어떤 별의 천문학과학 소지식이 있습니까?

별은 열가스로 이루어져 있으며, 그것들은 스스로 빛을 낼 수 있는 구형 또는 구형 물체이다. 별들이 우리에게서 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 특별한 도구와 방법을 사용하지 않고 하늘에서의 위치 변화를 발견하기가 어렵기 때문에 고대인들은 그것들을 정성으로 여겼습니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 계절명언) 태양, 우리 태양계의 주성은 별이다.

1..1별 진화

별 구조 별은 모두 기체 행성이다. 맑고 달이 없는 밤, 광오염이 없는 지역에서는 보통 육안으로 6000 여 개의 별을 볼 수 있다. 망원경으로 수십만, 심지어 수백만 개를 볼 수 있습니다. 은하계에는 약 150-2000 억 개의 별이 있는 것으로 추정된다. 별의 두 가지 중요한 특징은 온도와 절대성 등이다. 약 100 년 전 덴마크의 아이나 허츠프론과 미국의 헨리 노리스 러셀은 온도와 밝기 사이에 관계가 있는지 알아보기 위해 도표를 작성했다. 이를 헤로투 또는 H-R 도라고 한다. H-R 그림에서 대부분의 별은 천문학에서 주 별 순서라고 하는 대각선 영역을 형성합니다. 주순에서 별의 절대성 등이 커지면 항성 진화의 표면 온도도 따라서 높아진다. 별의 90% 이상이 모두 주순에 속하며, 태양도 이 주순들 중 하나이다. 슈퍼스타와 슈퍼스타는 H-R 그래프의 오른쪽에 있다. 백색 왜성 표면 온도는 높지만 밝기는 크지 않아 그림의 중간 하부에만 있다.

1.2 별의 진화

별은 일생 동안 (빛과 열이 나는 시기) 끊임없이 변화한다. 수명은 별의 크기에 따라 다릅니다. 개별 별의 진화는 완전히 관찰될 수 없다. 이러한 과정은 너무 느려서 탐지할 수 없기 때문이다. 따라서 천문학자들은 여러 생명 단계에 있는 많은 별들을 관찰하고 컴퓨터 모델을 사용하여 별의 진화를 시뮬레이션합니다. 천문학자 hertzsprung 과 철학자 Russell 은 먼저 별 분류와 색과 광도의 관계를 제시했다. 별-헤로도토스 시스템은' 헤로도토스' 라는 별의 진화 관계를 확립하여 별의 진화의 비밀을 밝혀냈다. "Herro-Roto" 에서는 왼쪽 상단의 고온 강조 영역에서 오른쪽 하단의 저온 약한 빛 영역까지 우리의 태양도 있는 좁은 별 밀집 지역입니다. 이 서열은 주순이라고 불리며, 별의 90% 이상이 주순에 집중되어 있다. 메인 시퀀싱 영역 위에는 톱스타와 슈퍼스타 영역이 있습니다. 왼쪽 아래에는 백색 왜성 영역이 있습니다.

1.3 별 형성

우주가 일정 기간으로 발전함에 따라 우주는 균일 한 중성 원자 가스 구름으로 가득 차 있으며, 질량 가스 구름은 중력으로 인해 붕괴됩니다. 이런 식으로 별은 형성 단계에 접어 들었다. 붕괴 초기에 기체 구름 내부의 압력은 매우 작았고, 물질은 자체 중력의 작용으로 중심 낙하를 가속화했다. 물질의 선형성이 몇 가지 규모를 축소하면 상황이 달라진다. 한편으로는 기체의 밀도가 급격히 증가했다. 한편, 잃어버린 중력 에너지가 부분적으로 열로 변환되기 때문에 기체의 온도도 크게 높아졌다. 기체의 압력은 밀도와 온도의 곱에 비례하므로 붕괴 과정에서 압력이 더 빨리 증가한다. 이렇게 하면 기체 내부에 자중력과 맞설 수 있는 압력장이 빠르게 형성된다. 별 가공물의 기계적 균형은 내부 압력 그라데이션과 자체 중력으로 인해 발생하지만, 압력 그라데이션의 존재는 내부 온도의 불균일성 (즉, 별 가공물 중심의 온도가 주변보다 높음) 에 따라 달라지므로 열 측면에서 불균형한 시스템으로 열이 중심에서 점차 흘러나옵니다. 이런 열 균형의 자연 추세는 역학에서 약화 작용을 한다. 따라서 별 가공물은 천천히 수축해야 하며, 중력 에너지가 낮아져 온도가 상승하여 역학 균형을 회복해야 합니다. 또한 중력 에너지를 줄여 별가공물 복사에 필요한 에너지를 제공합니다. 이것은 별의 공백 진화의 주요 물리적 메커니즘이다.

최근 관측에서 별 S 1020549 가 발견됐다. 우리는 고전적인 중력 이론으로 이 과정을 대충 토론했다. 밀도가 ρ, 온도가 T, 반지름이 R 인 구형 가스 구름 시스템, 가스 열 운동 에너지를 고려해 보십시오. ET= RT= T (1) 는 기체를 단일 원자 이상 기체로, μ는 무어 질량, R 은 가스의 보편성 상수입니다. 기운구의 중력에너지 Eg 를 얻기 위해 곡구의 질량이 조금씩 무한대로 이동한다고 가정해 봅시다. 장력의 공력은 -eg 입니다. 공의 질량이 M 이고 반지름이 R 이고 표면에서 DM 을 제거할 때, 장력은 작동한다: DW =-=-G ()/KLOC-; 그래서 Eg=- (2) 입니다. 가스 구름의 총 에너지: E=ET+EG (3). 영혼 성운은 새로운 행성 열 운동을 형성하여 기체가 고르게 분포되고 중력이 기체를 집중시킬 수 있게 한다. 이제 둘 다 함께 일합니다. E>0 시, 열운동이 주도하고, 기운이 안정되고, 작은 교란이 기운균형에 영향을 미치지 않는다. E

1.4 별 안정 기간

주서성이 수축하는 동안 밀도가 증가한다. ρ R-3 은 식 (4) 에 의해 주어진 RC ∝ R3/2 이므로 RC 는 R 보다 빠르게 떨어지고, 일부 수축기 구름은 새로운 조건의 임계값에 도달합니다. 작은 교란은 새로운 국부 붕괴를 초래할 수 있다. 이런 식으로, 특정 조건 하에서, 큰 가스 구름은 응집체로 수축되어 원래의 별이 된다. 원별은 주변의 기체 구름을 흡수한 후 계속 수축하고, 표면 온도는 변하지 않고, 중심 온도는 계속 상승하여 온도, 밀도, 기체 성분의 각종 핵반응을 일으킨다. 생성 된 열은 온도를 매우 높게 상승시키고, 가스 압력은 중력에 저항하여 원래의 별을 스타로 안정시키고, 별의 진화는 주요 서성에서 시작됩니다.

허블은 두 개의 불타는 초별의 대부분의 성분이 H 와 he 라는 것을 관찰했다. 온도가 104K 이상, 즉 입자의 평균 열 운동 에너지가 1ev 이상에 도달하면 수소 원자는 열 충돌을 통해 완전히 이온화됩니다 (수소의 이온화 에너지는 13.6eV 임). 온도가 더 높아지면 플라즈마 가스에서 수소 핵 사이의 충돌이 핵반응을 일으킬 수 있다. 순수 수소 고온가스의 경우 가장 효과적인 핵반응 시리즈는 P-P 체인으로 2D(p, E) 3HE 반응을 위주로 한다. D 의 함량은 수소 10-4 정도밖에 되지 않아 곧 연소될 것이다.

처음에 D 의 함량이 3He 보다 크면 반응으로 생성된 3H 는 항성 초기 3He 의 주요 원천이 될 수 있으며, 대류로 인해 항성 표면에 도달하는 3He 는 지금까지도 여전히 존재할 수 있습니다. Li, Be, B 등 경핵의 결합에너지는 D 만큼 낮고, 함량은 H 의 2× 10-9K 정도에 불과하며, 중심 온도가 3× 106K 를 초과하면 연소가 시작되어 (P) 중심 온도가 107K 에 도달하고 밀도가 약 105kg/m3 에 도달하면 생성된 수소는 he 의 4 1H→4He 프로세스로 변환됩니다. 이것은 주로 p-p 와 CNO 주기입니다. P-p 체인 반응은 1H 와 4he 가 모두 포함되어 있을 때 p-p 1 (1H 만 해당) p-p2 ( 반응은 점차 p-p 1 에서 p-p3 으로 전환되고, t >: 온도가 1.5× 107K 이면 별 연소 h 과정이 CNO 루프로 전환된다

별이 무거운 원소 C 와 N 과 섞이면 촉매제로 1H 를 4He 로 바꿀 수 있습니다. 이것이 바로 CNO 루프입니다. CNO 루프에는 두 가지 분기가 있습니다. 또는 총 반응 속도는 가장 느린 14N(p, γ) 15O, 15N (p, α) 및

이 비율은 온도와 거의 무관하기 때문에 2500 개의 CNO 주기 중 하나는 CNO-2 입니다. P-p 체인과 CNO 주기 동안 순 효과는 H 연소가 he 를 생성하는 것입니다. 방출되는 26.7MeV 에너지 중 대부분은 별을 가열하고 빛나게 하는 데 소비되어 별의 주요 원천이 된다.

앞서 언급한 별의 진화는 주순에서 시작되었는데, 주순은 무엇일까? H 가 안정적으로 He 로 타올랐을 때, 그 별은 주서성이 되었다. 별의 80% ~ 90% 가 주서성이라는 사실이 밝혀졌으며, 핵심 영역은 수소가 연소되고 있으며 광도, 반경, 표면 온도가 모두 다르다는 것이 특징이다. 이후 주서성의 수량 차이는 주로 품질이고, 그 다음은 나이와 화학성분으로 밝혀졌다. 태양의 운행 주기는 약 천만 년이다.

관찰된 주서성의 최소 질량은 약 0. 1M 이다. 모델 계산에 따르면 질량이 0.08M 미만이면 별의 수축이 수소의 점화 온도에 미치지 못하기 때문에 주서성이 형성되지 않아 주서별에 대한 질량하한선이 있다는 것을 알 수 있다. 관찰된 주서성의 최대 질량은 대략 수십 개의 태양 질량이다. 이론적으로 질량이 너무 큰 별은 방사능이 강하고 내부 에너지 과정이 매우 심해서 구조가 더욱 불안정하다. 그러나 이론적으로 절대적인 품질 상한선은 없다.

성단에 대한 통계 분석을 할 때, 사람들은 주서별에 상한선이 있다는 것을 발견했다. 그게 무슨 뜻이에요? 우리는 주요 서성의 광도가 질량의 함수라는 것을 알고 있으며, L∝Mν 라는 전력 공식 세그먼트로 나타낼 수 있다는 것을 알고 있다. 여기서 υ 는 상수가 아니며 값은 약 3.5 에서 4.5 사이입니다. M 은 주 서성이 연소할 수 있는 질량이 더 많다는 것을 의미하고, L 은 연소가 빠르다는 것을 의미하므로, 주 서성의 수명은 M 과 L 의 상표로 대략적으로 표기할 수 있다. T-m-(ν-1) 즉, 주 서성의 수명은 질량이 증가함에 따라 전력 법칙에 따라 감소한다는 것이다. 전체 클러스터의 기존 연령이 T 인 경우 T 와 M 사이의 관계에서 차단 질량 MT 를 얻을 수 있습니다 .. 질량이 MT 보다 큰 주요 서성은 주요 서성 대신 핵심 H 연소 단계를 종료하는데, 이는 동갑내기 별들로 구성된 성단의 상한선이 관찰된 이유이기도 하다. 이제 우리는 왜 대부분의 관측된 별들이 주서성인지 토론할 것이다. 표 1 25M 상수 연소 단계를 기준으로 한 점화 온도 (K) 중심 온도 (g cm-3) 기간 (YR) H: 4 ×107 4 7 ×/KLOC- 호: 2 ×108 6 ×102 5 ×105.c: 7 ×108 6 × Ne:1.5 ×109 4 ×106.si: 3.5 ×109/kr

별 진화 모델은 다양한 원소의 점화 온도와 연소 기간을 나열합니다. 표에서 볼 수 있듯이 원자 서수가 큰 원자핵은 점화 온도가 높고, z 가 큰 원자핵은 불을 붙이기가 어려울 뿐만 아니라 점화 후 연소가 더욱 심해지기 때문에 연소 기간이 짧다. 이 25M 표 1 25M 별 진화 모델에 따르면 연소 단계의 모델 별 총 수명은 7.5× 106, 90% 이상이 수소 연소 단계, 즉 주성순서 단계에 있는 것으로 나타났다. 통계적으로 이것은 주요 순서 단계에서 별을 찾을 가능성이 더 높다는 것을 보여준다. 이것이 대부분의 관측된 별들이 모두 주서성의 기본 원인이다.

노인 1.5 성

주요 순서의 진화는 별의 주요 성분이 수소이고 수소의 점화 온도가 다른 원소보다 낮기 때문에 별의 진화의 첫 번째 단계는 항상 수소의 연소 단계, 즉 주순서 단계이다. 주요 순서 단계에서 별 내부의 압력 분포와 표면 온도 분포는 안정적이므로 광도와 표면 온도는 전체 긴 단계에서 거의 변하지 않습니다. 핵심 영역에서 수소가 타 오르면 별이 어떻게 더 진화 할 것인지 논의합시다.

별들이 핵심 영역의 모든 수소를 태운 후, 그것은 폐쇄될 것이다. 이 시점에서 핵심 영역은 주로 연소의 산물인 헬륨이고, 주변 지역의 물질은 주로 연소되지 않은 수소이다. 코어가 닫히면 별은 복사 에너지를 잃기 때문에 중력 수축이 중요한 요인이다. 핵 연소 단계의 끝은 별의 모든 부분의 온도가 거기에서 불을 붙이는 데 필요한 온도보다 낮다는 것을 보여준다. 중력 수축은 별의 각 부분의 온도를 상승시킬 수 있는데, 이는 실제로 다음 핵 점화를 찾는 데 필요한 온도이다. 중력 수축은 별의 모든 부분의 온도를 높인다. 주 순서 후의 중력 수축은 먼저 헬륨을 밝히는 것은 핵심 영역 (점화 온도가 너무 높음) 이 아니라 코어와 주변 사이의 수소 껍데기 층이다. (윌리엄 셰익스피어, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨) 수소 껍데기에 불을 붙인 후, 이 시점에서 핵심 지역은 핵심 영역에서 방출되는 중력에너지와 수소를 연소시켜 방출되는 원자력으로 인해 주변의 연소되지 않은 수소층을 통과해야 하며, 미디어 방사선을 더욱 투명하게 만들기 위해 격렬하게 팽창해야 한다. (존 F. 케네디, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 수소명언) 수소층의 팽창은 별의 표면 온도를 낮추기 때문에 광도 증가, 반지름 증가, 표면 냉각 과정입니다. 이 과정은 별이 주순에서 붉은 거성으로의 전환이다. 이 과정이 어느 정도 진행되면 수소 지역 중심의 온도가 수소 점화의 온도에 도달하여 새로운 단계인 헬륨 연소 단계로 전환된다. (윌리엄 셰익스피어, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨, 헬륨) 항성 중심에서 헬륨 점화가 발생하기 전에 중력수축은 밀도를 103g 로 만듭니다. 센티미터 -3-3. 이때 기체의 압력은 온도에 대한 의존도가 약하기 때문에 핵반응이 방출하는 에너지는 온도를 높여 핵반응률을 높인다. 일단 불을 붙이면, 그것은 곧 이렇게 맹렬하게 연소되어 폭발할 것이다. 이런 점화 방식은' 헬륨 플래시' 라고 불리기 때문에 현상급이 나타난다.

반면 중력이 수축하면 밀도가 103g 수준에 도달하지 못합니다. 센티미터 -3-3. 이때 기체의 압력은 온도에 비례한다. 점화 온도가 높아지면 압력이 높아지고 핵연소 지역이 팽창하고 팽창이 온도를 낮추기 때문에 연소가 안정적으로 진행될 수 있다. 따라서 이 두 가지 점화 조건이 진화 과정에 미치는 영향은 다르다. 헬륨 플래시 후 별은 어떻게 진화합니까? 플래시는 대량의 에너지를 방출하는데, 별의 외층에 있는 수소를 모두 날려버리고 헬륨 핵만 남아 있을 가능성이 높다. 헬륨 핵의 밀도는 팽창으로 인해 낮아지고, 앞으로 헬륨은 그 안에서 정상적으로 연소될 수 있다. 헬륨 연소의 산물은 탄소이다. 헬륨이 꺼지면 별은 탄소의 핵심 지역에 헬륨 껍데기를 갖게 된다. 남은 질량이 너무 작아서 탄소의 점화 온도에 도달할 수 없기 때문에 헬륨으로 연소하는 진화가 끝나고 열사로 향한다.

중력붕괴는 질량과 관련이 있기 때문에, 질량에 따라 별의 진화는 다르다. M & lt0.08M 별: 수소는 불을 붙일 수 없고 헬륨 연소 단계 없이는 바로 사망합니다. 0.08 & ltM & lt0.35M 별: 수소에 불을 붙일 수 있습니다. 수소가 꺼지면 수소 핵 지역은 점화 온도에 도달하지 못하고 핵 연소 단계를 끝낼 것이다. 0.35 & ltM & lt2.25M 별: 헬륨이 불을 붙이고 헬륨이 번쩍이는 것이 특징이다. 2.25 & ltM & lt4M 별: 수소가 꺼진 후 헬륨이 정상적으로 연소되고 시동이 꺼진 후 탄소가 점화 온도에 미치지 못한다. 여기서 반응은 he 반응 초기에 온도가 108K 수준에 도달하면 CNO 순환에 의해 생성된 13C 및 17O 가 4he 반응과 함께/KLOC-0 을 생성할 수 있다는 것이다 4<M & lt8→ 10M 별, 이것은 불분명한 범위이다. 어쩌면 탄소가 점착되지 않을 수도 있고,' 탄소플래시' 가 있을 수도 있고, 정상적으로 연소할 수도 있다. 왜냐하면 최종 중심온도가 이미 높았고, 중성미자의 에너지 손실과 같은 민감한 요소들이 더해져 상황이 흐려지기 때문이다. He 반응 후 중심 온도가 109K 에 도달하면 C, O 및 NE 연소 반응이 시작됩니다. 주로 C-C 반응, O-O 반응 및 20Ne: 8 → 10m 의 감마입니다.