별은 무엇입니까? 하얀 별 : 이름, 설명, 특성

왼쪽 상단에 있습니다. 그들의 질량은 10-50 태양 질량의 범위에 있으며, 최대 반경은 25 태양 반경에 도달합니다. 이 희귀하고 신비한 별은 우주에서 연구 된 지역에서 가장 뜨겁고 가장 크고 밝은 물체 중 하나입니다.

거대한 질량으로 인해 상대적으로 수명이 짧고 (10-50 만 년) 열린 성단, 나선 은하의 팔, 불규칙 은하와 같은 어린 우주 구조에만 존재합니다. 그것들은 나선과 타원 은하의 핵이나 구상 성단에서 거의 발견되지 않습니다.

희귀 성과 짧은 수명에도 불구하고 파란 초거성들은 종종 별들 사이에서 발견됩니다. 육안으로; 고유 한 밝기는 적은 수를 보완합니다.

초거성 상호 전환

청색 초거성 제는 "죽음"과정의 특정 단계에있는 거대한 별입니다. 이 단계에서 별의 핵에서 발생하는 열핵 반응의 강도가 감소하여 별의 압축으로 이어집니다. 표면적의 현저한 감소의 결과, 복사 에너지의 밀도가 증가하고, 이는 결국 표면의 가열을 수반한다. 거대한 별이 압축되면 적색 초거성이 파란색으로 변합니다. 반대 과정도 가능합니다-청색 초거성 물질을 적색으로 변형시킵니다.

적색 초거성에서 나오는 별빛은 짙고 느리지 만, 청색 초거성에서 나오는 바람은 빠르지 만 희박합니다. 압축 결과 빨간색 초거성이 파란색이되면 빠른 바람이 이전에 방출 된 느린 바람과 충돌하여 방출 된 물질이 얇은 껍질로 응축됩니다. 거의 모든 관측 된 청색 초거성 물질은 비슷한 껍질을 가지고 있으며, 이전에 모두 적색 초거성 물질임을 확인했습니다.

그것이 발달함에 따라, 별은 적색 초거성 (느린, 짙은 바람)에서 파란색 초거성 (빠른, 희박한 바람)으로 또는 그 반대로 여러 번 변형되어 별 주위에 동심의 희미한 껍질을 만듭니다. 중간 단계에서, 별은 북쪽 별과 같은 노란색 또는 흰색 일 수 있습니다. 일반적으로 거대한 별은 초신성 폭발로 존재를 끝내지 만 매우 적은 수의 별은 질량이 8 ~ 12 개의 태양 질량으로 다양하지만 폭발하지 않지만 계속 진화하여 결국 산소가없는 백색 왜성으로 변합니다. 이 왜소한 별들이 어떻게 어떻게 왜 별에서 형성되는지는 아직 정확히 밝혀지지 않았으며, 이론적으로 작은 초신성 폭발로 진화를 끝내야한다. 파란색과 빨간색 초거성 모두 초신성으로 진화 할 수 있습니다.

대부분의 경우, 거대한 별은 적색 초거성 상태에 있으며, 우리는 청색 초색보다 더 많은 적색 초거성이 관찰되며, 대부분의 초신성은 적색 초거성에서 나옵니다. 천체 물리학 자들은 이전에는 모든 초신성이 적색 초거성에서 온 것으로 가정했지만 초신성 SN 1987A는 청색 초거성에서 형성되었으므로이 가정은 잘못된 것으로 판명되었습니다. 이 사건은 또한 별 진화 이론의 일부 조항들을 수정하게했다.

푸른 초거성의 예

크로스바

가장 유명한 예는 별자리 오리온에서 가장 밝은 별인 리겔 (베타 오리온)으로, 질량은 태양 질량의 약 20 배이며 태양의 광도는 14,000 배입니다.

감마 세일

Gamma Sails (Regor)-거대한 푸른 초거성. 그것은 태양 질량의 30 배의 질량을가집니다. 레고 르-별로 큰 별. 지름은 태양보다 8 배 더 큽니다. 레고의 광도-10600 태양 광도

알파 기린

제타 오리온

타우 빅 도그

제타 똥

ξ Poop-870,000 광도의 태양 광도로 거대한 푸른 별. Zeta Korma는 태양보다 59 배 더 무겁습니다. O90의 스펙트럼 클래스가 있습니다. 파란색 거대 제입니다.

참조

빨간 초거성

별
진화
프로토 스타
종류
유골
"별표 없음"
빌딩
핵 합성
속성
리스트

위키 미디어 재단. 2010.

육안으로, 쌍안경이나 망원경으로 관찰 할 때 별의 색이 다른 것을 쉽게 알 수 있습니다. 별의 색상은 주로 보이는 표면의 온도에 의해 결정됩니다. 따라서 t 형의 희귀 한 청백색 별, Orion의 온도는 약 40,000K이고 가장 차가운 어두운 빨간색의 별은 약 3,000K입니다. 후자의 예는 Star Cepheus입니다. "석류 스타." 당연히 더 뜨겁고 차가운 별이 있지만 훨씬 덜 자주 있습니다. 가장 밝은 별 몇 가지의 색상이 표에 나와 있습니다. 사실, 별의 색조를 결정하는 데는 장비와 관찰자의 시력에 따라 차이가있을 수 있습니다. 일반적으로 육안으로는 희미한 별의 색상을 결정하기가 매우 어렵지만 사진에서는 쉽게 구분할 수 있습니다. 의심 할 여지없이, 조리개가 큰 망원경으로 관찰 할 때 별의 색상을 결정하기가 훨씬 쉽습니다. 그러나 관찰자는 색상을 다르게 인식한다는 점을 명심해야합니다. 일부 눈에서는 파란 광선에 더 민감하고 붉은 별을 구별하거나 그 반대로 구별하기가 어렵습니다. 또한 붉은 별은 더 오래 볼수록 밝게 보입니다 (가변 별을 연구하는 사람들은 특히 큰 어려움을 겪습니다). 이진 별에서는 종종 매우 흥미로운 색상 조합이 발견되지만 여러 가지면에서 이것은 대비 효과에 의해 생성되는 일종의 착시입니다.

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스펙트럼 클래스

스타 카탈로그에는 일반적으로 다른 매개 변수와 함께 특정 흡수 라인의 스타 스펙트럼 존재 여부와 강도에 따라 스펙트럼 클래스가 표시됩니다. 그리고 스펙트럼의 이러한 특징은 별의 표면 온도와 해당 스펙트럼 선에 대해 "책임있는"화학 원소의 존재에 의존하기 때문에 스펙트럼 클래스는 색상보다 별의 온도를보다 정확하게 결정할 수 있습니다. 스펙트럼 등급의 순서는 온도 순서에 해당하며,이 순서에서 온도의 내림차순으로 정렬 된 별은 문자 O, B, A, F, G, K, M으로 표시됩니다 (이 순서를 기억하기 쉽게하는 니모닉 문구의 단어의 첫 글자입니다). “좋은 여자가되어 키스 해주세요”). 문자 R, N, S, C, WN, WC로 표시되는 몇 가지 추가 스펙트럼 클래스가 있습니다. 희귀 한 별 화학 성분에 편차가 있습니다. 각 스펙트럼 클래스는 10 개의 서브 클래스로 나누어 져 0에서 9까지 (뜨거운 것부터 차가운 것까지)의 숫자를 해당 문자에 추가합니다. 따라서 모든 별은 O5에서 M8까지의 스펙트럼 등급으로 나뉩니다. 표면 온도가 약 6000K 인 태양은 스펙트럼 등급 G2의 별에 속합니다. 별은 또한 크기와 광도로 분류됩니다. 별의 전체 표면에서 방출되는 에너지의 양은 1 초입니다. 따라서 반지름이 화성 궤도의 반지름을 초과하는 안타레스 유형의 별 (전갈 자리) 별은 초거성입니다. 지구 크기를 초과하지 않는 광도가 매우 낮은 백색 별은 백색 왜성입니다.

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별과 별까지의 거리

별의 겉보기 밝기는 크기로 추정됩니다. 따라서 눈에 의해 첫 번째 크기의 별으로 인식되는 별은 두 번째 크기의 별보다 거의 두 배 더 밝습니다. 이는 세 번째 크기의 별보다 훨씬 더 밝습니다. 정확한 측정 결과 한 크기의 밝기 차이는 2.512 : 1의 밝기 비율에 해당합니다. 이 눈과 뇌의 관계는 눈에 띄게 밝아지는 것으로 인식됩니다. 첫 번째 크기의 별이 여섯 번째 크기의 별보다 정확히 100 배 더 밝기 때문에 별 크기와 별의 밝기 비율 간의 관계를 기억하기가 더 쉽습니다. 또한 가장 밝은 별의 크기를 아는 것이 유용합니다 (표 참조). 테이블에서 볼 수 있듯이 가장 밝은 별 음의 크기 값을 갖습니다. 실제로, 적어도 별이 빛나는 하늘의 일부 선택된 부분에서 희미한 별의 별 크기의 정확한 값을 알아야합니다. 일반적으로 이러한 데이터는 별자리의 작은 표준 하늘 부분 맵에 표시됩니다. 우르 사 마이너, 서던 크로스 그리고 플레이아데스.

현대 기술의 모든 발전에도 불구하고, 별까지의 거리를 결정하는 것은 여전히 \u200b\u200b천문학에서 가장 어려운 과제 중 하나입니다. 별까지의 거리가 너무 커서 킬로미터도 아니고 천문 단위 (a.u.). 천문학 자들은 광년 (holy year)과 같은 거리 단위를 사용하지만 더 자주 parsec (pc; 두 단어 시차 초 (parallax second)의 약자)는 지구 궤도의 반경이 1a 인 거리입니다. 즉, 1 "(초의 원호)의 각도에서 볼 수 있습니다. 1 pc \u003d 3.216 St. G. \u003d 206265 ass \u003d; 3.1 10"km. 은하계와 은하계 천문학의 목적으로, 킬로 파섹 (1 kpc \u003d 1000 pc)과 메가 파섹 (1 Mpc \u003d \u003d i 000000 pc)과 같이 더 큰 거리의 단위가 사용됩니다.

지구로부터의 관측에 의해 결정된 크기를 겉보기 크기 (문자 t로 표시)라고합니다. 명백하게, 겉보기 크기는 별의 고유 밝기 (빛의 밝기)뿐만 아니라 별의 거리에 따라 달라지기 때문에 높은 광도의 별은 멀리 떨어져 있지만 별표는 약한 별표로 보이지만, 낮은 광도의 별은 근처에 있습니다. 별의 실제 밝기 (발광 값)에 대한 아이디어를 얻으려면 정신적으로 지구와 동일한 거리, 10 pc에 배치됩니다. 그러면 그 크기는 절대 크기로 간주됩니다. 문자 M에 의한 차)들이 거리의 표에서와 같이 별 휘도 차를 의존하지 않는, 겉보기 절대 크기 차이에 해당 될 수있는 놀라운 특성을!

노란색, 파란색 또는 빨간색의 모든 별은 뜨거운 가스 공입니다. 현대식 조명 분류는 여러 매개 변수를 기반으로합니다. 여기에는 표면 온도, 크기 및 밝기가 포함됩니다. 맑은 밤에 보이는 별의 색은 주로 첫 번째 매개 변수에 달려 있습니다. 가장 뜨거운 조명은 파란색 또는 파란색이며 가장 차가운 조명은 빨간색입니다. 아래에 나열된 노란색 별은 온도 눈금에서 중간 위치를 차지합니다. 조명 가운데는 태양이 있습니다.

차이점

다른 온도로 가열 된 몸체는 불균등 한 파장에서 빛을 방출합니다. 육안으로 결정되는 색상은이 매개 변수에 따라 다릅니다. 파장이 짧을수록 몸체가 더 뜨겁고 흰색과 파란색에 더 가깝습니다. 이것은 별에 해당됩니다.

붉은 조명이 가장 차갑습니다. 표면 온도는 3,000도에 불과합니다. 우리 태양처럼 노란 별은 이미 더 뜨겁습니다. 그녀의 광구는 6000º까지 가열됩니다. 흰색 조명은 1 만에서 2 만도까지 훨씬 더 뜨겁습니다. 그리고 마지막으로 파란 별이 가장 뜨겁습니다. 표면의 온도는 30 ~ 1 만도에 이릅니다.

일반적인 특성

노란 난쟁이의 특징

작은 조명기구는 인상적인 수명을 특징으로합니다. 이 매개 변수는 100 억 년입니다. 태양은 이제 수명주기의 한가운데에 있습니다. 즉, Main Sequence를 떠나 붉은 거인으로 변할 때까지 약 50 억 년이 남아 있습니다.

“왜성”의 종류에 속하는 황색의 별은 태양과 비슷한 크기를 가지고 있습니다. 이러한 조명의 에너지 원은 수소로부터 헬륨의 합성이다. 그들은 수소가 핵에서 끝나고 헬륨의 연소가 시작된 후 다음 단계의 진화로 진행합니다.

태양 이외에도, 노란 난쟁이에는 A, 노던 크라운의 알파, Mu Bootes, Tau Ceti 및 기타 등기구가 포함됩니다.

노란 보조자

수소 연료가 고갈 된 후 태양과 유사한 별이 변하기 시작합니다. 코어의 헬륨이 켜지면 표시등이 확장되어 켜집니다. 그러나이 단계는 즉시 시작되지 않습니다. 먼저 외층이 타기 시작합니다. 별은 이미 메인 시퀀스를 떠났지만 아직 확장되지 않았습니다. 하위 거인 단계에 있습니다. 그러한 별의 질량은 일반적으로 1에서 5까지 다양합니다.

노란색 하위 거인의 단계는 더 인상적인 별을 통과 할 수도 있습니다. 그러나 그들에게는이 단계가 덜 발음됩니다. 오늘날 가장 유명한 보조자는 프로키온 (알파 스몰 독)입니다.

진정한 희귀 성

위에 주어진 이름의 노란 별은 우주 유형에서 매우 일반적입니다. 그렇지 않으면, hypergiants와 상황. 이들은 가장 거대하고 밝고 가장 큰 것으로 간주되는 동시에 가장 짧은 기대 수명을 가진 실제 거인입니다. 유명한 hypergiants의 대부분은 밝은 파란색 변수이지만 그중 흰색은 노란 별 그리고 심지어 빨간 것.

이러한 희귀 우주 체는 예를 들어 Ro Cassiopeia를 포함한다. 이것은 태양보다 550,000 배 앞선 노랑색의 초거성입니다. 우리 행성에서 12,000 개이며, 맑은 밤에는 육안으로 볼 수 있습니다 (가시 광선-4.52m).

초거성

Hypergiants는 특별한 supergiants의 경우입니다. 후자는 또한 노란색 별을 포함합니다. 천문학 자들에 따르면 그것들은 청색에서 적색 초거성으로 발광체의 진화에서 과도기 단계이다. 그럼에도 불구하고, 노란 초거성 단계에서 별은 오랫동안 존재할 수 있습니다. 일반적으로 진화 의이 단계에서 조명은 죽지 않습니다. 우주를 연구하는 모든 시간 동안, 노란 초거성에 의해 생성 된 두 개의 초신성이 기록되었다.

이러한 조명에는 Canopus (Alpha Kiel), Rastaban (Beta Dragon), Beta Aquarius 및 기타 개체가 포함됩니다.

보시다시피, 태양과 같이 노란색 인 각 별에는 특정 특성이 있습니다. 그러나 모든 사람이 공통점이 있습니다.이 색은 광구를 특정 온도로 가열 한 결과입니다. 이외에도 Epsilon Shield 및 Beta Raven (밝은 거인), Southern Triangle 및 Beta Giraffe (Supergiants), Capella 및 Vindemiatrix (거인) 및 기타 여러 우주 기관 등이 있습니다. 객체의 분류에 표시된 색상이 항상 보이는 것과 일치하지는 않습니다. 이것은 가스와 먼지로 인해 그리고 대기를 통과 한 후에 진정한 빛의 그늘이 왜곡되기 때문에 발생합니다. 분광기 장치는 천체 물리학 자의 색상을 결정하는 데 사용됩니다. 사람의 눈보다 훨씬 정확한 정보를 제공합니다. 그 덕분에 과학자들은 멀리 떨어진 우리와 멀리 떨어진 파란색, 노란색 및 빨간색 별을 구별 할 수 있습니다.

별

일부 별의 색상
별표	직함	색깔
α 어센 던트	예배당		노랑
α 부츠	악튜러스		오렌지 옐로우
α 작은 개	시리우스		청백색
μ 세페 우스	"석류 스타"		진한 빨간색
α 리라	베가		청백색
α 전갈 자리	안타레스		빨강
α 황소 자리	알데바란		주황색

스펙트럼 클래스

스타 카탈로그에는 일반적으로 다른 매개 변수와 함께 특정 흡수 라인의 스타 스펙트럼 존재 여부와 강도에 따라 스펙트럼 클래스가 표시됩니다. 그리고 스펙트럼의 이러한 특징은 별의 표면 온도와 해당 스펙트럼 선에 대해 "책임있는"화학 원소의 존재에 의존하기 때문에 스펙트럼 클래스는 색상보다 별의 온도를보다 정확하게 결정할 수 있습니다. 스펙트럼 등급의 순서는 온도 순서에 해당하며,이 순서에서 온도의 내림차순으로 정렬 된 별은 문자 O, B, A, F, G, K, M으로 표시됩니다 (이 순서를 기억하기 쉽게하는 니모닉 문구의 단어의 첫 글자입니다). “좋은 여자가되어 키스 해주세요”). R, N, S, C, WN, WC 문자로 표시되는 몇 가지 추가 스펙트럼 클래스가 있으며 여기에는 화학 성분에 편차가있는 희귀 별이 포함됩니다. 각 스펙트럼 클래스는 10 개의 서브 클래스로 나누어 져 0에서 9까지 (뜨거운 것부터 차가운 것까지)의 숫자를 해당 문자에 추가합니다. 따라서 모든 별은 O5에서 M8까지의 스펙트럼 등급으로 나뉩니다. 표면 온도가 약 6000K 인 태양은 스펙트럼 등급 G2의 별에 속합니다. 별은 또한 크기와 광도로 분류됩니다. 별의 전체 표면에서 방출되는 에너지의 양은 1 초입니다. 따라서 반지름이 화성 궤도의 반지름을 초과하는 안타레스 유형의 별 (전갈 자리) 별은 초거성입니다. 지구 크기를 초과하지 않는 광도가 매우 낮은 백색 별은 백색 왜성입니다.

별과 별까지의 거리

별의 겉보기 밝기는 크기로 추정됩니다. 따라서 눈에 의해 첫 번째 크기의 별으로 인식되는 별은 두 번째 크기의 별보다 거의 두 배 더 밝습니다. 이는 세 번째 크기의 별보다 훨씬 더 밝습니다. 정확한 측정 결과 한 크기의 밝기 차이는 2.512 : 1의 밝기 비율에 해당합니다. 이 눈과 뇌의 관계는 눈에 띄게 밝아지는 것으로 인식됩니다. 첫 번째 크기의 별이 여섯 번째 크기의 별보다 정확히 100 배 더 밝기 때문에 별 크기와 별의 밝기 비율 간의 관계를 기억하기가 더 쉽습니다. 또한 가장 밝은 별의 크기를 아는 것이 유용합니다 (표 참조). 표에서 볼 수 있듯이 가장 밝은 별은 음의 크기를 갖습니다. 실제로, 적어도 별이 빛나는 하늘의 일부 선택된 부분에서 희미한 별의 별 크기의 정확한 값을 알아야합니다. 일반적으로 이러한 데이터는 별자리 Ursa Minor, Southern Cross 및 Pleiades의 작은 표준 하늘 영역 맵에 표시됩니다.

현대 기술의 모든 발전에도 불구하고, 별까지의 거리를 결정하는 것은 여전히 \u200b\u200b천문학에서 가장 어려운 과제 중 하나입니다. 별까지의 거리가 너무 커서 킬로미터 나 천문 단위 (예 : 천문 단위)도 별을 평가하기에 적합하지 않습니다. 천문학 자들은 광년 (holy year)과 같은 거리 단위를 사용하지만 더 자주 parsec (pc; 두 단어 시차 초 (parallax second)의 약자)는 지구 궤도의 반경이 1a 인 거리입니다. 즉, 1 "(초의 원호)의 각도에서 볼 수 있습니다. 1 pc \u003d 3.216 St. G. \u003d 206265 ass \u003d; 3.1 10"km. 은하계와 은하계 천문학의 목적으로, 킬로 파섹 (1 kpc \u003d 1000 pc)과 메가 파섹 (1 Mpc \u003d \u003d i 000000 pc)과 같이 더 큰 거리의 단위가 사용됩니다.

지구로부터의 관측에 의해 결정된 크기를 겉보기 크기 (문자 t로 표시)라고합니다. 명백하게, 겉보기 크기는 별의 고유 밝기 (빛의 밝기)뿐만 아니라 별의 거리에 따라 달라지기 때문에 높은 광도의 별은 멀리 떨어져 있지만 별표는 약한 별표로 보이지만, 낮은 광도의 별은 근처에 있습니다. 별의 실제 밝기 (발광 값)에 대한 아이디어를 얻으려면 정신적으로 지구와 같은 거리, 10 pc와 같은 거리에 배치됩니다. 그러면 크기는 절대 크기로 간주됩니다. 문자 M에 의한 차)들이 거리의 표에서와 같이 별 휘도 차를 의존하지 않는, 겉보기 절대 크기 차이에 해당 될 수있는 놀라운 특성을!

참고 문헌

S. Dunlogg "별이 빛나는 하늘의 ABC"1990

비슷한 에세이 :

별자리의 주요 별 인 North Star는 주요 매력입니다. North Star의 인기는 전세계 북극과의 물리적 특징으로 인해 발생하지 않습니다.

주요 별에 대한 설명.

많은 물리적 물체와 마찬가지로 별은 평형 상태에서 진동 할 수 있습니다. 가장 간단한 경우에는 구형 대칭 맥동입니다.

헤라클레스 별자리는 무엇보다도 놀랍습니다. 왜냐하면이 별자리에 정점이 위치하고 있기 때문입니다. 우리 모두가 지속적으로 날고있는 가상의 점 태양계 태양에 의해 주도.

별이 빛나는 하늘을 보면 별이 밝기가 다르거 나 천문학자가 밝히는 것처럼 보입니다. 가장 밝은 별은 1 등급의 별이라고 불렀습니다.

Bootes 별자리의 주요 별인 Arcturus는 망원경으로 낮에 가장 먼저 본 별이었습니다. 이것은 1635 년 프랑스 천문학 자 모렌 인 갈릴레오 (Galileo)의 현대에 의해 이루어졌다.

1946 년 2 월 9 일 오전 5시에 알렉세이 스테파노 비치 카멘 추크 (Alexei Stepanovich Kamenchuk)의 아무르 철도 선로가 북방 왕관의 별자리에서 낯선 별을 발견했다. 그녀는 별자리의 주요 별인 젬마보다 약간 밝았습니다.

별에 대하여

잘 들어! 결국, 별이 켜지면-

그래서-누구든지 이것이 필요합니까?

그래서 이것은 필요합니다.

매일 저녁

지붕 위에

최소한 하나의 별이 불을 붙 잡았습니까?!

물리학 자와 서정가 모두 별에 대해 이야기하고 예술가들은 캔버스에 별이 빛나는 하늘을 포착하려고합니다.
그러나 밤하늘에 반짝이는 별에 감탄하면서 우리는 별이 먼, 거대하고 다양한 세계라는 것을 종종 기억합니다.

별은 무엇입니까?
천문학 스타-태양과 같은 성질의 거대한 발광 가스 공.
   별은 중력 압축의 결과로 가스 분진 매체 (주로 수소와 헬륨에서)로 형성됩니다.
   질량, 방출 스펙트럼 및 진화 단계에서 별은 서로 다릅니다.
   그리고 여기 별들이 있습니다

스펙트럼 클래스
스펙트럼 등급에 따르면, 별은 짙은 청색에서 차가운 적색까지 다양하며 질량 범위는 0.0767에서 300까지입니다. 별의 광도와 색은 표면 온도와 질량에 따라 다릅니다. 스펙트럼 등급-고온에서 저온까지 : (O, B, A, F, G, K, M).

스타 차트
20 세기 초에 Hertzsprung과 Russell은“ 절대 규모"-"스펙트럼 클래스"다양한 별, 그리고 그들 대부분은 좁은 곡선을 따라 그룹화되었습니다- 주요 순서 별.

우리 태양은 또한 주 계열에 속합니다-스펙트럼 등급 G의 전형적인 별, 황색 왜성.
스타 클래스 지정 : 먼저 스펙트럼 클래스 문자 지정, 아라비아 숫자의 스펙트럼 서브 클래스, 로마 숫자의 광도 클래스 (다이어그램의 영역 번호)가옵니다. 태양에는 G2V 등급이 있습니다.

주 계열성
   이 별들은 삶의 한 단계에 있습니다. 복사 에너지는 중심, 열핵 반응으로 흐르는 에너지에 의해 완전히 보상됩니다.. 그러한 별들의 빛은 반응의 유형에 따라 다를 수 있습니다.
   이 수업에서 과학자들은 다음 유형의 별을 구별합니다. O- 청색, B- 백색-청색, A- 백색,F- 흰색과 노란색;G- 노랑; K-주황색; M- 레드
파란 별은 온도가 가장 높고 빨간 별은 온도가 가장 낮습니다. 태양은 노랑별의 종류, 그의 나이는 조금 끝났습니다 45 억 년.
   거인은 태양보다 직경과 질량이 수만 배 더 큰 조명으로 간주됩니다.
그건 그렇고, 기억하기별의 클래스는 재미있다 니모닉 문구: 당근과 같은 면도 한 영어 데이트 씹기 (O, B, A, F, G, K, M) ..

다양한 유형의 별이 반영임을 알 수 있습니다. 정량적 별의 특성 (질량, 화학 성분) 진화 단계 별이 현재 위치한 곳.
스타 진화 천문학에서 별이 일생 동안 겪는 일련의 변화.
별표 내 인생의 수백만과 수십억 년 진화의 가장 다른 단계를 거칩니다 ...

태양의 진화

별은 거대한 별에서 백색 왜성 또는 적색 거인으로 변한 다음 초신성을 플레어하거나 끔찍한 블랙홀로 변할 수 있습니다.
이러한 변화는 어떻게 이루어 집니까?

스타 진화
각 어머니 천체 압축에 대한 물질의 저항 인 중력과 아버지를 부를 수 있습니다.
별은 인생을 시작합니다성간 가스 구름처럼 중력의 영향을 받아 수축하고 공 모양을 취합니다. 압축되면 중력 에너지가 열로 들어가고 온도가 상승합니다.
중앙의 온도가 15-20에 도달하면 백만, 열핵 반응이 시작되고 압축이 멈 춥니 다. 물체가 풀 스타가됩니다!
블루 자이언트 -스펙트럼 클래스의 별 오 또는 B. 이들은 젊고 뜨거운 거대한 별입니다. 푸른 거인의 질량은 10 ~ 20 개의 태양 질량에 도달하며 광도는 태양보다 수천 배 더 큽니다.
첫 단계에서 별의 수명은 수소주기의 반응에 의해 좌우됩니다. 별 중심의 모든 수소가 헬륨으로 바뀌면 열핵 반응이 중단됩니다.

레드 자이언트 -별 진화의 단계 중 하나.
별의 직경은 핵에서 수소를 태울 때 증가합니다. 뜨거운 가스의 빛은 붉은 색조를 띠며 온도는 상대적으로 낮습니다.

반응하는 동안 압력이 발생하지 않고 별 자체의 중력 매력의 균형을 맞추지 않고 별이 다시 압축을 시작합니다. 온도와 압력이 상승합니다.
접기 헬륨과 관련된 열핵 반응이 약 1 억의 온도에서 시작될 때까지 계속된다.
갱신 된 열핵 연소물질, 헬륨은 별의 괴물 확장의 원인이되고 크기는 100 배 증가합니다! 별은 붉은 거인이되고, 헬륨 연소 단계는 수백만 년 지속됩니다.

붉은 거인과 거인-온도가 낮지 만 (3000-5000 K) 별은 밝지 만 별은 별입니다. 이러한 물체의 절대 크기는 -3m – 0m이며 최대 복사량은 적외선 범위.
   거의 모든 붉은 거인 가변 별입니다.
   헬륨의 추가 열핵 변환이 일어난다 (헬륨은 탄소, 탄소는 산소, 산소는 실리콘, 마지막으로 실리콘은 철로).
붉은 난쟁이
작고 차가운 붉은 왜성들은 천천히 수소 매장량을 태우고 수십억 년 동안 그렇게 남아 있으며, 거대한 초거성 자들은 형성 후 수백만 년 안에 변화 할 것입니다.
중형 별태양과 마찬가지로 약 100 억 년 동안 주요 순서를 유지합니다.
   헬륨 플래시 탄소 및 산소 "라이트 업"후; 이것은 별의 강한 구조 조정을 일으킨다. 별의 대기의 크기가 증가하고 흐름의 형태로 가스를 잃기 시작합니다. 별의 바람.

백색 왜성 또는 블랙홀?
   별의 운명은 초기 질량에 달려 있습니다.
   별의 핵심은 진화를 끝낼 수 있습니다.
   어떻게 백색 왜성 (저 질량 별)
   어떻게 중성자 별 (펄서) -질량이 찬드라 세 카르 한계를 초과하면
   어떻게 블랙홀 -질량이 Oppenheimer-Volkov 한계를 초과하는 경우
   마지막 두 경우에는 별 진화가 완료되면 치명적인 사건이 수반됩니다. 초신성 폭발.

백색 왜성
태양을 포함한 대다수의 별들은 진화를 완료하고 퇴화 코어의 압력은 중력의 균형을 맞추지 못합니다 .

이 상태에서 별의 크기가 백만큼 줄어들 때 시간 밀도는 백만 배 더 높아집니다 물 밀도, 별이라고합니다 백색 왜성. 에너지 원이없고, 냉각되어 어둡고 보이지 않는.

새로운 스타 -격변 변수의 유형. 그들의 밝기는 초신성과 같이 급격하게 변하지 않습니다 (진폭은 9m 일 수 있음).

초신성 별-별은 치명적인 폭발 과정에서 진화를 끝냅니다. "초신성"이라는 용어는 "새로운 별들"보다 더 강하게 번쩍 인 별들의 이름이었다. 사실, 그것들은 모두 기존의 별들이 플레어가 아닙니다. 그러나 때때로 하늘에서 보이지 않았던 별들이 번쩍이기 때문에 새로운 별 모양이 나타납니다.

초신성— 무거운 별 붕괴열핵 반응을지지 할 소스가 더 이상 남아 있지 않은 후; 매우 큰 초신성. 이 용어는 태양 질량이 100 이상인 별의 폭발을 설명하는 데 사용됩니다.

가변 별 -이것은 관측의 전체 역사에서 별은 적어도 한 번 밝기가 변한 것입니다. 변동의 원인은 많습니다. 예를 들어 별이 두 배인 경우 다른 별의 디스크를 통과하는 한 별이 그림자를 어둡게합니다.

그러나 대부분의 경우 변동성은 불안정한 내부 프로세스와 관련이 있습니다.

블랙홀-중력의 매력이 너무 커서 빛의 속도로 움직이는 물체조차도 (빛의 양자를 포함하여) 공간을 떠날 수없는 시공간 영역.

이 지역의 경계는 이벤트 지평그 특징적인 크기는 중력 반경입니다. 가장 간단한 경우는 슈바르츠 실트 반경.
R W \u003d 2G M / s 2
여기서 c는 빛의 속도, M은 신체의 질량, G는 중력 상수입니다.
………………………
중성자 별 — 천체중성자 핵과 무거운 원자핵을 포함하는 퇴행성 물질의 얇은 (~ 1km) 표면으로 구성됩니다. 중성자 별의 질량은 태양의 질량과 비슷하지만 반지름은 수십 킬로미터에 불과합니다. 중성자 별이 태어난 것으로 믿어집니다. 초신성 폭발 중.

게황소 자리 별자리의 성운은 초신성의 잔해이며 1054 년 7 월 4 일 아랍과 중국 천문학 자의 기록에 따르면 폭발이 관측되었다. 낮에도 육안으로 23 일 동안 발생했습니다.
게 성운일반적인 색상 (파란색-x 선, 빨간색-광학 범위). 중앙에서- 펄서.

펄사-공간 소스 주기적 라디오 (라디오 펄서), 광학, 엑스레이 또는 감마 방사선 주기적 펄스.
첫 번째 펄서, 중성자 별 E. Hewish의 대학원생 인 Jocelyn Bell이 1967 년 6 월에 개교했습니다. 그녀는 발산하는 물체를 발견했다 전파의 규칙적인 펄스. 이 현상은 나중에 일종의 "공간 비콘"인 회전 물체의 지향성 무선 빔으로 설명되었습니다. 그러나 보통의 별들은 그런 높은 회전 속도에서 무너 졌을 것입니다.“비콘”만 적합했습니다. 중성자 별.
이 결과로 Hewish는 1974 년에 노벨상을 수상했습니다.
재미있는펄서의 이름은 처음에 LGM-1 (작은 녹색 남자에서-작은 녹색 남자). 이 이름은 무선 방출의 주기적 펄스가지고 인공 기원. 그런 다음 외계 문명의 신호에 대한 가설이 사라졌습니다.

세 페이드 -별 δ Cephei의 이름을 따서 명명 된 광도 – 기간의 정확한 의존성을 갖는 맥동 가변 별 클래스. 가장 유명한 Cepheids 중 하나는 North Star입니다.
브라운 드워프 이것은 핵 반응이 방사선으로 인한 에너지 손실을 보상하지 않는 일종의 별입니다. 그들의 존재는 20 세기 중반에 예측되었고 2004 년에 갈색 왜성이 발견되었다.

현재 까지이 별들 중 충분한 스펙트럼 클래스 M-T가 발견되었습니다.

검은 왜성-작은 질량, 차갑고 생명이없는 별의 진화의 마지막 단계.
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퀘이사-이것은 높은 광도와 작은 각도 크기, 은하의 먼 활성 핵을 가진 매우 먼, 은하계 외계의 물체입니다. 한 이론에 따르면, 퀘이사는 초기 초기 단계의 은하이며, 여기에서 초 거대 블랙홀이 주변 물질을 흡수합니다.
말에서 쿼츠 이스텔a r( "Quasi-star", "star-like") 및 ( ""), 문자 그대로 "quasi-star 라디오 소스".

은하 (그리스 그리스 우유)는 거대한 별, 성단, 성간 가스 시스템입니다. 컴포지션의 모든 객체 은하 장군에 대한 운동에 참여하다

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