분류 : 신성천체천체물리학우주항성 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기원본 편집역사 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 다른 프로젝트 공용 인쇄 / 내보내기 책 만들기PDF로 다운로드인쇄용 판 다른 언어 IndonesiaItaliano 日 本 語 / / / 中 文 語 링크 편집 이 문서는 2019년 5월 11일 ( 토 ) 00 : 00에 마지막으로 편집되었습니다. 모든 문서는 크리에이티브 커먼즈 저작자표시 - 동일조건변경허락 3. 0에 따라 사용할 수 있으며, 추가적인 조건이 적용될 수 있습니다. 자세한 내용은 이용 약관을 참고하십시오. 미국 및 다른 국가에 등록되어 있는 Wikimedia Foundation, Inc. 소유의 등록 상표입니다. 개인정보 정책 위키백과 소개 면책 조항 개발자 쿠키 정책 모바일 보기
##합을 일으킬 수 있으며, 따라서 질량이 낮은 백색왜성보다 더욱 잦은 신성 현상을 일으킬 수 있게 된다. 1890년 이래의 밝은 신성 [ 원본 편집 ] 년도 신성 최대 밝기 ( 겉보기 등급 ) 1891년 마차부자리 T 3. 8 1898년 궁수자리 V1059 4. 5 1899년 물병자리 V606 5. 5 1901년 페르세우스자리 GK 0. 2 1903년 신성 쌍둥이자리 1903 6 1905년 신성 물병자리 1905 7. 3 1910년 신성 도마뱀자리 1910 4. 6 1912년 신성 쌍둥이자리 1912 3. 5 1918년 물병자리 V603 - 1. 8 1919년 신성 거문고자리 1919 7. 4 1919년 신성 뱀주인자리 1919 7. 4 1920년 신성 백조자리 1920 2. 0 1925년 화가자리 RR 1. 2 1934년 허큘리스자리 DQ 1. 4 1936년 도마뱀자리 CP 2. 1 1939년 외뿔소자리 BT 4. 5 1942년 고물자리 CP 0. 3 1943년 신성 물병자리 1943 6. 1 1950년 도마뱀자리 DK 5. 0 1960년 허큘리스자리 V446 2. 8 1963년 허큘리스자리 V533 3 1970년 뱀자리 FH 4 1975년 백조자리 V1500 2. 0 1975년 방패자리 V373 6 1976년 여우자리 NQ 6 1978년 백조자리 V1668 6 1984년 여우자리 Q
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 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등
. 0 1975년 방패자리 V373 6 1976년 여우자리 NQ 6 1978년 백조자리 V1668 6 1984년 여우자리 QU 5. 2 1986년 센타우루스자리 V842 4. 6 1991년 허큘리스자리 V838 5. 0 1992년 백조자리 V1974 4. 2 1999년 물병자리 V1494 5. 03 1999년 V382 2. 6 2002년 외뿔소자리 V838 6. 75 반복신성 [ 원본 편집 ] 뱀주인자리 RS 북쪽왕관자리 T 나침반자리 T 같이 보기 [ 원본 편집 ] 게 성운 하이퍼노바 초신성 참고 문헌 [ 원본 편집 ] ↑ AAVSO Variable Star Of The Month : May 2001 : Novae ↑ Zeilik, Michael. Conceptual Astronomy. New York : John Wiley & Sons, Inc., 1993. ISBN 0 - 471 - 50996 - 5 ↑ Muirden, James. " Searching for Novae ", pp. 259 - 79. In James Muirden, ed., Sky Watcher's Handbook. New York : W. H. Freeman and Company Ltd., 1993. ISBN 0 - 7167 - 4502 - X ↑ W. Lill
H. Freeman and Company Ltd., 1993. ISBN 0 - 7167 - 4502 - X ↑ W. Liller, B. Mayer, July 1987, " The rate of nova production in the Galaxy ", Publications Astronomical Society of the Pacific, vol. 99, pp. 606 - 609. ↑ Seeds, Michael A. Horizons : Exploring the Universe, 5th ed. Belmont : Wadsworth Publishing Company, 1998, ISBN 0 - 534 - 52434 - 6, p. 194. 외부 링크 [ 원본 편집 ] 변광성 목록 NASA 초신성 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
##성 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 vdeh변광성맥동변광성세페이드 고전적 세페이드 변광성 II형 세페이드 허큘리스자리 BL형 변광성 처녀자리 W형 변광성 거문고자리 RR형 변광성 방패자리 델타형 변광성 고속진동 Ap성 봉황자리 SX형 변광성 청백변광성 백조자리 알파형 변광성 세페우스자리 베타형 변광성 저속맥동 B형 항성 망원경자리 PV형 변광성 장주기 변광성 및반규칙 변광성 미라형 변광성 반규칙 변광성 저속 반규칙 변광성 그 외 황새치자리 감마형 변광성 황소자리 RV형 변광성 태양형 진동 맥동백색왜성 분출변광성전주
흡수되거나 생성된 헬륨이 핵융합하여 무거운 원소를 생성하기 위해서는 보다 높은 온도와 압력이 필요하며, 적어도 2000만 켈빈이 넘어서야 헬륨 핵융합을 통해 헬륨을 소모할 수 있다. 이러한 핵융합 과정에서 발생하는 엄청난 에너지는 백색왜성의 표면으로부터 기체를 날려보내며, 별을 극도로 밝게 빛나게 한다. 최대 밝기가 되기까지의 시간은 길 수도 짧을 수도 있지만, 최대 밝기를 지나서는 서서히 어두워지게 된다. [ 1 ] 하지만, 이러한 격렬한 반응 중에도 실제 분출되는 물질의 양은 대개 태양 질량의 1 / 10, 000 정도에 지나지 않으며, 이는 백색왜성의 질량에 비추어볼 때 매우 미미한 수준이다. 게다가 흡수된 질량의 단 5 % 만이 핵융합을 통해 에너지를 공급한다. 하지만 그 정도의 핵융합만으로도 분출물을 초당 수천 킬로미터의 속도로 가속시키며, 또한 신성의 광도를 적게는 태양의 수 배에서 많게는 50, 000 - 100, 000배까지 높이기에 충분하다. [ 2 ] 백색왜성은 수소만 유입된다면, 몇 번씩도 신성이 될 수 있다. 이렇게 반복적으로 신성이 되는 별을 반복신성이라고 하며, 대표적인 예로는 뱀주인
신성 ( 천체 ) - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 신성 ( 천체 ) 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 동반성으로부터 물질을 빨아들이고 있는 백색왜성의 개념도 신성 ( 新 ) 은 백색왜성으로 수소를 비롯한 물질이 유입되면서 급격한 핵 반응이 일어남에 따라 별이 밝아지는 현상을 일컫는다. 신성이라는 이름도 하늘에 새로이 밝은 별이 나타났다는 것을 뜻하는 말이다. 목차 1 형성 2 발생 빈도와 중요성 3 1890년 이래의 밝은 신성 3. 1 반복신성 4 같이 보기 5 참고 문헌 6 외부 링크 형성 [ 원본 편집 ] 백색왜성이 로시엽을 넘어서는 인접한 동반성을 지니고 있다면, 백색왜성은 동반성의 외부대기로부터 지속적으로 기체를 흡수하게 된다. 동반성은 주계열성일수도 혹은 적색거성으로 팽창하는 별일 수도 있다. 흡수된 기체는 대개 수소나 헬륨이며, 기체는 그 뒤에 백색왜성의 높은 중력으로 인해 압축되고 가열된다. 가열된 수소는 백색왜성의 표면에서 CNO 순환을 통해 안정적으로 핵융합을 일으킨다. 하지만, 흡수되거나 생성된 헬륨이 핵융합하여 무거운 원소를 생성하기 위해서는 보다 높은 온도와 압력이 필요하며,
##자리 감마형 변광성 황소자리 RV형 변광성 태양형 진동 맥동백색왜성 분출변광성전주계열성 오리온자리 FU형 변광성 허빅 Ae / Be 별 오리온 변광성 거성 및 초거성 밝은 청색변광성 북쪽왕관자리 R형 변광성 페르세우스자리 DY형 변광성 황색극대거성 분출쌍성 이중주기 변광성 큰개자리 FS형 변광성 사냥개자리 RS형 변광성 그 외 섬광성 카시오페이아자리 감마형 변광성 에리다누스자리 람다형 변광성 볼프 - 레이에별 격변변광성 사냥개자리 AM형 변광성 왜신성 신성 초신성 공생성 안드로메다자리 Z형 변광성 자전변광성비구형 회전타원체 변광성 흑점 용자리 BY형 변광성 머리털자리 FK형 변광성 자기장 사냥개자리 알파2형 변광성 맥동전파원 양자리 SX형 변광성 식쌍성 알골형 변광성 거문고자리 베타형 변광성 행성통과변광성 큰곰자리 W형 변광성 원본 주소 " " 분류 : 신성천체천체물리학우주항성 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기
관측 위치를 제대로 찾지 못한 것에 기인한다. [ 3 ] 한편 이웃하는 안드로메다 은하에서 발견되는 신성은 우리 은하에서 발견되는 신성의 대략 1 / 2 내지는 1 / 3 수준이다. [ 4 ] 신성의 분출물을 분광학을 통해 관측한 결과, 분출물은 주로 헬륨, 탄소, 질소, 산소, 네온, 마그네슘과 같은 원소를 포함하는 것으로 밝혀졌다. 하지만, 신성이 이러한 분출물을 통해 성간매질의 농도를 증가시키는 정도는 다른 우주현상에 비해서는 적은 수준이다. 초신성에 비해서는 1 / 50 정도이며, 적색거성이나 초거성에 비해서는 1 / 200 정도에 지나지 않는다. 뱀주인자리 RS와 같은 반복신성은 드물다. 하지만 천문학자들은, 전부는 아니라도 대부분이 ( 비록 1, 000년에서 100, 000년 정도의 주기를 가질지라도 ) 반복신성일 것이라고 생각한다. [ 5 ] 반복신성의 주기는 백색왜성의 흡수율보다는 백색왜성 자체의 질량에 보다 의존한다. 질량이 높은 백색왜성의 경우, 보다 적은 물질로도 충분한 핵융합을 일으킬 수 있으며, 따라서 질량이 낮은 백색왜성보다 더욱 잦은 신성 현상을 일으킬 수 있게 된다. 1890
신성(新星)은 백색왜성으로 수소를 비롯한 물질이 유입되면서 급격한 핵 반응이 일어남에 따라 별이 밝아지는 현상을 일컫는다. 신성이라는 이름도 하늘에 새로이 밝은 별이 나타났다는 것을 뜻하는 말이다.