가 연구 한 운석에서 별 먼지에서 나오는 팔라듐이 더 적습니다.”Ek는 말합니다.

ETH 연구원들은 또 다른 스타 더스트 퍼즐에 대한 그럴듯한 설명을 가지고 있습니다. 화성이나 베스타 또는 태양계에서 멀리 떨어진 다른 소행성에 비해 지구상의 적색 거성에서 얻은 물질이 더 많다는 것입니다. 이 바깥 지역은 초신성 폭발로 인한 물질의 축적을 보았습니다.

“행성이 형성되었을 때 태양에 가까운 온도는 매우 높았습니다.”라고 Schönbächler는 설명합니다. 이로 인해 예를 들어 얼음 껍질이있는 먼지와 같은 불안정한 입자가 증발했습니다. 성간 물질에는 태양 근처에서 파괴 된 이런 종류의 먼지가 더 많이 포함되어있는 반면, 적색 거성에서 나온 별 먼지는 파괴되기가 적어 그곳에 집중되어있었습니다. 초신성 폭발에서 발생하는 먼지도 다소 작기 때문에 더 쉽게 증발 할 수 있습니다. “이것은 우리가 왜 지구가 태양계의 다른 천체에 비해 적색 거성에서 가장 많은 별 먼지를 많이 함유하고 있는지 설명 할 수있게합니다.

이 글의 저자 인 Barbara Vonarburg는 Research PlanetS에있는 National Competence Center에서 공공 봉사 활동을 담당하고 있습니다.


지상 하늘 너머

약 60 억년이 지나면 태양은 핵의 수소가 부족해지기 시작하고 광도가 크게 증가하여 진화 특성의 포스트 메인 시퀀스 단계에 들어갈 것입니다. 태양을 도는 모든 행성은 지금보다 훨씬 더 많은 일사량을 받게 될 것입니다. 현재 목성은 대략 5AU의 거리에서 태양을 공전합니다. 여기서 1AU는 평균 지구-태양 분리 거리입니다. 태양이 주 계열 이후 진화에 진입 할 때 목성은 너무 강렬하게 조사되어 & # 8220 뜨거운 목성 & # 8221이 될 수 있습니다.

태양이 RGB 및 AGB 단계를 통과 할 때 1000K 이상. 현재 알려진 많은 목성 질량 행성은 태양과 같은 별 (즉, 태양 질량의 1 ~ 3 배 사이의 별)을 중심으로 몇 AU 궤도를 돌고 있으며, 호스트 별이 메인에서 진화 할 때 이러한 온도 상승을 경험할 것입니다. -순서. 저자는 이러한 행성을 '붉은 거대 뜨거운 목성'(RGHJs)이라고 부르며 주 계열성 주위를 단기간에 돌고있는 일반적인 뜨거운 목성과 구별합니다.

목성 질량 행성의 경우 행성 질량의 1 / 10,000입니다.

물 얼음이 승화하기 위해 300K). RGHJ의 대기 온도가 다음을 초과하는 RGB 단계 동안 H2O의 풍부함은 잠시 동안 약간 떨어집니다.

600 K. 이러한 온도에서 H2O의 일부 산소는 규산염에 결합됩니다. AGB 단계에서 온도가 다시 상승하면 H2O 풍부도의 동일한 감소가 발생할 수 있습니다.


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