천문학

Hertzsprung-Russell 다이어그램을 통한 시간 경로?

Hertzsprung-Russell 다이어그램을 통한 시간 경로?


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별이 Hertzsprung-Russell 다이어그램을 통해 이동하는 일반적인 시간 경로의 그래픽이 있습니까?


이것은 일반적으로 (1) 일부 단계(예: 주 시퀀스)가 다른 단계보다 훨씬 더 오래 지속되고 (2) HR 공간에서 여러 단계가 매우 가깝게 떨어져 있기 때문에 표시하기가 약간 까다롭습니다.

그럴 수도 있습니다. 항성 구조에 대한 모든 기본 교과서는 일반적으로 사진과 함께 제공되는 HR 다이어그램을 통해 별의 경로를 안내할 것입니다. 이 주제에 대한 Prialnik의 책 또는 Ostlie & Carroll은 모두 훌륭합니다.

여기 내가 얼마 전에 만든 HR 다이어그램을 통한 시간 경로의 매우 조잡한 버전이 있습니다. 숫자는 다른 단계를 보여주고 (2는 MS), 컬러 코딩은 나이를 보여줍니다.


위키 백과의 스텔라 진화 페이지에 이것에 대한 많은 삽화가 있습니다.

대략 별은 핵에서 핵융합이 시작될 때까지 주계열성의 오른쪽에 있는 거대하지만 차가운 수축 가스 덩어리로 시작합니다.

융합이 시작되면 메인 시퀀스에 도달합니다. 일생 동안 서서히 밝아지면서 점차 위로 올라 갔다가 적색 거성으로 확장함에 따라 오른쪽으로 그리고 위로 이동합니다. 그런 다음 더 무거운 요소가 융합되기 시작하면서 몇 가지 중요한 움직임이 있습니다. 태양과 같은 별은 헬륨 섬광이라고 하는 헬륨이 며칠 만에(또는 일부 모델에 따라 더 적게) 융합될 때 상당한 변화를 겪습니다. 이것이 일어나면서 별은 훨씬 더 큰 적색 거성으로 다시 팽창하기 전에 주계열을 향해 뒤로 상당히 아래로 왼쪽으로 움직입니다. 행성상 성운에서 바깥층을 쫓아 내고 빠르게 왼쪽과 아래로 이동합니다.

더 큰 별은 적색 초거성에서 Luminous Blue Variables 및 Wolf-Rayet 별으로 바뀌고 초신성으로 끝나는 다른 변동을 겪습니다.

위키피디아 페이지에 이에 대한 몇 가지 삽화가 있지만, 때때로 도표 사이의 중요한 차이점을 언급하면 ​​이것이 세부사항이 확실하지 않은 주제라는 것을 암시합니다. 부분적으로는 별의 변화에 ​​대한 관측 증거를 얻기가 어렵기 때문입니다. 매우 오랜 시간 동안 발생합니다.


Hertzsprung-Russell 다이어그램

Hertzsprung-Russell (H–R) 다이어그램은 일련의 별에 대한 광도 대 표면 온도의 플롯입니다. 데이터가 다양한 형태로 표시될 수 있지만 여기에 표시된 샘플 H-R 다이어그램(그림 1)은 관찰된 양에서 다음으로 변환된 데이터를 제공합니다. 에프. 대부분의 별은 중심핵에서 수소가 연소되는 단계에서 별의 궤적을 나타내는 주계열을 따라 놓여 있다. 에프 증가하는 질량에 해당합니다. 주계열성보다 훨씬 아래에 있는 별들은 핵연료가 고갈된 백색왜성이다. 다이어그램의 오른쪽 상단 부분에있는 별은 적색 거성 (예 : Aldebaran)이며, 이들은 중심 수소를 모두 소진하고 이제 소진 된 핵 주변의 껍질 영역에서 수소를 태우고있는 별입니다. 그들 중 일부는 핵이나 껍질에서 헬륨을 태우고 있습니다. H–R 다이어그램의 주어진 영역에 있는 별의 수는 해당 영역에서 보낸 진화 시간에 대략 비례하므로 주계열 또는 핵심 수소 연소 단계는 별이 일생의 대부분을 보내는 단계입니다.

그림 1. 가장 밝은 별 100 개 (열린 원)와 가장 가까운 별 90 개 (채워진 원)에 대한 H–R 다이어그램. [Jastrow, R. 및 Thompson, M. H.(1984)의 허가를 받아 재인쇄됨. "천문학: 기초와 국경," 4판, Wiley, New York. © 1984, 로버트 자스트로.]


Hertzsprung Gap은 정확히 어디에 있습니까?

@swampwiz 어떤 특정 간격을 말씀하시는 건가요?

나는 여기 내 리그에서 약간 벗어 났지만 일반적인 다이어그램에서 명확하지 않은 이유는 그들이 제공하지 않기 때문이라고 생각합니다. 시각 보여주는 차원 진화

주계열성은 그 간극을 통과하여 적색거성이 되지만 불안정하기 때문에 짧은 시간에 그렇게 됩니다.

그래서 우리가 하늘을 들여다보면 그 짧은 시간 때문에 하늘을 많이 볼 수 없습니다. 즉, 간격이 있습니다.

위의 다이어그램은 별이 어떻게 나이, 패스 ...을 통하여 HG.

sig line *의주의 사항을 참조하고 내가 틀렸다면 수정 해주세요.

[ 편집하다 ]
& quot 별은 Hertzsprung 간격 영역에 존재하지만 별의 수명에 비해 Hertzsprung-Russell 다이어그램의이 부분을 매우 빠르게 이동하기 때문에 (수천 별의 수명 동안 수 천억 년에 비해) 다이어그램의 해당 부분은 인구 밀도가 낮습니다. "
https://en.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung_gap

@swampwiz 어떤 특정 간격을 언급하고 있습니까?

다음은 HG가 표시된 다이어그램입니다.
첨부파일 보기 255827

나는 여기 내 리그에서 약간 벗어 났지만 일반적인 다이어그램에서 명확하지 않은 이유는 그들이 제공하지 않기 때문이라고 생각합니다. 시각 보여주는 차원 진화 별.

주계열성은 그 간극을 통과하여 적색거성이 되지만 불안정하기 때문에 짧은 시간에 그렇게 됩니다.

그래서 우리가 하늘을 들여다보면 그 짧은 시간 때문에 하늘을 많이 볼 수 없습니다. 즉, 간격이 있습니다.

위의 다이어그램은 별이 어떻게 나이, 그리고 통과 ...을 통하여 HG.


진화의 궤도

이제이 아이디어를 사용하여 주 계열성으로 향하는 원형 별의 진화를 따라가 보겠습니다. 다양한 항성 질량을 가진 새로 형성되는 별의 진화 경로가 그림 1에 나와 있습니다. 이 어린 항성 물체는 아직 핵 반응에 의해 에너지를 생성하지 않지만 중력 수축에서 에너지를 얻습니다. 지난 세기의 헬름호츠와 켈빈(태양: 원자력 발전소 장 참조).

그림 1: 프로토스타 계약을 위한 진화 경로. 트랙은 H–R 다이어그램에 그려져있어 초기에 질량이 다른 별이 어떻게 변하는 지 보여줍니다. 트랙의 각 어두운 지점 옆에있는 숫자는 배아 별이 해당 단계에 도달하는 데 걸리는 대략적인 년 수입니다 (숫자는 컴퓨터 모델의 결과이므로 잘 알려져 있지 않습니다). 수평축의 표면 온도 (K)는 왼쪽으로 갈수록 증가합니다. 별의 질량이 많을수록 각 단계를 통과하는 데 걸리는 시간이 짧다는 것을 알 수 있습니다. 점선 위의 별은 일반적으로 여전히 떨어지는 물질로 둘러싸여 있으며 숨겨져 있습니다.

처음에 원형 별은 매우 큰 반경과 매우 낮은 밀도로 상당히 차갑습니다. 적외선에 투명하고 중력 수축에 의해 발생하는 열을 자유롭게 우주로 방출할 수 있습니다. 원시성 내부에서 열이 천천히 축적되기 때문에 가스 압력은 낮게 유지되고 외부 층은 중심을 향해 거의 방해받지 않고 떨어집니다. 따라서 원시 별은 그림 1의 오른쪽에있는 대략 수직선에 해당하는 단계 인 매우 빠른 붕괴를 겪습니다. 별이 축소됨에 따라 표면적이 작아지고 총 광도가 감소합니다. 빠른 수축은 원시성이 중력 수축에 의해 방출되는 열을 가둘 만큼 밀도가 높아지고 불투명해질 때만 멈춥니다.

별이 열을 유지하기 시작하면 수축이 훨씬 느려지고 수축하는 별 내부의 변화로 인해 태양과 같은 별의 광도가 거의 일정하게 유지됩니다. 표면 온도가 상승하기 시작하고 H–R 다이어그램에서 별이 왼쪽으로 & # 8220 움직입니다 & # 8221. 별은 앞서 설명한 항성풍이 주변의 먼지와 가스를 제거한 후에야 처음 보이게됩니다. 이것은 저 질량 별의 급속 수축 단계에서 발생할 수 있지만, 질량이 큰 별은 중력 수축의 초기 단계가 끝날 때까지 먼지로 가려져 있습니다 (그림 1의 점선 참조).

별이 그들의 삶에서 겪는 다양한 단계를 추적하는 데 도움이되도록 별의 발달을 인간의 발달과 비교하는 것이 유용 할 수 있습니다. (분명히, 당신은 정확한 대응을 찾지 못할 것이지만, 인간의 관점에서 단계를 통해 생각하면 우리가 강조하고자 하는 몇 가지 아이디어를 기억하는 데 도움이 될 것입니다.) 프로토스타는 아직 스스로를 지탱할 수 없지만 그림을 그리는 인간 배아에 비유될 수 있습니다. 그들이 성장함에 따라 환경에서 자원. 아이가 태어날 때 (먹고 호흡을 통해) 자신의 에너지를 생산해야하는 순간 인 것처럼 천문학 자들은 별이 핵 반응 (자신의 에너지를 만들어서 스스로 지속 할 수있을 때)이라고 말합니다. .)

별의 중심 온도가 수소를 헬륨으로 융합 할만큼 충분히 높아지면 (약 천만 K) 별이 주 계열 (The Stars : A Celestial Census에 소개 된 개념)에 도달했다고 말합니다. 이제는 평형 상태에있는 본격적인 별이며 변화 속도가 극적으로 느려집니다. 핵에서 헬륨으로 변환되는 수소의 점진적인 고갈 만이 별의 특성을 천천히 변화시킵니다.

별의 질량은 주 계열에서 떨어지는 위치를 정확히 결정합니다. 그림 1에서 볼 수 있듯이 주계열성의 무거운 별은 온도와 광도가 높습니다. 저질량 별은 온도가 낮고 광도가 낮습니다.

극도로 낮은 질량의 물체는 결코 핵 반응을 점화할 만큼 충분히 높은 중심 온도에 도달하지 못합니다. 주계열의 하단은 별의 질량이 중력 수축을 멈추기에 충분한 속도로 핵 반응을 지속할 수 있을 정도의 질량을 갖는 곳에서 멈춥니다. 이 임계 질량은 태양 질량의 약 0.075배로 계산됩니다. 별빛 분석 장에서 논의했듯이이 임계 질량 이하의 물체를 갈색 왜성 또는 행성이라고합니다. 다른 극단에서, 주계열의 상단은 새로 형성되는 무거운 별이 방출하는 에너지가 너무 커서 추가 물질의 부착을 중단시키는 지점에서 끝납니다. 항성 질량의 상한은 태양 질량 100 ~ 200 개 사이입니다.


캘리포니아 대학교, 샌디에이고 물리학 7-천문학 입문

실제 과정 별 형성 별은 우리의 시야에서 새로 형성된 별을 가리는 먼지가 빽빽하고 차가운 분자 구름에서 형성되기 때문에 신비에 싸여 있습니다. 완전히 이해되지는 않았지만 분자 구름의 충돌, 또는 구름이 은하의 나선 구조를 통과할 때 분자 구름을 통과하는 충격파 또는 자기-중력 불안정성(또는 아마도 위의 모든 것)과 관련이 있을 수 있는 이유 분자 구름의 빽빽한 핵은 자 중력 아래에서 응축되기 시작하여 계속해서 응축되는 항성 덩어리 구름으로 분열됩니다. 프로토 스타. 구름이 응축됨에 따라 중력 위치 에너지가 방출됩니다. 방출 된 중력 에너지의 절반은 구름을 가열하는 데 들어가고 절반은 열 복사로 방출됩니다. 중력은 구름 중심 근처에서 더 강하기 때문에(F

1 / 거리 2) 중심이 더 빨리 응축되고 구름의 중심에서 더 많은 에너지가 방출되며 중심이 바깥 지역보다 더 뜨거워집니다. 항성 수명 주기를 추적하는 수단으로 우리는 Hertzsprung-Russell Diagram에서 항성의 경로를 따릅니다.


미스터 투굿의 물리학

천체 물리학은 별과 은하에 대한 연구입니다. A 레벨 전체에서 배운 모든 것을 적용하여 망원경, 별을 지배하는 과정, 다양한 최종 생성물, 우주 과학 또는 전체 우주의 기원을 이해할 수 있습니다. 흥미로운 주제는 여러 면에서 현대 물리학의 최전선에 있습니다. 일하는 과학자들은 항상 은하, 외계행성에 대한 새로운 발견을 하고 있으며 초기 우주를 설명하는 이론은 정기적으로 수정됩니다.

긴 주제 임에도 불구하고 망원경 작업 외에는 상대적으로 실용적인 작업이 거의 없습니다. 그러나 데이터가 대중에게 공개되는 것은 몇 안되는 과학 분야 중 하나입니다. 따라서 우리는 이러한 데이터 세트를 많이 사용하여 그래프를 그리는 데 도움을 주며, 실제 물리학 자들이 만드는 것과 동일한 종류의 계산을 할 것입니다.

아래 주제 중 하나를 선택하십시오.

당신이 알아야 할 사항

아래에서 AQA가이 모듈에 대해 알고 자하는 내용을 정확하게 읽을 수 있습니다. 또한 이 사이트의 각 페이지에 있는 사양에서 관련 섹션을 찾을 수 있습니다. 알아야 할 것과 알 필요가 없는 것(중요하게도)을 모두 알고 있어야 합니다. 또한 이러한 진술을 다양한 상황에 적용 할 수 있어야하므로 여러 가지 질문을 시도하고 주제에 대한 읽기를 통해이를 연습해야합니다.

3.9.1.1 두 개의 수렴 렌즈로 구성된 천체 망원경

정상적인 조정에서 이미지 형성을 보여주는 레이 다이어그램.

일반 조정의 각도 배율.

렌즈의 초점 거리.

3.9.1.2 반사 망원경

포물선 형 오목 형 1 차 미러와 볼록형 2 차 미러를 사용한 카세그레인 배열.

망원경을 통해 접안렌즈까지 광선의 경로를 보여주는 광선 ​​다이어그램.

구면 및 색수차의 정성적 처리를 포함하여 반사경과 굴절경의 상대적 장점.

3.9.1.3 단일 접시 전파 망원경, I-R, U-V 및 X선 망원경

광학 망원경과 비교한 전파 망원경의 유사점과 차이점. 토론에는 해결력과 수집력의 비교와 함께 구조, 위치 및 사용이 포함되어야합니다.

3.9.1.4 대구경 망원경의 장점

망원경의 최소 각도 해상도.

수집력은 다음에 비례합니다. 직경 2 .

학생들은 각도의 단위 인 라드에 익숙해야합니다.

양자 효율, 해상도 및 사용 편의성 측면에서 눈과 CCD를 검출기로 비교합니다.

CCD의 구조에 대한 지식이 필요하지 않습니다.

3.9.2.1 광도에 따른 분류

겉보기 등급, 미디엄.

가장 어둡게 보이는 별의 크기는 6입니다.

밝기와 겉보기 크기 간의 관계. 규모에서 1의 차이는 2.51의 강도 비율과 같습니다.

밝기는 주관적인 측정 척도입니다.

3.9.2.2 절대 등급, $M$

의 정의 미디엄, 에 관계하다 미디엄:

3.9.2.3 온도, 흑체 복사에 의한 분류

Stefan의 법칙과 Wien의 법칙.

흑체 곡선의 일반적인 모양, 소스의 흑체 온도를 추정하기 위한 Wien의 변위 법칙 사용.

실험적 검증은 필요하지 않습니다.

별이 흑체라고 가정합니다.

역제곱 법칙, 그 적용의 가정.

스테판의 법칙을 사용하여 별의 출력, 온도 및 크기 비교 $P=&sigmaAT^<4>$

3.9.2.4 항성 스펙트럼 등급의 사용 원리

주요 클래스에 대한 설명(메인 테이블 참조)

Hydrogen Balmer 흡수선으로 제한되는 흡수 스펙트럼과 관련된 온도 : $ n = 2 $ 상태의 원자에 대한 요구 사항.

3.9.2.5 Hertzsprung-Russell (HR) 다이어그램

일반적인 모양: 주계열, 왜성 및 거인.

축 스케일 범위는 –10 ~ +15 (절대 크기) 및 $ quantity <50,000>$ ~ $ quantity <2,500>$(온도) 또는 OBAFGKM(스펙트럼 등급).

학생들은 HR 다이어그램에서 Sun의 위치를 ​​잘 알고 있어야합니다.

항성 진화: HR 도표에서 우리 태양과 유사한 별의 형성에서 백색 왜성까지의 경로.

3.9.2.6 초신성, 중성자별 및 블랙홀

속성 정의 : 블랙홀에 대한 초신성 구성의 절대 크기와 중성자 별 탈출 속도 gt c $의 급격한 증가.

감마선은 초거성의 붕괴로 인해 폭발하여 중성자별이나 블랙홀을 형성합니다.

에너지 출력과 태양의 총 에너지 출력 비교.

1a 형 초신성을 표준 양초로 사용하여 거리를 결정합니다. 가속 우주와 암흑 에너지에 관한 논쟁.

학생들은 전형적인 1a형 초신성의 광도 곡선에 익숙해야 합니다.

은하 중심에있는 초대 질량 블랙홀.

블랙홀의 사건 지평선 반경 계산, 슈바르츠실트 반경 (R에스),

$frac<델타 f>=frac$ 및 $ z = frac < Delta lambda> < lambda> =- frac$ v lt lt c $의 경우 광학 및 무선 주파수에 적용됩니다.

궤도면에서 본 쌍성에 대한 계산.

3.9.3.2 허블의 법칙과 빅뱅

우주 나이 추정의 우주 확장으로 단순 해석, 가정 H 일정하다.

우주론적 마이크로파 배경 복사의 증거, 수소와 헬륨의 상대적 존재비를 포함한 빅뱅 이론의 정성적 처리.

퀘이사는 가장 먼 측정 가능한 물체입니다.

밝은 라디오 소스로서 퀘이사 발견.

퀘이사는 거리 및 전력 출력과 관련된 큰 광학적 적색 편이 추정을 보여줍니다.

활동적인 초대 질량 블랙홀에서 퀘이사 형성.

3.9.3.4 외계 행성 탐지

외계행성을 직접 탐지하는 데 어려움이 있습니다.

검출 기술은 도플러 시프트 (반경 속도 방법) 및 전송 방법의 변화로 제한됩니다.


Hertzsprung-Russell 다이어그램을 통한 시간 경로? -천문학

HR 다이어그램을 해석하는 방법을 이해합니다. 오른쪽 상단 모서리가 멋진 별들로 가득 차 있지만 매우 밝아서 커야하고 왼쪽 하단 모서리는 빛나는 별이 아니라 뜨거운 별입니다. 그들은 크기가 작습니다. 그러나 나는 교과서를 읽고 온라인으로 보려고 노력했지만,이 정보에서 정의되지 않은 거리의 별까지의 거리를 측정 할 수있는 방법을 아직 이해하지 못했습니다.

HR 다이어그램을 사용하여 거리를 측정하는 데 대해 내가 알고 있는 두 가지 주요 기술이 있습니다. 첫 번째는 기본적으로 모두 동시에 형성되었을 가능성이있는 별 그룹 (즉, 클러스터)을 색상에 대해 겉보기 밝기로 플로팅하는 것입니다. 별들은 모두 같은 성단에 있기 때문에 거의 같은 거리에 있습니다. 따라서 알려진 거리에있는 클러스터의 유사한 HR 다이어그램이나 시차 거리가있는 별의 HR 다이어그램과 일치하도록 다이어그램을 위 또는 아래로 이동해야하는 정도를 찾아 클러스터까지의 거리를 찾을 수 있습니다. .

두 번째 방법은 "붉은 거성 가지의 끝"이라고 불리며, 일반적으로 은하단에서 주 계열이 잘 정의되지 않는 은하에서 사용됩니다. 별이 노화됨에 따라 다른 속도로 경로에서 HR 다이어그램을 따라 이동합니다. 별의 일생의 대부분은 "주계열"로 알려진 중심핵의 수소를 태우는 선에서 보낸다. 중심의 불활성 핵의 성장으로 인해 융합층이 확장됨에 따라 별은 다이어그램에서 위쪽과 오른쪽으로(더 밝고 붉게) 움직입니다. 질량이 태양의 약 1.6배 미만인 별의 경우 압력과 온도가 결국 헬륨 플래시라고 불리는 과정에서 헬륨이 융합되기 시작할 만큼 충분히 높아져 핵이 팽창하고 냉각되어 별의 바깥층이 수축합니다. 그러면 별이 HR 다이어그램의 왼쪽 아래로 다시 이동하여 HR 다이어그램을 통과하는 경로에 일종의 "교두"가 남습니다. 그 교두의 위치를 ​​"적 거성 가지의 끝"이라고합니다. 우리는 그 팁의 광도와 색상을 알고 있기 때문에 은하계 별의 HR 다이어그램에서 찾을 때 은하에 대한 많은 정보 (적색 편이, 거리 등)를 알아낼 수 있습니다.


무료 AstroScience

첫 번째 부분에서 우리는 별 형성(즉, Jeans 질량)에 대한 몇 가지 기본적인 역사적 개념을 보았습니다. 그런 다음 우리는 별 형성의 첫 번째 단계를 거쳤습니다. 이것은 우리가 성간 구름으로 더 잘 알려진 우주의 별 보육원이 무엇인지 보았다는 것을 의미합니다. 우리는 성간 구름의 초기 붕괴로 섹션을 닫았고 결국에는 별이 형성되었습니다. 우리는 여전히 별의 실제 형성에 갈 길이 멀기 때문에 다음에 어떤 일이 일어나는지 봅시다.

별 형성 과정을 계속하기 전에 그 과정을 설명하는 데 중요한 몇 가지 용어를 소개하는 것이 유용 할 것입니다.

그러니 원시 별의 정의부터 시작하겠습니다. 원시성은 여전히 ​​부모 분자 구름에서 질량을 모으는 아주 어린 별입니다. 이것은 별 진화의 가장 초기 단계입니다. 이것은 구름의 파편이 중력으로 인해 붕괴되고 그 안에 원시성 핵이 형성될 때 시작됩니다. 떨어지는 것이 원시성에서 계속 질량을 축적함에 따라 전주계열성이 형성된다. 이것은 계속 수축하여 수소 융합이 시작되어 주 계열성 (main-sequence star)이됩니다. 태양과 같은 별의 경우이 단계는 약 500,000 년 동안 지속됩니다.

Hertzsprung-Russell 다이어그램이란 무엇입니까?

Hertzsprung–Russell 다이어그램(H-R 다이어그램)은 별의 절대 등급 또는 광도와 유효 온도 또는 별 분류 간의 관계를 표시하는 별의 산점도입니다. 다이어그램은 이름에서 알 수 있듯이 Ejnar Hertzsprung과 Henry Norris Russell이 1910년경에 독립적으로 만들었습니다.


하야시 한계는 무엇입니까?

하야시 한계는 질량이 주어진 별의 최대 반경에 대한 제약입니다. 중력의 안쪽 힘이 중심핵의 바깥쪽 압력과 균형을 이룰 때 별은 하야시 한계에 의해 정의된 반경을 초과할 수 없습니다. 그 이름은 일본 천체 물리학자인 Chushiro Hayashi의 이름을 따온 것입니다.

Henyey 트랙은 Hayashi 트랙이 끝난 후 H-R 다이어그램에서 질량이 0.5M & # 9737 이상인 주 계열 이전 별의 진화 경로입니다. 이것은 별이 주 계열로 수축하면서 일정 기간 동안 복사 평형 상태를 유지할 수있는 더 거대한 주 계열 이전 별들의 진화 경로를 설명합니다. 따라서 붕괴는 매우 느리고 별의 광도는 일정하게 유지됩니다. 그 이름은 미국 천문학자인 Louis George Henyey의 이름을 따온 것입니다.

프로토 스타의 형성

우리는 이전 섹션에서 분자 구름 붕괴 과정과이를 유발할 수있는 매개 변수를 보았습니다. 그럼 이제 원시 별의 특성과 형성 과정을 개괄하여 다음에 무슨 일이 일어나는지 살펴 보겠습니다. 중력 결합 에너지가 제거되는 조건에서 새로운 원성 구조의 붕괴는 계속 될 것입니다. 그러나 원 성운은 불투명 해져 더 이상 방출 할 수 없습니다. 이것은 에너지가 다른 매체를 통해 제거된다는 것을 의미합니다. 여기서 먼지의 존재가 중요해집니다. 이 시점에서 구름 안의 먼지는 60-100K의 온도로 가열됩니다. (-213 & # 176C & # 8212173.15 & # 176C) 따라서 과도한 에너지는 구름이 투명한 원적외선 형태로 방출 될 수 있습니다. 이것은 클라우드의 추가 붕괴를 허용합니다.

구름의 밀도 프로파일은 구름의 중심으로 갈수록 증가하므로 그 중심이 먼저 불투명 해집니다. 이것은 10-13 g / cm3의 밀도에서 발생합니다. 이것은 더 붕괴될 수 있는 코어(첫 번째 정수압 코어로 알려짐)를 형성합니다. 가스가 그쪽으로 떨어지기 때문에 온도가 상승하면 충격파가 생성됩니다.

코어 온도가 약 2,000K에 도달하면 열 에너지가 H2 분자를 분리합니다. 이것은 수소와 헬륨 원자의 이온화로 이어집니다. 이것은 수축의 에너지를 흡수하여 자유 낙하와 비슷한 시간 척도에서 계속할 수 있습니다. 낙하하는 물질의 밀도가 약 10-8g / cm3에 도달하면 물질은 원성에서 방사 된 에너지가 빠져 나갈 수 있도록 충분히 투명합니다. 원시성 내부의 대류와 외부로부터의 복사의 조합은 별이 더 수축하도록합니다. 이것은 가스가 충분히 뜨거울 때 중지되므로 내부 압력은 더 이상의 붕괴로부터 프로토 스타를 지탱할 수 있습니다 (이 상태를 정수압 평형이라고합니다). 이 단계가 완료되면 축하합니다. 이제 프로토 스타가 생겼습니다.

이 시점에서 항성주위 원반이 형성되어 원시성으로의 강착이 계속됩니다. 온도와 밀도가 충분히 높으면 중수소 (핵에 양성자와 하나의 중성자가있는 수소 동위 원소)가 시작되고 외부 압력이 붕괴 속도를 늦 춥니 다. 구름의 물질은 계속해서 원시성으로 떨어지고 있습니다. 이 단계에서 활 모양의 바이폴라 제트가 생성됩니다. 이러한 물체는 HH(Herbig-Haro) 물체로 알려져 있으며, 이것은 누군가가 관찰할 수 있는 가장 멋진 물체 중 하나입니다. 이 메커니즘을 통해 과도한 각운동량이 방출되어 별이 형성됩니다.

오리온 성운은 별 형성의 예입니다. 관측을 통해 우리는 별 형성 과정의 다양한 단계에서 약 70000개의 별을 발견했습니다. 이미지 제공: 제공: NASA, ESA, M. Robberto(우주 망원경 과학 연구소/ESA), 허블 우주 망원경 Orion 재무 프로젝트 팀 및 L. Ricci(ESO).

주변 가스 및 먼지 봉투가 분산되고 부착이 중지되면 별은 이제 PMS (Pre-main-sequence stage)에 있습니다. 주 계열성 (태양과 같은)과의 뚜렷한 차이점은 에너지 원입니다 (즉, 중력 수축 대 수소 융합).

PMS 별은 Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 Hayashi 트랙으로 알려진 것을 따릅니다. 수축은 계속되고 하야시 한계에 도달할 때까지 멈춥니다. 이 시점 이후에 수축은 열적 시간 척도로 계속됩니다. 이것은 별이 현재의 광도 속도로 총 운동 에너지를 방출하는 데 필요한 시간입니다. 우리 태양의 경우이 척도는 3 천만년입니다. 질량이 > 0.5 M☉ 미만인 별은 주계열성이 됩니다. 하야시 선로의 끝에서 더 거대한 PMS는 Henyey 선로를 따라 수압 평형 근처에서 천천히 붕괴됩니다.

마지막으로, 수소 핵융합은 별의 중심에서 시작되고 남아있는 주변 물질은 모두 제거됩니다. 이 시점이 지나면 원성 단계가 끝나고 주 계열 단계가 시작됩니다.

이 과정은 1 M & # 9737 (또는 그 이하) 주변의 별에 대해 잘 알려져 있습니다. 그러나 질량이 큰 별의 경우, 별 형성 과정의 길이는 진화의 다른 시간 척도 (즉, 짧음)와 비슷하지만 그 과정은 명확하고 잘 정의되어 있지 않습니다.

별의 보육원 관찰

게시물 시작 부분에서 우리는 이전 섹션에서 겪었던 많은 요소를 무시했기 때문에 별 형성에 대한 초기 관점이 다소 단순하다는 것을 알았습니다. 그 이유는 지식의 부족이 아니라 관찰의 부족 때문이었습니다.

별 형성의 모든 주요 특징은 광학 파장에서 관찰할 수 없습니다. 원시성의 형성과 진화는 모 분자 구름이 물려받은 빽빽한 먼지와 가스 구름에 의해 숨겨져 있습니다. 종종 고치와 같은 구조는 주변 가스의 밝은 방출에 대한 실루엣 일 수 있지만 먼지로 둘러싸인 신생아 별의 고해상도 스냅 샷입니다. 이 소스는 HH-212(또는 원시별의 정의)로 알려져 있으며 오리온 성운에 있습니다. 이러한 원시성 이미지는 과거에는 얻을 수 없었지만 오늘날에는 밀리미터 이하의 망원경 덕분에 가능합니다. 이미지 제공: ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)/Lee et al.

별의 생명의 초기 단계는 적외선에서 볼 수 있는데, 적외선은 광학 빛보다 훨씬 더 효율적으로 먼지를 투과할 수 있습니다. 따라서 Spitzer Space Telescopes, WISE(Wide-field Infrared Survey Explorer) 또는 Hubble Space Telescope를 사용한 관측은 별 형성에 대한 우리의 이해에서 매우 중요한 관측을 제공했습니다.

X선 관측도 마찬가지로 중요합니다. 그러한 물체의 방출은 주계열성보다 100-100,000배 더 강력하기 때문입니다. 질량이 작은 별의 경우 X선은 항성 코로나의 가열에 의해 방출되는 반면, 질량이 더 큰 별의 경우 항성풍의 충격파에서 방출됩니다.

개별 별의 형성은 우리 은하에서만 직접 관찰 할 수 있습니다. 먼 은하에서 이것은 독특한 스펙트럼 특징의 탐지를 통해 이루어집니다.

별 형성 과정 – 저질량 및 고질량 별 형성

별의 형성 메커니즘은 질량에 따라 다릅니다. 저질량 별 형성의 경우, 구름 내에서 국부적으로 회전하는 밀도 향상의 중력 붕괴에 의해 저질량 별이 형성됨을 시사하는 관측 증거가 있습니다. 회전하는 가스와 먼지 구름의 붕괴는 물질을 원시성에게 공급하는 부착 디스크의 형성으로 이어집니다. 질량이 약 8 M☉ 이상인 별의 경우 별 형성 메커니즘은 잘 알려져 있지 않습니다.


진화적인 시간 척도

별이 형성되는 데 걸리는 시간은 질량에 따라 다릅니다. 그림 21.12에서 각 트랙의 포인트를 표시하는 숫자는 배아 별이 우리가 논의한 단계에 도달하는 데 필요한 시간 (년)입니다. 태양보다 훨씬 높은 질량의 별은 수천 년에서 수백만 년 사이에 주계열성에 도달합니다. 태양은 태어나기까지 수백만 년이 필요했습니다. 더 낮은 질량의 별이 더 낮은 주 계열로 진화하려면 수천만 년이 필요합니다. (우리는 이것이 일반적인 원칙으로 판명되었음을 알게 될 것입니다. 무거운 별은 통과합니다. 모두 저 질량 별보다 빠르게 진화 단계.)

우리는 별이 주 계열에 도착한 후 어떤 일이 일어나는지 조사하고, 수소를 융합하여 헬륨을 형성하는“연장 된 청소년기”와“성인기”를 시작하면서 사춘기부터 노년기까지 별에서 별의 다음 단계를 수행 할 것입니다. 그러나 이제 우리는 별과 행성의 형성 사이의 관계를 조사하고 싶습니다.