분자구름이 은하 중심의 주위를 공전하면서, 여러 요인 중 하나로 인해 중력 붕괴 현상이 일어나게 된다. 분자구름끼리 충돌하거나, 은하 나선팔의 밀도 높은 영역을 통과할 수 있다. 근처 초신성 폭발 역시 자신의 잔해를 빠른 속도로 분자구름 내로 돌진시켜서, 중력붕괴를 일으키는 원인이 되기도 한다. 은하와 은하끼리의 충돌로 인해 양쪽 은하에 있던 가스 구름끼리 조석력에 의해 응축하고 섞여서 항성이 대량으로 생겨날 수도 있다. 분자구름은 수축하면서 작은 부분들로 나뉜다. 이런 작은 조각들 내에서, 응축하는 가스는 중력 작용에 의한 위치 에너지를 열의 형태로 발산한다. 가스의 온도와 압력이 증가하면서 분자구름의 조각들은 원시별로 불리는, 회전하는 뜨거운 가스 덩어리를 만들어낸다. 처음 태어나는 항성들은, 항성의 재료가 되고 남은 분자구름 속에 예외없이 깊숙이 감추어져 있으며, 가시광선으로 볼 수 없다. 종종 이렇게 아기별들을 품은 분자구름은 주변 가스가 방출하는 밝은 빛에 대비되어 실루엣 형태로 드러나기도 한다. 이들을 보크 구상체라고 부른다. 태어날 때의 질량이 매우 작은 천체는 핵융합 작용을 일으킬 온도를 조성하지 못하는데, 이들을 갈색왜
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 ( 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 ( ) 에 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. 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 편집
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 문단의 출처가 요청되었습니다. ) 삼각형자리 은하에 있는, 항성이 대량으로 탄생하는 지역인 NGC 604 독수리 성운 내 항성들이 태어나는 장소인,'창조의 기둥'으로 명명된 그림. 허블 우주 망원경이 촬영 항성의 진화는 항성 양성소 ( stellar nursery ) 라고도 부르는, 거대분자구름 ( GMC ) 내부에서 시작된다. 대부분 우주의 빈 공간 밀도는 1세제곱센티미터당 분자 0. 1 ~ 1개 수준이지만, 거대분자구름 내부의 밀도는 보통 1세제곱센티미터당 수백만 개의 분자가 존재한다. 분자구름의 지름은 50 ~ 300광년이며 태양질량의 10만 배에서 1천만 배에 이르는 물질이 존재한다. 분자구름이 은하 중심의 주위를 공전하면서, 여러 요인 중 하나로 인해 중력 붕괴 현상이 일어나게 된다. 분자구름끼리 충돌
##도 폭풍 하향격풍 가뭄 사막화 모래폭풍 황사 지질 재해 싱크홀 산사태 눈사태 크레바스 조산 운동 지진대 - 화산대 알프스 - 히말라야 조산대 환태평양 조산대 지진 전진 여진 P파 S파 지진 해일 화산 초화산 분화 용암 화산 가스 화산재 화산이류 화산쇄설류 수해 홍수 조류 대증식 적조 녹조 유해조류 갯녹음 산호 백화 엘니뇨 라니냐 인도양 다이폴 해수면 상승 해일 지진 해일 화재 자연적 산불 질병 재해 기근 절멸 감염병 유행병 범유행 우주 재해 충돌사건 안드로메다 은하와 우리 은하의 충돌 지자기폭풍 태양 플레어 코로나 질량 방출 우주의 종말 열죽음 대함몰 대파열 항성 진화 태양 진화 초신성 근지구 초신성 극초신성 감마선 폭발 원본 주소 " " 분류 : 천체물리학항성천문학항성 진화숨은 분류 : 출처가 필요한 글 / 2013년 6월출처가 필요한 모든 글문단에 출처가 필요한 글 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 목록고
##게 보이게 된다. 이런 별들을 적색 거성으로 부른다. 헤르츠스프룽 - 러셀 도표에 따르면 적색 거성은 분광형 K 또는 M의, 거대한 비 ( 非 ) 주계열성이다. 대표적 적색 거성으로 황소자리의 알데바란이나 목동자리의 아크투루스를 꼽을 수 있다. 태양 질량 수 배 정도까지의 별은 전자축퇴압의 도움을 받아 헬륨으로 이루어진 중심핵 구조를 발달시켜 가며, 그 위로는 수소가 포함된 여러 층이 형성된다. 항성의 중력 때문에 중심핵 바로 위 수소층은 압축되어 주계열성 시절보다 빠른 속도로 수소 핵융합이 일어나게 된다. 핵융합 속도가 빨라지면서 항성은 이전보다 훨씬 더 밝아지고 ( 1, 000 ~ 10, 000배 ) 덩치도 커진다. 이때 밝기 변화가 표면적의 변화보다는 적기 때문에 단위 면적당 방출하는 빛의 양이 줄어들어, 유효온도는 내려간다. 이렇게 부풀어오른 항성 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 깊
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 블랙홀 커 블랙홀 라이스너 - 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 작용
##퇴압 때문에 수백만 년에서 수천만 년 동안 헬륨 핵융합 작용이 일어나지 못한다. 반면 보다 무거운 별들의 경우, 헬륨이 누적된 핵과 그 위의 층을 합친 질량이 충분히 커져, 헬륨 핵융합 단계로 보다 빠르게 진입한다. 거대한 질량의 별 [ 편집 ] 거대한 질량의 별은 수소를 빠르게 소모하면서 적색 초거성이나 극대거성으로 진화한다. 거대한 질량의 별들은 적색 초거성이나 극대거성으로 진화하면서 수소 - 헬륨 - 탄소 - 산소 - 네온 - 마그네슘 - 규소.... 순으로 핵융합을 한다. 마지막에는 철이 생성된다. 거대한 질량의 별들은 죽을 때 초신성또는 극초신성으로 생을 마감한다. 대표적인 별로 리겔, 베텔게우스 등이 있다. 참고 문헌 [ 편집 ] 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
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 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
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 링크 편집 이 문서는 2019년 5월 10일 ( 금 ) 15 : 34에 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
##선폭발 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 - 호킹 특이점 정리 원시 블랙홀 그라바스타 암흑성 암흑에너지별 흑색성 영구붕괴천체 자지권 영구붕괴천체 퍼즈볼 화이트홀 벌거숭이 특이점 고리 특이점 임미르지 변수 막 패러다임 구전광 준성 관련 주제 털없음 정리 블랙홀 정보 역설 우주 검열 가설 비특이점 블랙홀 모형 홀로그래피 원리 블랙홀 상보성 방화벽 ER = EPR 계량 슈바르츠실트 계량 커 계량 라이스너 - 계량 커 - 뉴먼 계량 관련 목록 블랙홀 목록 질량 순 블랙홀 목록 거리 순 블랙홀 목록 퀘이사 목록 관련 항목 블랙홀 물리학 연표 로시 엑스선 타이밍 탐사선 초밀집항성계 블랙홀 우주선 vdeh자연 재해기상 재해고온 기상 지구 온난화 집중호우 우기 장마 뇌우 낙뢰 폭염 슈퍼셀 열대 저기압 태풍 허리케인 사이클론 하이퍼케인 저온 기상 지구 한랭화 빙하기 겨울 폭풍 비얼음 우박 화이트아웃 블리자드 폭설 한파 기타 기상 안개 박무 연무 스모그 토네이도 폭풍 하향격풍 가뭄 사막화 모래폭풍 황사 지질 재해 싱크홀 산사태 눈사태 크레바스 조산 운동 지진대 - 화산대 알프스 -
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.