별의 일생

 별은 가장 널리 알려진 천체이며, 은하의 가장 기본적인 구성 요소입니다. 은하계에서 별들의 나이, 분포 및 구성은 그 은하계의 역사, 역학 및 진화를 추적합니다. 또한 별은 탄소, 질소 및 산소와 같은 무거운 원소의 제조 및 분포를 담당하며, 이들의 특징은 이들을 합체할 수 있는 행성계의 특징과 밀접한 관련이 있습니다. 결과적으로 별의 탄생, 삶, 죽음에 대한 연구는 천문학 분야의 핵심입니다.

별 형성
별들은 먼지 구름 속에서 태어나고 대부분의 은하계에 흩어져 있습니다. 먼지 구름과 같은 익숙한 예는 Orion Nebula입니다. 이 구름 내부의 난류는 가스와 먼지가 자체의 중력 인력으로 붕괴되기 시작할 수 있는 충분한 질량의 매듭을 발생시킵니다. 구름이 무너지면서 중앙의 물질이 가열되기 시작합니다. 프로토 스타 protostar로 알려진 것은 붕괴 구름의 중심에 있는 이 뜨거운 핵심으로 언젠가 별이 될 것입니다. 별 형성의 3차원 컴퓨터 모델은 붕괴하는 가스와 먼지의 회전하는 구름이 2 개 또는 3 개의 얼룩으로 나 break 수 있다고 예측합니다. 이것은 왜 은하수의 대부분의 별들이 짝을 이루거나 여러 별들의 그룹으로 된 이유를 설명할 것입니다. 구름이 무너지면서 밀도가 높은 핫 코어가 형성되어 먼지와 가스가 모이기 시작합니다. 이 물질 모두가 별의 일부로 끝나는 것은 아닙니다. 남은 먼지는 행성, 소행성 또는 혜성이 되거나 먼지로 남아있을 수 있습니다.

 어떤 경우에는 구름이 일정한 속도로 붕괴되지 않을 수 있습니다. 2004 년 1 월, 아마추어 천문학 자 제임스 맥닐 James McNeil은 오리온 별자리에서 성운 메시에 78 근처에서 작은 성운을 발견했습니다. 전 세계의 관측자들이 McNeil 's Nebula에서 악기를 가리킬 때 흥미로운 점을 발견했습니다. 밝기는 다양합니다. NASA의 Chandra X-ray Observatory를 사용한 관측은 어린 별의 자기장과 주변 가스 사이의 상호 작용으로 일시적인 밝기 증가를 유발합니다.

메인 시퀀스 스타
태양 크기의 별은 붕괴 초기부터 성인이되기까지 약 5 천만년이 필요합니다. 우리의 태양은 약 100 억년 동안이 성숙 단계로 유지됩니다. 별은 수소의 핵융합에 의해 연료를 공급받아 내부에 깊은 곳에서 헬륨을 형성합니다. 별의 중앙 영역에서 에너지가 유출되면 별이 자체 무게로 붕괴되는 것을 막는 데 필요한 압력과 별이 빛나는 에너지를 제공합니다. Hertzsprung-Russell Diagram에서 볼 수 있듯이 , Main Sequence stars는 광범위한 광도와 색에 걸쳐 있으며 이러한 특성에 따라 분류될 수 있습니다. 붉은 왜성으로 알려진 가장 작은 별은 태양의 질량이 10 %에 불과하고 3000-4000K 사이의 온도에서 연약하게 빛나는 0.01 % 의 에너지만 방출할 수 있습니다. 그들의 작은 성격에도 불구하고, 붉은 왜성들은 우주에서 가장 많은 별 들이며 수명은 수 천억 년입니다.

 반면에, 거대 거품으로 알려진 가장 거대한 별은 태양보다 100 배 이상 더 무거울 수 있으며 표면 온도가 30,000K를 초과할 수 있습니다. 거대 거품은 태양보다 수십만 배 더 많은 에너지를 방출합니다. 수명은 불과 몇 백만 년입니다. 이 우주와 같은 극단적인 별들은 초기 우주에서 일반적으로 여겨졌지만, 오늘날 은하수는 거의 없습니다. 은하계 전체에는 소수의 초거성이 있습니다.

별과 그들의 운명
 가장 큰 별을 제외한 모든 별은 수십억 년 동안 살지만 일반적으로 별이 클수록 수명이 짧아집니다. 별이 핵의 모든 수소를 융합하면 핵반응이 중단됩니다. 그것을 지원하는 데 필요한 에너지 생산이 박탈되면 핵심은 스스로 붕괴되어 훨씬 더 뜨거워집니다. 수소는 여전히 코어 외부에서 이용 가능하므로, 코어를 둘러싸는 쉘에서 수소 융합이 계속된다. 점점 더 뜨거운 코어는 또한 별의 바깥 층을 바깥쪽으로 밀어서 팽창시키고 식히고 별을 붉은 거인으로 변형시킵니다. 별이 충분히 무거 우면 붕괴하는 핵이 뜨거워져 헬륨을 소비하고 철까지 다양한 무거운 원소를 생성하는 더 이국적인 핵반응을 지원할 수 있습니다. 그러나 이러한 반응은 일시적인 보상만 제공합니다. 점차적으로, 별의 내부 핵 화재는 점점 불안정 해지며 때로는 격렬하게 타거나 다른 시간에는 죽습니다. 이러한 변형으로 인해 별이 맥동하고 바깥층을 버리며 가스와 먼지의 누에고치를 넣습니다. 다음에 일어날 일은 코어의 크기에 달려 있습니다.

 

평균 별이 백색 왜성으로 변함
 태양과 같은 평균 별의 경우, 별의 코어가 노출될 때까지 외부 층을 방출하는 과정이 계속됩니다. 이 죽은, 여전히 냉혹 한 별의 성난 콘크리트를 백색 왜성이라고 합니다. 별의 질량이 포함되어 있음에도 불구하고 지구의 크기와 거의 같은 백색 왜성들이 한때 당혹스러웠습니다. 왜 더 이상 붕괴되지 않았습니까? 코어의 질량을 지원하는 힘은 무엇입니까? 양자 역학이 설명을 제공했습니다. 빠르게 움직이는 전자의 압력은 이 별들이 무너지는 것을 막아줍니다. 코어가 클수록 백색 왜성이 형성됩니다. 따라서 백색 왜성이 직경이 작을수록 질량이 커집니다! 이 역설적인 별들은 매우 흔합니다. 우리 태양은 지금부터 수십억 년 동안 백색 왜성 일 것입니다. 백색 왜성은 그들이 작고 에너지 생산 원이 없기 때문에 본질적으로 매우 희미하여 점차 냉각되면서 망각으로 사라집니다. 이 운명은 우리 태양 질량의 최대 약 1.4 배인 별들만 기다리고 있습니다. 이 질량 이상에서 전자 압력은 추가 붕괴에 대해 코어를 지지할 수 없습니다. 이러한 별들은 아래 설명과 같이 다른 운명을 겪습니다.

백색 왜성들이 노바에가 될 수 있다
 이진 또는 다중 별 시스템에서 백색 왜성이 형성되는 경우, 노바로 더 많은 사건이 발생할 수 있습니다. 노바는 "신규"의 라틴어입니다. 노바는 한때 새로운 스타로 여겨졌습니다. 오늘날 우리는 그들이 매우 오래된 별-백색 왜성이라는 것을 알고 있습니다. 백색 왜성이 동반자 별에 충분히 가까우면, 그 중력이 그 별의 바깥 층에서 그 자체로 표면 물질을 형성하여 물질 주로 수소를 끌어 올 수 있습니다. 표면에 충분한 수소가 축적되면 핵융합 버스트가 발생하여 백색 왜성이 실질적으로 밝아지고 나머지 물질이 방출됩니다. 며칠 안에 글로우가 사라지고 사이클이 다시 시작됩니다. 때때로, 거대한 백색 왜성

초신성 중성자 별 또는 블랙홀 뒤에 남음
 8 개의 태양 질량을 넘는 주 계열 별은 초신성이라는 타이타닉 폭발로 죽을 운명입니다.. 초신성은 단순히 더 큰 노바가 아닙니다. 노바에서는 별 표면만 폭발합니다. 초신성에서 별의 핵심은 무너지고 폭발합니다. 거대한 별에서는 복잡한 일련의 핵반응이 핵심에서 철을 생산합니다. 철을 달성 한이 별은 핵융합에서 얻을 수 있는 모든 에너지를 만들어 냈습니다. 철보다 무거운 원소를 형성하는 핵융합 반응은 실제로 철을 생산하기보다는 에너지를 소비합니다. 별은 더 이상 자신의 질량을 지탱할 방법이 없으며 철심이 무너집니다. 단 몇 초 만에 코어가 약 5000 마일에서 십여 개로 줄어들고 온도는 천억도 이상으로 급등합니다. 별의 바깥 층은 처음에 핵심과 함께 무너지기 시작하지만 엄청난 에너지 방출과 함께 반동하고 격렬하게 바깥쪽으로 던져집니다. 초신성은 거의 상상할 수 없는 양의 에너지를 방출합니다. 며칠에서 몇 주 동안 초신성은 은하 전체보다 더 밝을 수 있습니다. 마찬가지로 모든 자연 발생 원소와 풍부한 아 원자 입자 가이 폭발에서 생성됩니다. 평균적으로, 은하의 폭발은 전형적인 은하에서 약 100년마다 한 번씩 발생합니다. 매년 다른 은하에서 약 25-50개의 초신성이 발견되지만 망원경 없이는 볼 수 없는 곳이 대부분입니다.

중성자 별
 초신성 중심의 붕괴 성 별 핵이 약 1.4와 3의 태양 질량을 포함하는 경우, 전자와 양성자가 결합하여 중성자를 형성하여 중성자 별을 생성할 때까지 붕괴가 계속됩니다. 중성자 별은 원자핵의 밀도와 비슷한 엄밀하게 밀도가 높습니다. 그것은 작은 부피로 채워진 많은 양을 포함하기 때문에 중성자 별 표면의 중력은 엄청납니다. 위의 백색 왜성 별과 마찬가지로 중성자 별이 다중 별 시스템에서 형성되면 근처의 모든 동반자에서 가스를 제거하여 가스를 축적할 수 있습니다. Rossi X-Ray Timing Explorer는 중성자 별 표면에서 불과 몇 마일 떨어진 가스 소용돌이에 대한 스텔라 X-Ray 방출을 포착했습니다. 중성자 별은 또한 강력한 자기장을 가지고 있어서 자극 주위의 원자 입자를 가속시켜 강력한 방사선 빔을 생성합니다. 이 별들은 별이 회전함에 따라 거대한 탐조등처럼 쓸어 듭니다. 그러한 빔이 주기적으로 지구를 향하도록 지향되면, 자극이 가시선을 지나갈 때마다 발생하는 규칙적인 방사선 펄스로 관찰됩니다. 이 경우 중성자 별을 펄서라고 합니다.

블랙홀

 붕괴 된 스텔라 코어가 3 개의 태양 질량보다 크면, 블랙홀을 형성하기 위해 완전히 붕괴됩니다. 광자는 당사의 계측기에서 볼 수 있는 것이므로 블랙홀은 간접적으로 만 감지할 수 있습니다. 블랙홀의 중력장이 너무 강력하여 주변의 모든 물질이 붙잡혀 끌어들여지기 때문에 간접 관찰이 가능합니다. 막대한 온도로 가열되어 근본적인 숨겨진 동반자의 존재를 나타내는 많은 양의 X 선 및 감마선을 방출합니다.

Remains, New Stars Arise
 novae와 supernovae에 의해 남겨진 먼지와 잔해는 결국 성간 가스와 먼지와 혼합되어 스텔라 사망 시 생성되는 무거운 원소와 화학 물질로 풍성해집니다. 결국, 이러한 물질은 재활용되어 새로운 세대의 별과 동반 행성 시스템의 빌딩 블록을 제공합니다.