, R. G. ↑ Multidimensional hydrodynamic simulations of the core helium flash in low - mass stars by Mock, M. ↑ 가 나 다 Wood, P. R. ; D. M. Zarro ( 1981 ). " Helium - shell flashing in low - mass stars and period changes in mira variables ". 《 Astrophysical Journal 》 247 ( Part 1 ) : 247. Bibcode : 1981ApJ... 247.. 247W. doi : 10. 1086 / 159032. vdeh항성진화 항성 형성 전주계열성 주계열성 수평거성 점근거성 끌어올림 불안정띠 레드클럼프 행성상성운 원시 행성계 원반 밝은 청색변광성 볼프 - 레이에별 신성 의사 초신성 초신성 극초신성 색등급도 원시별 분자운 보크구상체 젊은 항성체 허빅 - 아로천체 하야시 경로 하야시 한계 헤니에이 경로 황소자리 T형 항성 허빅 Ae / Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은
Astronomy 》 12판. Cengage Learning. 249 - 51쪽. ISBN 978 - 1133103769. ↑ Karttunen, Hannu ;, Pekka ; Oja, Heikki ; Poutanen, Markku ; Donner, Karl Johan ( 편집. ). 《 Fundamental Astronomy 》 5판. Springer. 249쪽. ISBN 978 - 3540341437. ↑ Deupree, R. G. ; R. K. Wallace ( 1987 ). " The core helium flash and surface abundance anomalies ". 《 Astrophysical Journal 》 317 : 724 - 732. Bibcode : 1987ApJ... 317.. 724D. doi : 10. 1086 / 165319. ↑ Two - and three - dimensional numerical simulations of the core helium flash by Deupree, R. G. ↑ A Reexamination of the Core Helium Flash by Deupree, R. G. ↑ Multidimensional hydrodynamic simulations of the core
/ Be 별 종류 준왜성 ( B형 ) 왜성 ( 청색 주황색 적색 황색 ) 준거성 거성 ( 청색 적색 ) 밝은 거성 초거성 ( 청색 적색 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 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 금속
##학 ( 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 원본 주소 " " 분류 : 항성 진화천체물리학숨은 분류 : 영어 표기를 포함한 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보기 검색 둘러보기 대문사용자 모임요즘 화제최근 문서 보기임의 문서로도움말기부 도구 여기를 가리키는 문서가리키는 글의 최근 올리기특수 문서 목록고유 링크문서 정보위키데이터 항목이 문서 인용하기 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 日 本 語 中 文 링크 편집 이 문서는 2016년 3월 13일 ( 일 ) 08 : 05에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자
표면에 이르는데 수 년 정도 걸려 지체된다 [ 11 ] ) 증가를 야기한다. 이러한 맥동은 수백 년간 지속되고, 10, 000 ~ 100, 000 년간 주기적으로 일어날 것으로 추정되고 있다. [ 11 ] 섬광 후에, 헬륨융합은 헬륨껍질의 고갈으로 인한 주기의 약 40 % 동안 기하급수적인 쇠퇴율에서도 지속된다. [ 11 ] 열맥동은 가스와 먼지로 구성된 별 주위 껍질을 형성한다. 같이 보기 [ 편집 ] 탄소 폭발 각주 [ 편집 ] ↑ 한국천문학회 편 《 천문학용어집 》 213쪽 좌단 37째줄 ↑ 수소 핵융합 ↑ 가 나 Hansen, Carl J. ; Kawaler, Steven D. ; Trimble, Virginia ( 2004 ). 《 Stellar Interiors - Physical Principles, Structure, and Evolution 》 2판. Springer. 62 - 5쪽. ISBN 978 - 0387200897. ↑ 최대 한계는 중원소 함량에 의존함 ↑ Seeds, Michael A. ; Backman, Dana E. ( 2012 ). 《 Foundations of Astronomy 》 12판. Cengage Learning. 249 - 51쪽. ISBN 978 - 113310
##게 밀도의 함수 ) 이 열압력 ( 밀도와 온도의 곱에 비례 ) 보다 압도적이기 때문에 총압력은 온도에 덜 의존한다. 따라서, 온도의 극단적인 증가는 압력의 미미한 증가만을 야기할 뿐이다. 그래서 중심핵의 안정적인 냉각 팽창은 일어나지 않는다. 이러한 폭주 반응은 온도 증가로 인한 열압력이 다시 우세하여 축퇴상태에서 벗어나게 될 시점까지 별의 ( 수 초 정도의 작은 시간에 대한 ) 일반적인 에너지 생산량의 약 1, 000억 배까지 급격히 상승한다. 그러면 중심핵은 팽창하여 냉각되고 헬륨의 안정적인 연소가 계속될 것이다. [ 7 ] 약 2. 25 훨씬 큰 질량의 별들은 중심핵이 축퇴되기 전에 헬륨연소가 시작된다. 그래서 이러한 유형의 헬륨섬광이 나타나지 않는다. 매우 작은 질량의 ( 약 0. 5 작은 ) 별에서는 중심핵이 헬륨을 점화할 만큼 충분히 뜨겁지 못하다. 축퇴된 헬륨핵은 계속 수축할 것이고, 최종적으로 헬륨 백색왜성이 된다. 헬륨섬광은 전자기 복사를 통한 표면에서 직접적으로 관측할 수 없다. 섬광은 별의 안쪽 깊은 곳 중심핵에서 발생하는데, 이로 인한 순효과는 방출된 모든
##은 별에 대해서, [ 4 ] 온도는 규칙적인 방식의 헬륨연소를 하는데 필요한 수준에 이르지 못한다. 여기서 열압력은 더 이상 중력에 대응하는데 충분치 못하다. 이는 별의 수축과 온도 증가의 시작을 야기한다. 중력에 의해 계속 수축함으로써, 결국 중심핵은 백색왜성에서와 같이 축퇴물질이 되는데 충분할 만큼 압축된다. 이로 인한 축퇴압은 최종적으로 중심 물질 대부분의 과한 붕괴를 멈추게 만든다. 중심핵의 나머지 부분은 계속 수축하여 온도가 증가하는데, 특정 온도 ( K ) 에 이르면 헬륨이 융합될 수 있는데, 그래서 헬륨이 점화된다. [ 5 ] [ 3 ] [ 6 ] 헬륨섬광의 폭발적인 특징은 헬륨연소가 축퇴물질에서 발생했기 때문이다. 온도가 일단 1억 ~ 2억 K에 이르고 헬륨융합이 삼중 알파과정을 통해 시작되면, 온도가 급격하게 증가하여 헬륨융합 속도가 크게 증가한다. 이는 축퇴물질이 좋은 열전도체로, 반응 영역이 확장되기 때문이다. 그러나, 축퇴압 ( 순수하게 밀도의 함수 ) 이 열압력 ( 밀도와 온도의 곱에 비례 ) 보다 압도적이기 때문에 총압력은 온도
##에서는 짝별이 수소를 대부분 잃어서 나타난 헬륨풍부 물질이 밀집성이 되었을 지도 모른다. 유사한 섬광이 중성자성에서 발생하기도 한다. 헬륨껍질 섬광 [ 편집 ] 헬륨껍질 섬광은 헬륨핵 섬광과 어느정도 유사하지만 훨씬 덜 격변적이고, 축퇴물질 없이 발생하는 비폭주 헬륨 핵융합 반응이다. 이는 점근거성가지 별의 중심핵 바깥 껍질에서 주기적으로 발생한다. 점근거성가지는 별의 일생에서 거성 단계 말기에 있는 별이다. 이러한 별은 중심에서 대부분의 헬륨을 연소하여 탄소와 산소로만 구성된 핵을 가지고 있다. 헬륨융합은 중심핵 근처의 얇은 껍질에서 계속되지만, 헬륨이 고갈되면 멈춘다. 이는 헬륨껍질의 위에 있던 껍질에서 수소융합의 시작으로 이어진다. 추가적인 헬륨이 충분히 축적되면, 헬륨융합이 다시 재점화되어 열맥동을 일으킨다. 결과로 열맥동은 일시적인 별의 팽창과 밝기 ( 광도의 맥동은 헬륨융합이 재시작되어 방출된 에너지가 표면에 이르는데 수 년 정도 걸려 지체된다 [ 11 ] ) 증가를 야기한다. 이러한 맥동은 수백 년간 지속되
관측으로 감지할 수 없기 때문에 천체물리학적 모형에 의해 기술된다. 목차 1 헬륨핵 섬광 1. 1 쌍성계의 백색왜성에서의 헬륨섬광 2 헬륨껍질 섬광 3 같이 보기 4 각주 헬륨핵 섬광 [ 편집 ] 질량이 작은 별의 중심핵에서의 헬륨융합. 항성 진화의 적색거성 단계 동안, 수소연소 [ 2 ] 는 중심핵에서 수소가 소진됨으로써 헬륨풍부핵을 남긴채 중단된다. 수소연소는 별의 껍질에서 계속되며, 중심핵 쪽으로 헬륨 폐기물을 지속적으로 만든다. 헬륨연소는 중심핵의 밀도와 온도가 증가함으로써 별의 질량에 따라 가능성과 양상이 나뉜다. 2. 25 큰 별에 대해서는, 중심핵의 온도가 K에 이를 때 핵의 과한 수축을 막는데 충분한 에너지의 헬륨연소가 시작된다. 유체 정역학적 평형은 헬륨융합에 의한 열이 핵을 팽창시켜 헬륨연소를 줄이고 냉각시킴으로써 규칙적인 융합이 지속 가능하고 안정적인 과정을 유지할 때 일어난다. [ 3 ] 2. 25 작은 별에 대해서, [ 4 ] 온도는 규칙적인 방식의 헬륨연소를 하는데 필요한 수준에 이르지 못한다. 여기
헬륨섬광 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 헬륨섬광 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 헬륨섬광 ( 영어 : Helium flash ) [ 1 ] 은 약 0. 5 이상에서 2. 25 미만의 질량을 가지는 별의 핵이나 강착 중인 백색왜성의 표면에서 일어나는 헬륨융합의 폭주이다. 헬륨섬광은 헬륨이 열압력보다 양자역학적 압력이 중력에 의한 붕괴를 저지하고 있는 상태인 축퇴상태일 때 발생한다. 따라서 융합 중인 물질의 온도의 증가는 별을 팽창시켜 냉각시키는 역할을 할 수 없고, 융합 속도에 대한 규칙성이 없다. 매우 높은 밀도 또한 융합 속도를 증가시킨다. 이어서 폭발적인 핵반응은 우리은하 전체와 맞먹을 만한 에너지를 단 수 초만에 방출한다. 일반적으로 질량이 작은 별의 경우에서, 그 에너지는 별에 의해 흡수되어 외부에서는 보이지 않는다. 그 과정은 물질이 가열되어 열압력이 우세해지는 시점에 끝나며, 별은 팽창하여 냉각된다. 헬륨섬광은 관측으로 감지할 수 없기 때문에 천체물리학적 모형에 의해 기술된다. 목차 1 헬륨핵 섬광 1.
헬륨섬광(영어: Helium flash)은 약 0.5 M☉ 이상에서 2.25 M☉ 미만의 질량을 가지는 별의 핵이나 강착 중인 백색왜성의 표면에서 일어나는 헬륨융합의 폭주이다. 헬륨섬광은 헬륨이 열압력보다 양자역학적 압력이 중력에 의한 붕괴를 저지하고 있는 상태인 축퇴상태일 때 발생한다. 따라서 융합 중인 물질의 온도의 증가는 별을 팽창시켜 냉각시키는 역할을 할 수 없고, 융합 속도에 대한 규칙성이 없다. 매우 높은 밀도 또한 융합 속도를 증가시킨다. 이어서 폭발적인 핵반응은 우리은하 전체와 맞먹을 만한 에너지를 단 수 초만에 방출한다. 일반적으로 질량이 작은 별의 경우에서, 그 에너지는 별에 의해 흡수되어 외부에서는 보이지 않는다. 그 과정은 물질이 가열되어 열압력이 우세해지는 시점에 끝나며, 별은 팽창하여 냉각된다. 헬륨섬광은 관측으로 감지할 수 없기 때문에 천체물리학적 모형에 의해 기술된다.