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별의 진화

별의 진화


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별은 수백만 년에 걸쳐 진화합니다. 실제로, 그들은 출생에서 죽음으로 진화와 변화를 멈추지 않습니다.

우주 공간에 다량의 물질이 쌓이면 태어납니다. 물질은 핵 반응이 시작될 때까지 압축되고 가열되어 물질을 소비하여 에너지로 변환합니다. 작은 별은 천천히 큰 별보다 오래 보내고 오래갑니다.

별의 진화에 대한 이론은 광도와 관련된 스펙트럼의 연구에서 얻은 증거를 기반으로합니다. 관측 결과에 따르면 많은 별들이 규칙적으로 가장 밝고 가장 작고 가장 차가운 규칙적인 순서로 분류 될 수 있습니다.

이 일련의 별은 Hertzsprung-Russell 다이어그램으로 알려진 온도-휘도 다이어그램에서 주요 시퀀스로 알려진 밴드를 형성합니다. 다이어그램에 나타나는 다른 별 그룹에는 위에서 언급 한 거대하고 난쟁이 별이 포함됩니다.

별의 삶

별의 수명주기는 비교적 차가운 가스의 대량으로 시작됩니다. 가스의 수축은 별의 내부가 1,000,000 ° C에 도달 할 때까지 온도를 상승시킵니다. 이 시점에서 핵 반응이 일어나며, 그 결과 수소 원자의 핵이 중수소의 핵과 결합하여 헬륨 핵을 형성합니다. 이 반응은 많은 양의 에너지를 방출하고 별의 수축이 멈 춥니 다. 잠시 동안 그것은 안정화되는 것 같습니다.

그러나 에너지 방출이 끝나면 수축이 다시 시작되고 별의 온도가 다시 상승합니다. 주어진 순간에, 수소, 리튬 및 별의 몸에 존재하는 다른 경금속 사이에서 반응이 시작됩니다. 에너지가 다시 방출되고 수축이 멈 춥니 다.

리튬 및 기타 경질 물질이 소비되면 수축이 재개되고 별은 탄소와 질소의 촉매 작용으로 인해 수소가 매우 높은 온도에서 헬륨으로 변환되는 최종 개발 단계에 들어갑니다. 이 열핵 반응은 주요 항성의 특징이며 모든 수소가 소비 될 때까지 계속됩니다.

별은 붉은 거인이되고 모든 중심 수소가 헬륨이되면 가장 큰 크기에 도달합니다. 그것이 계속 빛나면, 코어 온도가 헬륨 핵의 융합을 유발할 정도로 상승해야합니다. 이 과정에서 별이 훨씬 작아 져 밀도가 높아질 수 있습니다.

가능한 모든 핵 에너지 원을 소비하면 다시 수축하여 백색 왜성이됩니다. 이 마지막 단계는 "신성"으로 알려진 폭발로 표시 될 수 있습니다. 별이 신성 또는 초신성으로 폭발하는 외각에서 방출되면, 별 내부에서 합성 된 수소보다 성간 중간의 무거운 원소로 되돌아 간다.

이 물질로 형성된 미래 세대의 별들은 이전 세대보다 더 풍부한 무거운 요소들로 삶을 시작할 것입니다. 비 폭발적인 방식으로 외층을 흘린 별들은 행성의 성운이되며, 오래된 별들은 여러 종류의 파장에서 방출되는 가스 구체로 둘러싸여 있습니다.

별에서 블랙홀까지

태양보다 질량이 훨씬 큰 별은 출생부터 초신성 폭발까지 수백만 년 동안 더 빠른 진화를 겪습니다. 별의 유골은 중성자 별이 될 수 있습니다.

그러나 중성자 별의 크기에는 한계가 있으며, 그 이상으로 방사능을 피할 수없는 블랙홀이 될 때까지이 물체들이 수축됩니다.

태양과 같은 전형적인 별은 수십억 년 동안 지속될 수 있습니다. 소량 난쟁이의 최종 목적지는 알려지지 않았지만, 그것들은 눈에 띄게 방출되지 않는다는 점을 제외하고. 아마도 그들은 재나 검은 왜성이 될 것입니다.

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