Wolchover, 2012 - 08 - 07 ↑ 《 Ferreting Out The First Stars 》, Harvard - Smithsonian Center for Astrophysics, 2005년 9월 22일, 2006년 9월 5일에 확인함. ↑ 《 Weighing the Smallest Stars 》, ESO, 2005년 1월 1일, 2006년 8월 13일에 확인함. ↑ Boss, Alan ( 2001년 4월 3일 ), 《 Are They Planets or What 》, Carnegie Institution of Washington, 2006년 9월 28일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2006년 6월 8일에 확인함. ↑ 가 나 Shiga, David ( 2006년 8월 17일 ), 《 Mass cut - off between stars and brown dwarfs revealed 》, New Scientist, 2006년 11월 14일에 원본 문서에서 보존된 문서, 2006년 8월 23일에 확인함. ↑ 《 Hubble glimpses faintest stars 》, BBC, 2006년 8월 18일, 2006년 8월 22일에 확인함. ↑ Carroll, Bradley W. ; Ostlie, Dale A. ( 1995 ), 《 An Introd
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항성 질량 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 항성 질량 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 항성 질량은 천문학자들이 어떤 항성의 질량을 표시할 때 쓰는 용어이다. 보통'태양질량 ( ) 의 몇 배'형식으로 표시하는데, 예를 들면 시리우스의 질량은 2. 02 표시한다. [ 1 ] 어떤 항성의 질량은 생애주기동안 고정되어 있는 것이 아니라 외부적, 내부적 원인에 따라 변한다. 예를 들면 짝별로부터 물질을 흡수하면 질량은 늘어나며, 항성풍이나 맥동으로 물질을 뿜어내면 질량은 줄어든다. 목차 1 속성 2 범위 3 질량 변화 4 참고 문헌 속성 [ 편집 ] 항성은 보통 태어났을 때의 질량에 따라 그 운명이 결정되므로 질량 정도에 기준하여 항성의 종류를 나눈다. 태양질량 0. 5배 이하의 별은'질량이 매우 작은 별'로 점근거성가지 ( AGB ) 단계를 거치지 않고 곧장 백색 왜성이 된다.'질량이 작은 별'은 태양 질량 1. 8 ~ 2. 2배 ( 구성물질이 다르기 때문에 명확한 경계가 없다. ) 보다 작은 항성들로 점근거성가지 단계에 들어가며 여기서 축퇴하는 헬륨핵
##는 없었기 때문이다. 그러나 질량이 무거운만큼 이 별들 ( 항성종족 III ) 은 빠르게 죽었고 지금은 단지 이론상의 천체일 뿐이다. 반대로 황새치자리 AB A의 짝별 황새치자리 AB C의 질량은 목성의 93배에 불과한데 이는 중심핵에서 수소를 태우는 주계열 별 중 가장 가벼운 값이다. [ 9 ] 항성의 중원소함량이 태양과 비슷할 경우 가질 수 있는 최솟값은 대략 목성의 75배 정도이다. [ 10 ] [ 11 ] 그러나 항성에 있는 중원소의 양이 극도로 적을 경우 최솟값은 좀 더 올라가서 태양의 8. 3 % 또는 목성의 87배 정도가 된다. [ 11 ] [ 12 ] 이보다 작은 천체를 갈색 왜성이라고 하며, 가스 행성과 항성 사이의 회색지대를 차지한다. 질량 변화 [ 편집 ] 지금도 태양은 전자기 에너지를 태양풍 형태 물질로 우주공간에 뿜으면서 질량을 조금씩 잃고 있다. 그 비율은 매년 약 2 ~ 3x10 ^ - 14. [ 13 ] 태양이 적색거성 단계에 들어서면 물질은 더욱 빠른 속도로 태양을 탈출할 것이며 그 속도는 진화단계가 적색거성가지의 첨단부에 이를 때 1년에 7 ~ 9x10 ^ - 14 될 것
속도는 진화단계가 적색거성가지의 첨단부에 이를 때 1년에 7 ~ 9x10 ^ - 14 될 것이며, 점근거성가지 단계에서는 10 - 6 올라가고, 태양이 죽음을 맞아 행성상성운이 되었을 때에는 10 - 5 ~ 10 - 4 가장 빠른 속도로 질량을 우주에 뿌릴 것이다. 이렇게 태양이 백색 왜성이 되기 전까지 우주에 내보내는 질량은 초기질량의 46 % 에 이른다. [ 14 ] 참고 문헌 [ 편집 ] ↑ Liebert, J. ; 외. ( 2005 ), " The Age and Progenitor Mass of Sirius B ", 《 The Astrophysical Journal 》 630 ( 1 ) : L69 - L72, Bibcode : 2005ApJ... 630L.. 69L, arXiv : astro - ph / 0507523, doi : 10. 1086 / 462419. ↑ Kwok, Sun ( 2000 ), 《 The origin and evolution of planetary nebulae 》, Cambridge astrophysics series 33, Cambridge University Press, 103 - 104쪽, ISBN 0 - 521 - 62313 - 8. ↑, Albrecht ( 2001 ), 《 The New Co
. ↑ Carroll, Bradley W. ; Ostlie, Dale A. ( 1995 ), 《 An Introduction to Modern Astrophysics 》 revis 2판, Benjamin Cummings, 409쪽, ISBN 0201547309. ↑, K. - P. ; Connon Smith, Robert ( 2008 ), " Distant future of the Sun and Earth revisited ", 《 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 》 386 ( 1 ) : 155 - 163, Bibcode : 2008MNRAS. 386.. 155S, arXiv : 0801. 4031, doi : 10. 11 / j. 1365 - 2966. 2008. 13022. x 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
##구상체 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 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 유효온
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 원본 주소 " " 분류 : 항성천문학항성 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 中 文 링크 편집 이 문서는 2016년 3월 24일 ( 목 ) 22
150배로 추측된다. [ 4 ] 에타별의 생애는 매우 짧아 수백만 년에 불과하다. 아치스 성단에 대한 연구결과에 따르면 현시대 우주에서 항성이 지니는 질량상한은 태양의 150배라고 한다. [ 5 ] 한계수치가 왜 이 값인지의 원인은 정확히 밝혀지지 않았다. 다만 어떤 별이 가스를 우주로 날려버리지 않으면서 가장 밝게 빛날 수 있는 한계를 에딩턴 광도로 표시하는데 이 법칙이 한계질량에 대해 일부 해답을 주고 있다. 다만 성단 RMC 136a에 있는 R136a1의 질량이 태양의 265배임이 최근 밝혀져 에딩턴 한계의 신빙성에 의문을 던졌다. [ 6 ] 여기에 대해 한 연구에 따르면 RMC 136a 내 질량 150배보다 큰 천체는 한계질량 가까운 쌍성 두 개가 합쳐져 생긴 것이라 하여, 기존의 질량이론이 여전히 유효하다고 주장했다. [ 7 ] 빅 뱅 이후 처음 탄생한 태초의 항성 질량은 지금보다 훨씬 커 최대 태양의 300배 이상이었으리라 추측되는데, [ 8 ] 그 이유는 리튬보다 무거운 원소가 당시 항성에는 없었기 때문이다. 그러나 질량이 무거운만큼 이 별들 ( 항성종족 III ) 은 빠르게 죽었고 지금은
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항성 질량은 천문학자들이 어떤 항성의 질량을 표시할 때 쓰는 용어이다. 보통 '태양질량(M☉)의 몇 배' 형식으로 표시하는데, 예를 들면 시리우스의 질량은 2.02 M☉으로 표시한다. 어떤 항성의 질량은 생애주기 동안 고정되어 있는 것이 아니라 외부적, 내부적 원인에 따라 변한다. 예를 들면 짝별로부터 물질을 흡수하면 질량은 늘어나며, 항성풍이나 맥동으로 물질을 뿜어내면 질량은 줄어든다.