난쟁이 별

그것은 태양 질량의 0.012 내지 0.0767, 또는 목성의 질량의 12.57 내지 80.35로 다양하다. 상황을 더 잘 이해하려면 목성의 질량이 다른 모든 행성의 질량의 2.47 배라는 사실을 고려하십시오. 태양계 함께 넣어.

별처럼 갈색 왜성에서는 열핵 반응이 삶의 시작 부분에서 발생합니다. 그러나 이러한 물체들 사이에는 차이점이 있습니다. 사실 갈색 왜소는 매우 빨리 식히고 깊이의 온도가 너무 낮아서 수소가 헬륨으로 변환되는 열과 빛의 방출에 대한 지속적인 반응을 제공하기에는 너무 낮습니다. 그건 그렇고, 이들의 색 천체 켈빈 온도가 2000도 미만인 비교적 낮은 온도로 인해 또한 갈색 왜성에는 복사 전달 영역이 없으며 열 전달은 대류로 인해 발생합니다. 특히, 별에서 생명의 초기 단계에서 타거나 상층에 남아있는 리튬은 점차 갈색 상층에서 갈색 왜소의 뜨거운 내부 층으로 바뀌어 물질의 혼합과 천체 구조의 상대적 균일 성을 제공합니다.

브라운 드워프의 평균 직경은 목성의 직경과 거의 같기 때문에 오랫동안 행성으로 여겨져 왔습니다. 또한, 그들은 열핵 반응을 오랫동안 지원할 수 없습니다. 그러나이 천체들 사이에는 상당한 차이가 있습니다. 첫째, 갈색 왜성은 밀도와 질량면에서 행성과 다릅니다. 위에서 언급 한 바와 같이, 그들의 질량은 가스 거인 목성의 질량의 80 배가 될 수 있습니다. 둘째, 행성과 달리 갈색 왜소는 적외선에서, 때로는 x- 선 범위에서 방출 될 수있어 천문학 자들은 태양계 너머의이 천체를 감지 할 수있었습니다.

우리 은하에는 스펙트럼 분류에 따라 천억 개가 넘는 별이 있습니다. 별은 O, B, A, F, G, K, M의 스펙트럼 등급으로 나뉩니다. 각 별은 특정 온도뿐만 아니라 진한 색으로 표시됩니다.

사용 설명서

스펙트럼 클래스 중 하나에 속하지 않는 별이 있으며, 별이라고합니다. 종종 그들은 특정 진화 단계에서 정상적인 별입니다. 독특한 스펙트럼을 가진 별은 여러 원소의 스펙트럼 선을 강화하거나 약화시키는 다양한 화학적 조성 특징을 가지고 있습니다. 그러한 별들은, 예를 들어, 구상 성단의 열악한 금속 별이나 은하의 후광에 의해 태양의 바로 근처에 특징이 없을 수있다.

대부분의 별은 주 계열에 속하며 정상이라고하며 태양은 그러한 별에 속합니다. 별의 진화 단계에 따라 보통 별, 드워프 또는 거대한 별 중에서 등급이 결정됩니다.

별은 형성 당시뿐만 아니라 발달의 후기 단계에서 붉은 거인이 될 수 있습니다. 개발 초기 단계에서 중력 에너지로 인해 별이 빛나고 압축되는 동안 방출됩니다. 이것은 열핵 반응이 시작될 때까지 계속됩니다. 수소가 타 버린 후, 별들은 주 계열로 수렴하여 붉은 거인과 초거성 지역으로 이동합니다.

거인의 별은 약 5000K의 상대적으로 낮은 온도를 특징으로합니다. 그들은 매우 큰 반경과 큰 광도를 가지고 있으며, 최대 방사는 스펙트럼의 적색과 적외선 부분에 떨어지며, 이러한 이유로 종종 적색 거인이라고 불립니다.

드워프 스타는 흰색 왜성, 빨강, 검정, 갈색 및 아 갈색과 같은 여러 아종으로 분류되지 않습니다. 이전의 난쟁이는 진화의 단계를 거친 별이라고합니다. 그들의 질량은 태양의 1.4를 초과하지 않으며, 그들 자신의 열핵 에너지 원이 없습니다. 백색 왜성의 직경은 태양보다 수백 배 작고 밀도는 물 밀도보다 백만 배 더 클 수 있습니다.

붉은 왜성은 다른 별과 크게 다릅니다. 이들은 M 또는 K의 스펙트럼 등급을 가진 작고 상대적으로 차가운 주 계열성입니다. 지름이 태양의 1/3을 초과하지 않으며이 유형의 별에 대한 질량 하한은 태양의 0.08입니다.

검은 색 왜소는 눈에 띄는 범위에서 방출되지 않고 식은 백색 왜성입니다. 그것들은 백색 왜성의 진화의 마지막 단계를 나타냅니다. 그들의 질량은 태양 질량 1.4 이상으로 제한됩니다.

갈색 왜성들은 질량이 목성의 5-75 질량 범위에있는 아 스텔라 (substellar) 물체라고 불리며 지름은이 행성의 지름과 거의 같습니다. 주 계열 별과 달리 열 핵융합은 장에서 일어나지 않습니다. 서브 브라운 드워프는 차가운 형성이며 질량은 브라운 드워프보다 작습니다. 어떤 천문학 자들은 그것들을 행성이라고 생각합니다.

드워프와 거인

왜소는 우리 은하에서 가장 흔한 유형의 별이며 태양을 포함하여 별의 90 %를 포함합니다. "난쟁이"의 정의를 문자 그대로 이해하지 마십시오. 크기가 아니라 광도가 낮습니다. 가장 중 하나 밝은 별 태양계에서 Proxima Centauri는 적색 왜성입니다.

자이언트는 반지름이 10 ~ 100 인 태양 광도가 가장 높은 광도의 별입니다. 전형적인 예는 별자리 쌍둥이 자리의 푸른 거인 Pollux입니다. 드워프와 자이언트는 빨간색, 주황색, 노란색, 흰색, 파란색, 갈색 및 검은 색일 수 있습니다.

변수

천문학의 변수는 관측의 전체 기간 동안 한 번 이상 광도가 변한 별입니다. 현재까지 28,000 개 이상의 별이 발견되었습니다. 가장 유명한 것은 Mira와 Algol입니다. 육안으로 약 40 명을 볼 수 있습니다.

전설에 따르면 Algol (아랍어 :“Devil 's Star”)은 그 다양성 때문에 그 이름을 얻었습니다.

초신성

초신성은 놀라운 힘으로 불타 오르는 별의 특정 등급으로, 그 빛의 빛은 은하의 밝기를 초과합니다. 태어나지 않았다는 점은 주목할 가치가 있지만, 얼마 동안 기존의 별들이 타 오르고 있습니다. "Supernova"라는 이름은 눈에 띄게 번쩍이는 덕분에 주어졌습니다. 이 범주의 가장 유명한 대표자는 1601 년에 발견 된 케플러 초신성입니다.

사귀자

브라운 드워프는 매우 특이한 별입니다. 그들의 주요 매개 변수는 모두 우리에게 익숙한 조명의 특성과 매우 다르지만 유사성이 있습니다. 엄밀히 말하면, 갈색 왜성은 별의 대상이며 실제 조명과 행성 사이의 중간 위치를 차지합니다. 이들은 같은 목성의 매개 변수에서 12.57에서 80.35까지 비교적 작은 질량을 가지고 있습니다. 다른 별의 중심뿐만 아니라 장에서도 열핵 반응이 일어납니다. 갈색 왜성의 차이는이 과정에서 수소의 매우 중요하지 않은 역할입니다. 연료로서 그러한 별들은 중수소, 붕소, 리튬 및 베릴륨을 사용합니다. "연료"는 비교적 빨리 끝나고 갈색 왜성이 식기 시작합니다. 이 과정을 마치면 행성과 같은 물체가됩니다. 따라서 갈색 왜소는 Hertzsprung – Russell 다이어그램의 주요 순서에 절대로 빠지지 않는 별입니다.

보이지 않는 방랑자

이 흥미로운 대상은 몇 가지 더 두드러진 특징으로 구별됩니다. 그들은 은하계와 관련이없는 방황하는 별입니다. 이론적으로 이러한 우주 기관은 수백만 년 동안 열린 공간을 쟁기질 할 수 있습니다. 그러나 가장 중요한 특성 중 하나는 방사선이 거의 없다는 것입니다. 특수 장비를 사용하지 않으면 그러한 물체를 알아 차릴 수 없습니다. 천체 물리학 자들은 충분히 오랫동안 적절한 장비를 갖지 못했습니다.

첫 발견

갈색 왜성의 가장 강한 방사선은 적외선 스펙트럼 영역에 있습니다. 이러한 추적에 대한 검색은 1995 년에 처음으로 그러한 대상인 Teide 1이 발견되었을 때 성공적으로 이루어졌습니다. 이것은 스펙트럼 클래스 M8에 속하며 Pleiades 클러스터에 있습니다. 같은 해에 태양으로부터 20 거리에있는 또 다른 별인 Gliese 229B가 발견되었습니다. 그것은 붉은 왜성 글 리제 229A를 중심으로 회전합니다. 발견은 차례로 따라 갔다. 현재까지 100 개 이상의 갈색 왜성이 알려져 있습니다.

차이점

브라운 드워프는 행성과 별에 대한 다양한 매개 변수의 유사성으로 인해 식별하기 쉽지 않습니다. 반경에서 그들은 목성에 어느 정도 가깝게옵니다. 브라운 드워프의 전체 질량 범위에 대해이 매개 변수와 거의 동일한 값이 유지됩니다. 이러한 조건에서 행성과 구별하기가 매우 어려워집니다.

또한,이 유형의 모든 드워프가 그 중 가장 가벼운 것을 지원할 수있는 것은 아닙니다 (최대 13 개는 너무 차가워서 중수소를 사용하는 프로세스조차도 장에서 불가능합니다). 열핵 반응을 지원할 수 없음 과학자들은 갈색 왜성을 구별하기 위해 두 가지 주요 방법을 사용합니다.이 중 첫 번째는 밀도 측정입니다. 갈색 왜성은 거의 동일한 반경과 부피 값으로 특징 지워집니다. 질량이 10 명 이상인 단단한 물체는이 유형의 물체에 속합니다.

두 번째 방법은 X 선 탐지이며 온도가 행성 수준 (최대 1000K)으로 떨어진 갈색 왜성만이 눈에 띄는 특성을 자랑 할 수는 없습니다.

밝은 별과의 차이점

질량이 작은 별은 갈색 왜성을 구별하기 쉽지 않은 또 다른 대상입니다. 별이란 무엇입니까? 이것은 모든 가벼운 요소가 점차 타는 열 핵 보일러입니다. 그들 중 하나는 리튬입니다. 한편으로, 대부분의 별의 창자에서 그것은 빨리 끝납니다. 반면에, 참여와의 반응에는 비교적 낮은 온도가 필요합니다. 스펙트럼에 리튬 라인이있는 물체는 아마도 갈색 왜성 클래스에 속할 것입니다. 이 방법에는 한계가 있습니다. 리튬은 종종 어린 별들의 스펙트럼에 존재합니다. 또한 갈색 왜소는 50 억 년 동안이 원소의 모든 매장량을 소진 할 수 있습니다.

독특한 특징은 메탄 일 수있다. 수명주기의 마지막 단계에서 갈색 왜소는 온도가 인상적인 양을 축적 할 수있는 별입니다. 다른 조명기구는이 상태로 냉각 될 수 없습니다.

갈색 왜성과 별을 구별하기 위해 밝기도 측정합니다. 존재의 끝에 별이 어두워집니다. 드워프는 모든 "인생"을 식 힙니다. 마지막 단계에서 그들은 너무 어두워서 별과 혼동하는 것이 불가능합니다.

브라운 드워프 : 스펙트럼 클래스

설명 된 물체의 표면 온도는 질량과 나이에 따라 다릅니다. 가능한 값은 행성에서 별에 이르기까지 가장 차가운 계급 M 별에 대한 범위이며, 이러한 이유로 L과 T라는 두 가지 추가 스펙트럼 유형이 처음에 갈색 왜성에 대해 확인되었으며, 그 외에도 클래스 Y가 이론적으로 존재했습니다. . 각 클래스의 객체의 특성에 대해 살펴 보겠습니다.

클래스 L

위의 첫 번째 유형에 속하는 별은 산화 티타늄 및 바나듐뿐만 아니라 금속 수 소화물의 흡수 밴드의 존재로 인해 이전 클래스 M의 대표와 다릅니다. 이 특징은 새로운 클래스 L을 찾아 낼 수있게 해주었습니다. 또한 그 안에 속하는 일부 갈색 왜성 스펙트럼에서 알칼리 금속과 요오드가 발견되었습니다. 2005 년까지 400 개의 시설이 문을 열었습니다.

클래스 T

T- 난쟁이는 근적외선 범위에 메탄 밴드가 존재한다는 특징이 있습니다. 비슷한 특성이 이전에는 토성의 위성 타이탄뿐만 아니라 태양계의 거대한 가스에서만 발견되었습니다. L- 드워프의 특징 인 수 소화물 FeH 및 CrH는 T- 클래스에서 나트륨 및 칼륨과 같은 알칼리 금속으로 대체됩니다.

과학자들에 따르면, 그러한 물체는 70 질량 이하의 목성이어야합니다. 브라운 T- 드워프는 여러면에서 가스 거인과 비슷합니다. 특징적인 표면 온도는 700에서 1300K까지 다양합니다. 이러한 갈색 왜성이 카메라 렌즈에 들어간 경우, 사진은 분홍색을 띤 파란색 물체로 나타납니다. 이 효과는 분자 화합물뿐만 아니라 나트륨 및 칼륨 스펙트럼의 영향과 관련이 있습니다.

클래스 Y

오랫동안 마지막 스펙트럼 클래스는 이론에만 존재했습니다. 이러한 물체의 표면 온도는 700K, 즉 400ºC 미만이어야합니다. 가시 범위에서 이러한 갈색 왜성이 감지되지 않습니다 (사진이 전혀 작동하지 않음).

그러나 2011 년에 미국의 천체 물리학 자들은 300 ~ 500K의 온도 범위에서 이러한 차가운 물체 몇 가지를 발견했다고 발표했습니다. 그 중 하나 인 WISE 1541-2250은 태양으로부터 13.7 광년 떨어져 있습니다. 또 다른 WISE J1828 + 2650은 표면 온도가 25ºC입니다.

태양의 이중-갈색 왜성

"죽음의 별 (Death Star)"은 말할 것도없이 매우 흥미로운 이야기는 불완전 할 것입니다. 50-100의 거리에 위치한 일부 과학자들의 가정에 따르면, 소위 기존 태양의 쌍둥이라고합니다. 천문 단위 Oort 클라우드 외부에서 천체 물리학 자에 따르면, 주장 된 대상은 우리의 광도이며, 2 천 2 백만 년마다 지구를 통과한다고합니다.

가설은 지구상 생물 종의주기적인 대량 멸종에 관한 고생물학 자 데이비드 라우 프와 잭 세 코프 스키의 가정과 관련이 있습니다. 1984 년에 표현되었습니다. 일반적으로 이론은 논란의 여지가 있지만 그 주장에 찬성하는 주장이 있습니다.

죽음의 별은 그러한 멸종에 대한 설명 중 하나입니다. 비슷한 가정이 두 개의 다른 천문학 자 그룹에서 동시에 일어났다. 그들의 계산에 따르면, 태양의 쌍둥이는 매우 긴 궤도에서 움직여야합니다. 그녀의 광도에 다다를 때, 그녀는 혜성을 반란 시키며,이 혜성은 많은 수의 오트 구름을“거주”합니다. 결과적으로 지구와의 충돌 횟수가 증가하여 유기체가 사망합니다.

죽음의 별, 또는 네메시스 (Nemesis)는 갈색, 흰색 또는 붉은 색 왜성 일 수 있습니다. 그러나 현재까지이 역할에 적합한 객체는 발견되지 않았습니다. Oort 구름의 영역에서 여전히 혜성의 궤도에 영향을 미치는 알 수없는 거대한 행성이라고 추측되었습니다. 그것은 얼음 블록을 끌어 당겨 지구와의 충돌 가능성을 방지합니다. 즉, 가상의 죽음의 별처럼 전혀 작용하지 않습니다. 그러나 Tyuche 행성 (즉, Nemesis의 자매)의 존재에 대한 증거는 여전히 없습니다.

천문학자를위한 갈색 왜소는 비교적 새로운 대상입니다. 그들에 대한 많은 정보가 얻어지고 분석되어야합니다. 이미 오늘날 그러한 객체는 많은 사람들의 동반자가 될 수 있다고 가정합니다 유명한 별. 이러한 유형의 난쟁이에 대한 연구 및 탐지의 어려움은 과학 장비 및 이론적 이해에 대한 새로운 높은 표준을 설정했습니다.

별은 태양계뿐만 아니라 우주 전체에서 가장 뜨거운 물체입니다. 열핵 반응은 끊임없이 내부에서 발생하며, 이러한 반응의 결과로 많은 양의 에너지가 방출됩니다. 별의 온도는 섭씨 2 ~ 6 만도에 이르는 거대한 값에 도달합니다. 그러나 모든 별이 똑같지는 않습니다. 다른 더 차가운 별들이 있습니다.

갈색 왜소는 어떤 종류의 물건에 속합니까?

갈색 왜소는 우주에서 가장 신비한 물건 중 하나입니다. 무게가 태양보다 10 배 적은 별은 적색 왜성 범주에 속합니다. 그러나 단 한 명의 과학자도 붉은 왜성이 별이 아니라고 생각할 수는 없습니다. 그리고 1990 년대 중반, 천문학 자들은 "검은 유령"이라는 물체를 발견했습니다. 그들은 거대한 크기와 인상적인 중력을 가졌습니다.

질량 측정

갈색 왜소의 무게가 보통 비교되는 행성은 목성입니다. 이 행성보다 12 배 큰 갈색 왜성이 있습니다. 과학자들은 별에 속하기가 어렵다는 것을 알게되었습니다. 그러나 그러한 거대한 물체를 행성이라고 부를 수는 없습니다. 현재 천문학 자들은 가스 자이언트와 갈색 왜성이 다른 범주에 기여할 가치가 있는지에 대한 질문을 적극적으로 논의하고 있습니다 (행성 목성은 가스 자이언트임을 기억하십시오).

갈색 왜소는 목성보다 수십 배 더 크지 만, 동시에 태양보다 약 100 배 작은 "검은 유령"입니다. 갈색 왜성의 다른 이름은 갈색 왜성입니다. 과학에서 그것들을 별의 물체라고 부르는 것이 관례이지만, 그것들은 여전히 \u200b\u200b별이지만 별다른 성질을 가지고 있습니다.

첫 추측

처음으로 천문학 자들은 1960 년대에 이러한 유형의 물체에 대해 이야기하기 시작했습니다. 그러나 그들의 존재에 대한 단일 가정은 확인되지 않았습니다. 많은 야심 찬 과학자들이 흥미를 느끼고 비슷한 물체를 찾으려고 우주에서 가장 가까운 주변 환경을 집중적으로 연구하기 시작했습니다. 그러나 35 년 동안 아무도 갈색 난쟁이와 닮은 물체를 찾을 수 없었습니다. 그러나 이러한 유형의 사건은 매우 자연 스럽습니다.이 유형의 별은 자체적으로 빛을 방출하지 않거나 광도가 너무 작아서 눈에 띄지 않기 때문입니다. 또한 지상 망원경은 이러한 종류의 물체를 감지하기에 충분히 낮은 감도를 가지고 있습니다.

브라운 드워프 속성

천문학 자들은 갈색 왜성을 행성의 범주 나 별의 범주로 귀속시킬 수 없습니다. 가장 간단한 정의는 "불완전한 별의 유형"입니다. 그들은 매우 가난하게 자랐으며 무게 측면에서 특정 지표에 거의 도달 할 수 없었습니다. 일반적인 별이 하늘에서 빛나기 때문에 열 핵 반응 과정이 내부에서 시작됩니다. 그렇기 때문에 갈색 왜성이 빛과 열의 원천이 아닙니다. 천문학 자들은 그들의 위치를 \u200b\u200b결정하기가 매우 어렵습니다.

그러나 과학자들은 항상 사용할 수있는 몇 가지 비밀을 가지고 있습니다. 예를 들어, 미량의 리튬은 항상 갈색 왜성의 발광 스펙트럼에 존재합니다. 이 금속은 종종 다른 종류 배터리 생산과 같은 산업. 그러나 우주 공간에서 리튬은 그러한 조건에서 쉽게 붕괴되기 때문에 드물다. 그러나이 금속은 갈색 왜성에 전형적입니다.

차가운 별의 분위기

그러한 별을 찾는 또 다른 표시는 메탄의 존재입니다. 이 가스는 고온으로 인해 보통의 별에 축적 될 수 없습니다. 그러나 갈색 왜성이 상대적으로 차가우므로 메탄이 대기에 쉽게 축적됩니다. 이 유형의 별의 메탄 대기는 매우 밀도가 높습니다.

맹렬한 바람이 그들의 표면에 울려 퍼지고, 다른 별들의 광선은 각각 여기를 관통하지 않으며, 날씨는 결코 유리하지 않습니다. 따라서 사진에서 갈색 난쟁이는 피할 수없는 것처럼 보입니다. 우주 탐험가들은이 별들과 가까이 오지 않습니다.

표면에 배를 착륙시키는 것은 불가능합니다. 그들의 중력은 너무나 끔찍해서 우주선이 금속 더미로 변하기 전에 우주 비행사가 그 손아귀에서 즉시 멸망 할 것입니다.

많은 갈색 왜성들이 적극적으로 그들 주위에 가스와 먼지 구름을 형성하여 행성이 형성됩니다. 이러한 행성계는 최근 별자리 카멜레온에서 발견되었습니다.

가장 가까운 시설

그리고 2014 년에 모든 천문학 잡지는 헤드 라인으로 가득 차있었습니다. "태양계 근처에서 갈색 왜성이 발견되었습니다." 갈색 왜성 이름은 WISE J085510.83-071442.5입니다. 태양으로부터 약 7.2 광년 거리에 있습니다. 우리와 가장 가까운 시스템은 알파 센타 우리 (Alpha Centauri)이며 지구로부터 4 광년 떨어져 있습니다. 이 갈색 왜성 덩어리는 과학자들에 의해 대략 추정되었습니다. 이 물체는 3-10 배라고 믿어집니다. 더 많은 행성 목성. 일부 천문학 자들은 그러한 질량으로 갈색 왜성이 한때 가스 거인의 범주에 속할 수 있었으며, 시간이 지남에 따라 태양계의 경계에서 벗어났다고 제안합니다.

그러나 대부분의 연구자들은 여전히이 대상이 갈색 왜성 그룹에 속한다고 믿고있다. 결국, 그들은 우주에서 꽤 일반적입니다. 나중에이 물체의 이미지를 분석 한 천문학 자 케빈 루먼 (Kevin Luman)은 두 개의 갈색 왜성이 발견되었다. 그들은 우리 행성으로부터 6.5 광년 떨어져 있습니다. 천문학 자들은 태양계에서 다른 갈색 왜성을 직접 발견하지 못했습니다. 아마도 이러한 모든 발견은 앞으로 만 이루어질 것입니다.

태양의 신비한 위성

태양계에 특별한 갈색 왜성이 존재하는 것에 대한 또 다른 가정 인 Nemesis가 있습니다. 이것은 한때 태양의 "동반자"였던 이론적으로 가정 된 별입니다. 그러나 과학자들은 여전히 \u200b\u200b갈색, 빨간색 또는 흰색 왜성에 속하는 카테고리를 주장하고 있습니다. 과학자들에 따르면 지구상의 다양한 생물 종의 멸종의 순환 적 성격을 설명하기 위해 Nemesis의 존재 이론이 제시되었습니다.

그러나 천문학 자들은 아직 네메시스의 존재를 확인하지 못했습니다. 이 별은 태양의 위성 일 수 있으며 더 긴 궤도에서 회전 할 수 있다고 믿어집니다. 다른 별이 태양을 중심으로 회전한다는 이론은 지난 세기의 70-80 년대에 과학계에서 대중적이었습니다. 별이 행성에 접근했을 때, 그것은 궤도에서 중력 교란을 일으켜 종의 대량 멸종으로 작용할 수 있습니다. 또한,이 별은 Oort 구름에서 지구로 혜성을 가져올 수 있으며,이를 통해 270 억 년마다 통과했습니다.

태양계 주위의 갈색 왜성

얼마 전, 태양계 근처의 천문학 자들은 갈색의 왜성이라는 매우 차가운 별 그룹을 발견했습니다. 이 연구는 몬트리올의 J. Robert 천문학자가 주도했습니다. 이러한 발견은 과학자들이이 물체들이 우리의 별 시스템과 가까운 지역뿐만 아니라 다른 지역에 얼마나 밀집되어 있는지를 결정하는 데 도움이 될 것입니다. 천문학 자 J. Robert의 팀은 165 개의 갈색 왜성을 발견했습니다. 이 초 냉각 별의 3 분의 1 (이 용어는 표면 온도가 2200 켈빈을 초과하지 않음을 의미)은 다소 특이한 화학 성분을 가지고 있습니다. 과학자들은이 유형의 별 대부분의 발견이 미래에있을 것이라고 믿는다. 왜냐하면 이전의 과학자들은 많은 수의 물체를 "간과"했기 때문이다.

크고 작은, 뜨겁고 차가운, 충전 및 충전되지 않음. 이 기사에서 주요 별 유형을 분류하려고합니다.

별 분류 중 하나는 스펙트럼 분류. 이 분류에 따르면 별은 스펙트럼에 따라 한 클래스 또는 다른 클래스에 지정됩니다. 별의 스펙트럼 분류는 별 천문학과 천체 물리학의 많은 임무를 수행합니다. 관찰 된 스펙트럼의 정 성적 설명은 표면의 유효 온도, 광도 및 경우에 따라 화학 성분의 특징과 같은 별의 중요한 천체 물리학 적 특성을 평가할 수있게한다.

일부 별은이 표의 클래스 중 하나에 속하지 않습니다. 그런 별들은 독특한. 그들의 스펙트럼은 온도 순서 O-B-A-F-G-K-M에 맞지 않습니다. 비록 종종 그러한 별들은 완전히 정상적인 별의 특정 진화 단계를 나타내거나, 태양의 바로 근처에 그리 일반적이지 않은 별 (구상 성단의 별과 은하의 후광과 같은 금속이 나쁜 별)을 나타냅니다. 특히, 독특한 스펙트럼을 갖는 별은 다양한 화학 조성 특징을 갖는 별을 포함하는데, 이는 일부 원소의 스펙트럼 선의 증폭 또는 약화에서 나타난다.

별 분류를 잘 이해하면 Hertzsprung-Russell 다이어그램을 사용할 수 있습니다. 그것은 절대 사이의 관계를 보여줍니다 규모, 별의 광도, 스펙트럼 등급 및 표면 온도. 예상치 못한 것은이 다이어그램의 별이 무작위로 배열되지는 않지만 잘 구별되는 영역을 형성한다는 사실입니다. 이 다이어그램은 1910 년에 E. Herzshprung과 G. Russell에 의해 독립적으로 제안되었습니다. 별을 분류하는 데 사용되며 현대 아이디어 별의 진화에 대해.

대부분의 별은 소위 메인 시퀀스입니다. 주요 순서의 존재는 수소 연소 단계가 대부분의 별의 진화 시간의 ~ 90 %라는 사실에 기인합니다. 별의 중앙 영역에서 수소의 연소는 등온 헬륨 코어의 형성, 적색 거대 단계로의 전환으로 이어지고 별은 주 계열을 떠납니다. 붉은 거인의 비교적 짧은 진화는 질량에 따라 백색 왜성, 중성자 별 또는 블랙홀 형성으로 이어진다.

진화 발달의 여러 단계에서 별은 보통 별, 난쟁이 별 및 거대한별로 나뉩니다. 보통 별, 이것들은 주 계열성입니다. 예를 들어 여기에는 태양이 포함됩니다. 때때로 그런 정상적인 별은 노란 왜성.

별을 볼 수 있습니다 붉은 거인 별이 형성 될 때와 발달의 말기에. 발달 초기 단계에서, 압축이 시작된 열핵 반응에 의해 압축이 멈출 때까지 압축 동안 방출 된 중력 에너지로 인해 별이 방출된다. 별의 진화의 후기 단계에서, 창자에서 수소가 연소 된 후, 별들은 주 계열을 떠나 헤르츠 스프룽-러셀 도표의 적색 거인과 초 거대 지역으로 이동합니다. 그 동안 핵 합성 반응이 항성 내부에서 일어난다.

자이언트 스타 표면 온도는 약 5000 도입니다. 800 반지름에 이르는 거대한 반지름과 큰 크기로 인해 큰 광도. 최대 방사능은 적색 및 적외선 스펙트럼 영역에 해당합니다. 적색 거인이라고합니다.

난쟁이 별 거인의 반대이며 몇 가지 다른 아종이 있습니다.

백색 왜성 -자신의 열핵 에너지 원이없는 1.4 태양 질량을 초과하지 않는 질량을 가진 진화 된 별. 이러한 별의 직경은 태양보다 수백 배 더 작을 수 있으므로 밀도는 물 밀도의 1,000,000 배가 될 수 있습니다.
붉은 난쟁이 -주 계열의 작고 상대적으로 차가운 별, 스펙트럼 등급 M 또는 상위 K. 다른 별 들과는 상당히 다릅니다. 적색 왜성의 직경과 질량은 태양의 3 분의 1을 초과하지 않습니다 (하한 질량 한계는 0.08 태양, 그 다음에 갈색 왜성).
브라운 드워프 -주 계열의 별과 달리, 장에서 5-75 질량의 목성 (그리고 목성의 직경과 대략 같은 직경)의 질량을 가진 아성 물체는 수소가 헬륨으로 변환 될 때 열핵 융합이 일어나지 않습니다.
서브 브라운 드워프 또는 브라운 서브 드워프 -무게가 갈색 왜성의 한계 아래에 놓인 차가운 형성. 그들은 일반적으로 행성으로 간주됩니다.
검은 왜성 -냉각되어 보이는 범위에서 방출되지 않는 백색 왜성. 그것은 백색 왜성의 진화의 마지막 단계를 나타냅니다. 백색 왜성 덩어리와 같은 흑색 왜성 덩어리는 태양으로부터 1.4 질량 이상으로 제한됩니다.

위의 외에도 별 진화의 몇 가지 더 많은 제품이 있습니다.

중성자 별. 1.5 태양 정도의 질량을 가진 별 형성과 직경이 약 10-20km 인 흰색 왜성보다 눈에 띄게 작은 크기. 이러한 별의 밀도는 1,000,000,000,000 수밀도에 도달 할 수 있습니다. 그리고 자기장은 지구의 자기장보다 몇 배 더 큽니다. 이러한 별들은 주로 중력에 의해 단단히 압축 된 중성자로 구성됩니다. 종종 그러한 별은 펄서입니다.
새로운 스타. 광도가 갑자기 10,000 배 증가하는 별. 새로운 별은 다음과 같이 구성된 이진 시스템입니다. 백색 왜성 주 계열의 동반자. 이러한 시스템에서 별의 가스는 점차 백색 왜성으로 흘러 주기적으로 폭발하여 광도를 일으킨다.
초신성 그것은 치명적인 폭발 과정에서 진화를 끝내는 별입니다. 플래시는 새로운 별보다 몇 배 더 클 수 있습니다. 이러한 강력한 폭발은 진화의 마지막 단계에서 별에서 일어나는 과정의 결과입니다.
더블 스타 공통 질량 중심을 공전하는 두 개의 중력 결합 별입니다. 때로는 3 개 이상의별로 구성된 시스템이 있습니다.이 일반적인 경우 시스템을 다중 별이라고합니다. 그러한 항성 시스템이 지구에서 너무 멀리 제거되지 않은 경우,

천문학 자들은 이미 광도별로 별 분류를 작성했습니다. 태양보다 수천 배나 더 많은 빛을 방출하는 별을 거대한 별이라고하며, 훨씬 더 강력한 방사선을 가진 별을 초거성이라고합니다. 반대로, 광도가 낮은 별은 왜소한 별이라고 불립니다.

간단한 눈과 작은 망원경으로 볼 수있는 별들 가운데 대다수는 거인과 초거성입니다. 그러한 별들만 멀리서 볼 수 있기 때문입니다. 실제로 별이 빛나는 세계에는 거인보다 더 많은 난쟁이가 있습니다. 대부분의 경우,이 이름들은 또한 크기를 말합니다. 즉, 거인은 매우 크고 왜소는 매우 작습니다. 따라서 Betelgeuse 별의 지름은 태양 지름의 350 배입니다. 지름이 1000-2000 배, 그리고 수십억 배나되는 태양을 능가하는 별들이 있습니다. 그러나 태양보다 크기가 훨씬 작은 별이 있습니다. 그중에서 백색 왜성이 두드러집니다. 발견 당시의 첫 번째는 시리우스의 위성입니다. 천왕성과 해왕성의 행성보다 작으며 일부 백색 왜성이 지구와 화성보다 작습니다.

천문학 자들은 많은 별들의 실제 크기뿐만 아니라 질량도 확립 할 수있었습니다. 별 크기의 큰 차이에도 불구하고 그들의 질량은 태양의 질량과 크게 다르지 않습니다. 태양보다 질량이 5-10 배 이상 큰 별과 0.3-0.5 태양보다 적은 별은 거의 없습니다. 이것은 거대한 별에서 물질의 평균 밀도 (질량을 부피로 나눈 것)가 매우 작아야하고 백색 왜성에서는 상상할 수 없을 정도로 높다는 것을 의미합니다. 다시 말해, 물질의 거대한 별의 1 입방 센티미터에는 그램의 미미한 분율, 그리고 같은 부피의 난쟁이 별-톤과 수십 톤이 들어 있습니다.

\u003e 백색 왜성

열 핵연료가 항성에서 "타고 나면"질량은 태양의 질량 (핵심)에서 태양의 질량과 비교할 수 있으며 물질의 밀도는 너무 높아져 가스의 특성이 급격히 변합니다. 이러한 가스는 퇴화라고하며, 그로 구성된 별은 퇴화 별이라고합니다. 축퇴 코어가 형성된 후, 열원 연소는 그 주위의 소스에서 구형 층의 형태로 계속된다. 동시에, 별은 Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 붉은 거인 지역으로 들어갑니다. 붉은 거인의 껍질은 태양의 수백 개의 반지름에 이르는 거대한 크기에 이르며 약 10 억에서 10 만 년 동안 우주에 흩어져 있습니다. 버려진 껍질은 때때로 행성상 성운으로 볼 수 있습니다. 남아있는 핫 코어는 점차 냉각되어 백색 왜성으로 변하는데, 여기서 중력은 변성 전자 가스의 압력에 의해 대항하여 스타의 안정성을 보장합니다. 태양 근처에 덩어리가 있으면 흰 왜성의 반경은 불과 수천 킬로미터입니다. 물질의 평균 밀도는 종종 109 kg / m3 (입방 센티미터 당 톤!)를 초과합니다. 백색 왜성 내부에서는 핵 반응이 일어나지 않으며 냉각 속도가 느려 발광이 발생합니다. 백색 왜성의 열 에너지의 주요 보유량은 이온의 진동 운동에 포함되어 있으며,이 온도는 15,000 켈빈 미만의 온도에서 결정 격자를 형성합니다. 비 유적으로 말하면, 백색 왜성은 뜨거운 거대한 결정입니다.