별의 탄생

별의탄생

 

항성의 진화는 항성 양성 원소라고 불리는 거대한 분자 구름(GMC) 안에서 시작된다. 우주의 대부분의 공간 밀도는 연간 평방 센티미터 당 0.1 ~ 1 수준의 분자이지만, 고분자 구름 내부의 밀도는 일반적으로 연간 센티미터 당 수백만 분자가 존재합니다. 분자 구름의 지름은 50 ~ 300 광년이며 태양 질량의 10만 배에서 1000만 배에 이르는 물질이 있습니다. 분자 구름이 은하의 중심을 중심으로 궤도를 돌 때, 중력 붕괴는 분자 구름이 은하 나선 팔의 밀도가 높은 영역을 충돌하거나 통과하게 할 수 있는 몇 가지 요인 중 하나에 의해 발생한다. 초신성 폭발 근처에서는 파편이 분자 구름으로 빠르게 밀려들어 중력 붕괴를 일으킨다. 은하와 은하 사이의 충돌은 두 은하에 있었던 가스 구름 사이에 조력에 의해 응축되고 혼합된 많은 양의 별 별을 초래할 수 있습니다. 분자 구름은 수축하지만 작은 부분으로 나뉩니다.이 작은 부분들 내에서 응축된 가스는 열의 형태로 중력 작용으로 인해 위치 에너지를 발산합니다. 가스의 온도와 압력이 증가함에 따라 분자 구름의 파편은 원시적으로 불리는 회전하는 뜨거운 가스 질량을 만듭니다.

 

태어나는 첫 번째 별은 별의 물질로, 예외없이 나머지 분자 구름에 숨겨져 있으며 가시 광선으로 볼 수 없습니다. 종종,이 아기 별의 분자 구름은 주변 가스에 의해 방출되는 밝은 빛에 대한 실루엣 형태로 나타납니다. 이들은 갈색 왜성이라고 불리지만, 태어날 때 질량이 매우 작은 천체는 융합 효과를 일으키는 온도를 만들지 않는다. 별과 갈색 왜성을 구별하는 경계는 천체의 화학적 구성에 달려 있다. 중 원소 함량(별을 구성하는 원소 중 수소와 헬륨보다 무거운 원소의 양)이 높으면 별이 될 수 있는 질량의 하한선이 낮을 것이다. 목성의 질량의 13배가 넘는 갈색 왜성은 중수소 융합을 일으킬 수 있기 때문에 일부 천문학자들은 이 수준 이상의 천체로만 갈색 왜성으로 취급합니다. (이 질량은 행성보다 크지만 준성 수준보다 작지 않다. )갈색 왜성은 중수소 융합을 일으킬 만큼 무거울 정도로 무거운 경우와 상관없이 천천히 시원하고 희미하게 빛나며 수억 년의 시간을 두고 있다. 질량이 무거운 별의 경우 중심핵의 온도는 약 수만 켈빈에 도달하고 양성자-양자 연쇄 반응이 시작되어 수소가 융합을 일으키는 동안 중수소를 통해 헬륨으로 변환된다. 태양 질량보다 약간 무거운 별의 경우 CNO 순환에서 대부분의 에너지를 생산합니다. 방사 압력은 중심 핵에서 생성된 에너지를 통해 형성되며,이 복사 압력은 별이 중력 붕괴를 일으키는 것을 방지하기 위해 위의 가압 중량에 저항하기 위해 이 상태를 유체 정적 평형 상태로 만듭니다. 이때부터 별 별들은 안정적인 크기를 유지할 것이다.

 

새로 태어난 별들은 각각 크기와 색깔을 가지고 있다; 그들의 분광학은 뜨겁고, 파랗고, 차갑고, 빨간색이며, 질량은 최소 태양의 0.085배에서 최대 20배 이상 다양하다. 단일 별의 밝기와 색상은 표면 온도에 따라 달라지며,이 차이를 결정하는 근본적인 요소는 질량입니다. 이 젊은 별은 헤르츠스프룬 러셀의 차트의 메인 라인 중 하나에 위치하고 있으며, 작고 차가운 적색 왜성은 천천히 수소를 태우고, 메인 라인에 오래 머물며, 수조 년을 보낸다.뜨거운 슈퍼기전트는 수백만 년 동안 머물렀고, 태양은 약 100억 년이기 때문에 질량이 중간인 별 별들이 있었다; 태양은 지금까지 그의 삶의 절반을 보낸 것으로 추측되어 왔고, 현재 주계열 상태에 있다.그 별이 중심핵에서 수소가 떨어지면 주계열을 떠난다.