항성 진화 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 항성 진화 위키백과, 우리 모두의 백과사전. ( 항성진화에서 넘어옴 ) 둘러보기로 가기 검색하러 가기 태양의 일생. 태양은 주계열 상태로 약 100억 년을 유지할 수 있다. 항성진화 ( [UNK] [UNK] [UNK] 化 ) 또는 별의 진화 ( stellar evolution ) 는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을 살아간다. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원 ( [UNK] [UNK] ) 에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 천체 물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를
길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 천체 물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 항성의 내부구조가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다. 목차 1 탄생 2 성숙기 2. 1 적색 왜성 2. 2 중간 정도 질량의 별 2. 3 거대한 질량의 별 3 참고 문헌 탄생 [ 편집 ] 이 문단의 내용은 출처가 분명하지 않습니다. 지금 바로 이 문단을 편집하여, 참고하신 문헌이나 신뢰할 수 있는 출처를 각주 등으로 표기해 주세요. 검증되지 않은 내용은 삭제될 수도 있습니다. 내용에 대한 의견이 있으시다면 토론 문서에서 나누어 주세요. ( 2013년 6월 9일에 문단
태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정 R - 과정 특성 항성 분류 항성 명칭 항성 역학 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속함량 미소난류 행성계 항성 자전 항성계 ( 쌍성 다중성 접촉쌍성 ) UBV 측광계 항성 목록 별자리별 질량이 큰 별 질량이 작은 별 반지름이 큰 별 밝게 보이는 별 광도가 큰 별 가까운 별 갈색왜성 항성 천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 vdeh블랙홀유형 슈바르츠실트
외곽부는 대류층으로 이루어져 있는데, 내부 물질들은 핵융합 반응이 일어나는 곳 근처부터 항성 표면에 이르기까지 대류를 통해 섞인다. 질량이 아주 작은 별들을 제외한 모든 별들은 나이가 들수록 핵융합의 산물이 항성 내부 깊은 곳에 축적되어 있는데, 이 시기에는 대류층을 통해 핵융합 산물을 항성 표면에서 볼 수 있다. 수소 · 헬륨의 동위원소에 일어나는 변화는 관찰이 불가능하기 때문에, 별의 조성에 일어나는 막대한 변화에도 불구하고, 관찰할 수 있는 변화는 아주 미미하다. CNO 순환의 효과로 항성 표면에서는 13C에 비해 12C의 비율이 낮아지고, 탄소와 질소 비율 변화 등이 관측된다. 이러한 변화 양상들은 분광 관측을 통해 감지할 수 있으며, 진화
매우 작은 천체는 핵융합 작용을 일으킬 온도를 조성하지 못하는데, 이들을 갈색왜성이라고 부른다. 항성과 갈색왜성을 구별하는 경계선은 그 천체의 화학적 조성에 달려 있다. 중원소함량 ( 별을 구성하는 원소 중 수소와 헬륨보다 무거운 원소들의 양 ) 이 높은 천체의 경우 항성이 될 수 있는 질량의 하한선은 낮아진다. 목성질량의 13배가 넘는 갈색왜성들은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있기 때문에 일부 천문학자들은 이 수준을 넘는 천체만 갈색왜성으로 취급한다. ( 이 질량은 행성보다는 크나 준항성 수준에는 미치지 못한다. ) 갈색왜성은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있을 정도로 무거운 경우나 또는 그렇지 못한 경우에 상관없이, 희미하게 빛나다가 수 억 년의 시간을 두
성은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있을 정도로 무거운 경우나 또는 그렇지 못한 경우에 상관없이, 희미하게 빛나다가 수 억 년의 시간을 두면서 천천히 식어간다. 좀 더 질량이 무거운 별들의 경우 중심핵의 온도가 천만 켈빈 정도에 이르게 되며, 양성자 - 양성자 연쇄 반응이 발동되고 수소가 핵융합을 일으키면서 중수소를 거쳐 헬륨으로 변환된다. 태양질량보다 근소하게 무거운 별들의 경우, CNO 순환으로 대부분의 에너지를 생산한다. 중심핵에서 생산된 에너지를 통해 복사압이 형성되며 이 복사압은 위에서 누르는 무게에 저항하여 항성이 중력붕괴를 일으키는 것을 막는데, 이 상태를 유체정역학적균형 상태라고 한다. 이때부터 항성은 안정된 크기를 유지하게 된다. 대마젤란 은하 내에 있는 항성
천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 vdeh블랙홀유형 슈바르츠실트 블랙홀 커 블랙홀 라이스너 - [UNK] 블랙홀 가상 블랙홀 이원블랙홀 벌거숭이 특이점 구전광 플랑크 입자 크기 마이크로 블랙홀 임계 블랙홀 전자 블랙홀 항성질량 블랙홀 중간질량 블랙홀 초대질량 블랙홀 퀘이사 활동은하핵 블레이자 거대퀘이사군 형성 항성진화 중력붕괴 중성자별 밀집성 쿼크별 특이성 톨먼 - 오펜하이머 - 볼코프 한계 백색왜성 초신성 극초신성 감마선폭발 성질 블랙홀 열역학 슈바르츠실트 반경 M - 시그마 관계 사건의 지평선 준주기적 진동 광자구 작용권 호킹 복사 펜로즈 과정 블랜포드 - 즈나이엑 과정 본디 강착 국수효과 중력렌즈 모형 중력 특이점 펜로즈
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별들은 차갑고 어두운 별들보다 빠르게 수소 핵융합을 일으켜 헬륨으로 바꾼다. 중심부에 쌓인 헬륨은 수소보다 밀도가 높기 때문에 중력으로 별을 수축시키며 핵융합의 빈도를 상승시킨다. 이러한 중력 수축에 대항하여 별의 형체가 붕괴되지 않기 위해서는 온도가 높아져야만 한다. 종국적으로 중심핵에 핵융합의 연료가 될 수소가 고갈되고, 수소 핵융합을 통해 만들어지는, 바깥쪽으로 팽창하여 중력 붕괴와 평형을 이루는 압력이 없어지면, 항성은 자신의 전자 축퇴압이 중력을 상쇄하기에 충분한 수준까지 쭈그러들거나, 또는 중심핵이 헬륨 핵융합을 일으킬 수 있는 온도인 약 1억 켈빈까지 가열된다. 둘 중 어떤 방향으로 진화되느냐는 항성의 질량에 달려 있다. 적색 왜
황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레온 별 Q별 퍼즈볼 보손 별 그라바스타 암흑 에너지 별 검은 별 약전자기별 자기권 연속적 붕괴 천체 암흑물질성 이론적인 별 암흑물질성 쿼시 별 손 - 지트코프 천체 아이언 스타 중간 단계 갈색왜성 준갈색왜성 떠돌이 행성 구조 핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온
항성진화(恒星進化, stellar evolution) 혹은 별의 진화는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 천체 물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 항성의 내부구조가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다.