별이란 무엇입니까? 놀랍도록 아름답고 특이한 우주의 별 하늘의 별에 관한 모든 것

별은 밀도가 높고 뜨거운 이온화 가스(플라즈마)의 거대한 구형 응축물이며, 이러한 물체의 깊이에서 발생하는 열핵 반응에서 얻은 에너지로 인해 자발적으로 빛날 수 있습니다. 많은 별들이 행성계를 가지고 있다고 가정됩니다.

위대한 르네상스 사상가인 J. 브루노(J. Bruno)조차도 별은 태양에 버금가는 거대한 불 덩어리라는 것을 깨달았습니다. 우리의 일광도 별입니다. 오늘날 다양한 우주 물체에 대한 스펙트럼 분석을 통해 브루노의 가정이 정확했음이 밝혀졌습니다. 태양은 우주에서 발견되는 수많은 별들 중 평범한 별이다.

우리 은하에 있는 별의 총 개수가 2000억 개에 달하고, 알려진 은하의 개수가 1000억 개에 달한다고 가정하면, 우주에는 약 20,000경개의 별이 있는 것으로 밝혀집니다. 가까운 미래에 과학자들이 연구 장비를 그들 중 누구에게도 보낼 수 없다는 사실에도 불구하고 오늘날 천체 물리학 방법을 사용하여 우리 은하계 내부와 국경 너머의 많은 유명인에 대한 거대한 자료가 수집되었습니다.

얻은 자료를 바탕으로 천문학자들은 별의 모든 주요 유형과 물리적 특성을 알고 있다고 주장할 수 있습니다. 이 모든 정보는 조명기구의 방출을 분석하여 얻은 것입니다. 이번 연구 결과, 광도와 분광선은 별 표면의 물리적 조건에 의해 결정되고, 이는 다시 물체의 나이와 질량에 의해 결정된다는 사실이 밝혀졌다.

이러한 특성에 따라 상호 관계를 고려하여 별의 주요 유형이 결정되었습니다. 모든 유명인은 일반적으로 소위로 그룹화됩니다. 항성 진화 데이터로부터 재구성된 서열. 사실 별은 노화 과정이 특징입니다. 별 깊은 곳에서 핵연료가 연소됨에 따라 별의 질량, 광도 및 기타 특성이 변경되어 고유 유형이 바뀌고 한 순서에서 다른 순서로 이동합니다.

주계열에는 원래의 특성을 지닌 원래 유형의 별이 포함됩니다. 여기에는 청색 거성, 노란색, 주황색 및 적색 왜성이 포함됩니다. 때때로 노란색과 빨간색 왜성은 "정상적인"별로 간주되는 태양을 포함하기 때문에 단순히 노란색-주황색 별이라고 불립니다. 그러나 크기면에서 태양은 친척과 마찬가지로 여전히 왜소합니다. 분명히 왜성들은 우주에 매우 많습니다. 태양이 위치한 가장자리에 다소 가까운 은하 원반의 중앙 지역에서는 매우 다양한 노란색, 주황색, 빨간색 왜성을 찾을 수 있습니다. 처음 두 개의 표면 온도는 4000 - 7000C를 더한 것이며 크기와 질량은 태양에 가깝습니다.

적색 왜성은 매우 많습니다. 태양을 고려하지 않고 지구에 가장 가까운 두 별은 그러한 발광체 중 하나입니다. 이 물체들은 어둡고 태양보다 수백 배 더 약하게 빛납니다. 표면 온도는 최대 4000°C에 이릅니다. 그들의 색깔은 빨간색 또는 붉은 오렌지색이므로 왜성이라는 이름이 붙었습니다. 우리에게 가장 가까운 적색 왜성은 Proxima Centauri와 Barnard의 Flying Star입니다.

프록시마 센타우리(Proxima Centauri)는 우리로부터 4.2광년 떨어진 알파 센타우리(Alpha Centauri)라는 삼중성계의 일부입니다. 올해의. 왜소는 2,000AU로 다른 두 별보다 태양계에 더 가까이 위치해 있습니다. 이 약하게 방출되는 물체의 표면 온도는 +4,000C이지만 때로는 설명할 수 없는 이유로 일부 장소에서는 16,000C까지 올라갑니다. 동시에 Proxima는 적극적으로 X선을 방출합니다.

Barnard의 Flying Star는 세 개의 거대한 행성으로 구성된 행성계를 가지고 있다고 가정되었습니다. 그러나 현재까지의 연구에서는 이러한 가설이 확인되지 않았습니다.

적색왜성과 함께 유사한 적색거성, 초거성이 있다. 두 유형 모두 색상과 표면 온도가 유사하지만 광도가 다르기 때문에 과학자들은 두 유형 사이에 명확한 선을 긋고 거인의 원인을 서로 다르게 지정할 수 있습니다. 3000°C 정도의 낮은 온도에서는 별의 크기가 거대하고 물질 밀도가 낮지 않는 한 강한 빛이 불가능합니다. 이 경우 복사 에너지가 집중적으로 손실됩니다.

이 거인의 크기를 상상하려면 우리 은하계에서 가장 큰 별 중 하나가 적색초거성이라는 사실만 알면 충분합니다. 이것은 이진 시스템 Epsilon Aurigae의 객체 A입니다. 엡실론 A는 태양보다 직경이 190배 크고 광도는 4만 배 더 큽니다. 이진 이웃인 Epsilon B는 훨씬 더 인상적입니다. 한때 적색초거성이었지만 가시광선을 생성할 에너지가 부족하여 지금은 적외선별이 되었습니다. 그 이유는 지름이 태양 지름의 2700배에 달하는 우주 걸리버의 거대하고 부자연스러운 크기 때문입니다! 따라서 엡실론 B의 표면 온도가 1300°C에 불과하다는 것은 놀라운 일이 아닙니다.

태양계 한가운데에 그런 거인이 있다고 상상한다면, 그 거대한 공 안에는 천왕성까지의 모든 행성의 궤도가 있을 것입니다. 별의 적도선은 59억km에 달하며 이는 태양에서 명왕성까지의 평균 거리와 같습니다. 이것이 바로 기적의 발광체가 지금까지 가장 크고 가장 차가운 별의 유일한 예가 되는 이유입니다. 동시에 엡실론 B는 밀도가 가장 낮은 별이기도 합니다. 질량은 태양의 25배에 불과하며, 그 엄청난 크기를 생각하면 놀라운 일입니다.

그러나 낮은 밀도는 모든 적색 거성의 특징입니다. 그들 중 가장 밀도가 높은 것은 안타레스인데, 이 행성과 겉보기 크기가 같고 핏빛 색깔이 똑같기 때문에 (“화성의 라이벌”로 번역됨) 별명이 붙었습니다. 안타레스의 밀도는 0.0014kg/m3이고 직경은 328태양이고 질량은 50태양이다. 지구에서 안타레스까지의 거리는 171.3sv입니다. 올해의. 표면 온도는 3000 °C입니다.

이 시퀀스의 또 다른 밝은 거인은 다소 시원합니다 - Betelgeuse, 온도는 2700 ° C입니다. 별은 우리로부터 약 653광년 떨어져 있습니다. 올해의. 직경은 우리 일광보다 850배 더 ​​큽니다. 거인의 반경은 화성 궤도의 반경을 초과하지만 물체의 밀도는 최대 0.0006kg/m3입니다. 이 적색 거성은 과학적으로 적색 거성으로 예측된 ​​플라즈마 바다가 처음으로 발견되었기 때문에 흥미롭습니다. 즉, 핵에서 별 표면으로 방출되는 초고온 플라즈마 영역입니다.

과학자들은 우리 은하가 왜소별에 의해 지배되고 있다고 자신있게 가정합니다. 새로운 서열에서 확인된 백색왜성으로 인해 그 수는 증가하는데, 아직까지 모두 발견되거나 기술된 것은 아니다. 이 별들은 빛나는 빛의 놀라운 특징 때문에 화려한 이름을 얻었습니다. 우주에서 가장 작은 발광체인 백색 왜성은 색상이 실제로 흰색이거나 덜 흔하게는 희미한 노란색을 띕니다.

스펙트럼 분석을 통해 이러한 물체에 대해 플라즈마 표면층에 에너지적으로 여기된 수소가 존재한다는 사실이 밝혀졌으며 이는 +10,000~15,000°C 정도의 온도에서 가능합니다. 크기가 작기 때문에 이러한 발광체는 가시광선을 충분히 강렬하게 방출할 수 없습니다. 왜성의 밝기는 0.01-0.001 태양입니다. 이러한 물체는 일반적으로 과거에 남겨진 엄청난 양의 매장량으로 인해 대부분 방출됩니다. 에너지 비축량은 수백억 년 후에야 하얀 부스러기로 고갈될 것입니다. 그러나 감쇠 과정은 이미 시작되었습니다.

왜소는 지구에 비해 크기가 작기 때문에 태양에 가까운 상당한 질량을 가지고 있습니다. 그 이유는 이 별들의 밀도가 높기 때문입니다. 밀도 기록 보유자 중에는 직경이 4600km로 달 직경보다 약간 큰 백색 왜성 Wolf 457이 언급되어야합니다. 작은 별의 표면 온도는 +10,000°C이고 질량은 태양과 같습니다.

또 다른 왜성(카이퍼별)의 지름은 지구의 0.5배이다. 그러나 별의 밀도는 24억 kg/m3이며 이는 다음을 의미합니다. 이러한 밀도가 높은 물질 1리터의 무게는 2400톤입니다! 가장 작은 별은 로이텐의 별이다. 지름은 1200㎞에 달해 지구의 0.1배에 달한다.

태양계에 가장 가까운 백색 왜성 중 하나는 시리우스(Sirius), 또는 더 정확하게는 이진계에서 시리우스 B로 알려져 있습니다. 물체 A는 육안으로 명확하게 볼 수 있기 때문입니다. A 물체는 가장 밝고 유난히 밝은 별입니다. 밤하늘에. 태양보다 23배 더 밝습니다. Sirius 시스템은 8.8 sv에 있습니다. 지구에서 몇 년. 왜소 시리우스 B는 선형 차원에서 지구보다 단지 2.5배 더 크다.

그래도 이건 진짜 스타니까... 시리우스 B의 표면 온도는 +9000 ° C이고 질량은 0.89 태양 질량입니다. 여기에서 물질의 밀도가 나오며, 이는 5200만 kg/m3라는 엄청난 수치에 이릅니다. 이는 시리우스 B의 물질 1리터의 무게가 52톤이라는 것을 의미하며, 왜소의 광도는 태양의 광도보다 수백 배 낮습니다.

가장 뜨거운 왜성 중에는 별 40 Eridani B가 있습니다. 그 지표는 질량 - 0.31 태양, 직경 - 0.016 태양입니다. 표면 온도는 +12,200°C로 추정되며, 이는 태양 광구 온도의 두 배입니다! 별 40 Eridani B의 밀도는 HO 백만 kg/m3와 같습니다.

Van Maanen의 별 표면도 거의 8000°C에 달할 정도로 매우 뜨겁습니다. 그러나 백색 왜성의 경우 이것은 결코 기록이 아니며 오히려 표준보다 낮습니다. 별의 물질 밀도는 4억 kg/m3라는 전례 없는 값에 도달합니다. 별들 중에는 또 다른 주목할만한 물체가 있습니다.

우리 세상에 존재하는 가장 아름다운 광경 중 하나는 달도 없는 어두운 밤에 별이 빛나는 하늘을 보는 것입니다. 수천 개의 별이 다이아몬드 산란으로 하늘을 점하고 있습니다. 밝고 어두우며, 빨간색, 흰색, 노란색... 그런데 별이란 무엇입니까? 모든 사람이 이해할 수 있도록 아주 간단하게 말씀 드리겠습니다.

별- 우주 공간 여기저기에 흩어져 있는 거대한 공입니다. 그 안에 있는 실체는 상호 끌어당기는 힘에 의해 유지됩니다. 이 공은 매우 높은 온도로 가열되어 빛을 방출할 수 있으며 이것이 우리가 관찰하는 이유입니다. 사실, 별은 너무 뜨거워서 가장 단단한 금속이라도 전기를 띤 가스의 형태로 그 위에 존재합니다. 이 가스를 플라즈마라고 합니다.

별은 왜 빛나는가?

별 내부의 온도는 표면보다 훨씬 높습니다. 항성핵에서는 도달할 수 있다 천만도 이상. 이러한 온도에서는 열핵 반응이 일어나 일부 화학 원소를 다른 화학 원소로 변환합니다. 예를 들어, 거의 모든 별을 구성하는 수소는 깊은 곳에서 헬륨으로 변합니다.

별의 주요 에너지 원 역할을하는 것은 열핵 반응입니다. 덕분에 별들은 수백만 년 동안 빛날 수 있습니다.

별과 은하

우주에는 10억 개가 넘는 별이 있습니다. 자연의 법칙에 따라 그들은 천문학자들이 부르는 거대한 별섬으로 모였습니다. 은하계. 우리는 이름이 은하수인 이 은하 중 하나에 살고 있습니다.

은하수는 태양과 하늘에 보이는 모든 별이 포함된 은하입니다. 사진: Juan Carlos Casado(TWAN, 지구 및 별)

육안으로 또는 작은 망원경을 통해 하늘에 보이는 모든 별은 은하수에 속합니다.다른 은하계도 망원경으로 하늘에서 관찰할 수 있지만 모두 어둡고 흐릿한 빛의 반점으로 나타납니다.

태양은 우리에게 가장 가까운 별이다. 망원경을 통해 볼 수 있는 수백만 개의 다른 별들의 배경에 비해 어떤 식으로도 눈에 띄지 않습니다. 태양은 가장 밝은 별도 아니지만 가장 어두운 별도 아니며, 가장 뜨거운 별도 아니지만 가장 추운 별도 아니며, 가장 무거운 별도 아니지만 가장 가벼운 별도 아닙니다. 태양은 평균적인 별이라고 말할 수 있습니다. 그리고 이 별은 우리에게 따뜻함과 빛을 주기 때문에 태양의 역할은 우리에게만 매우 중요해 보입니다. 오직 태양 덕분에 지구상의 생명체가 가능합니다.

별의 크기, 질량, 광도

작은 별이라도 그 크기와 질량은 엄청납니다. 예를 들어, 태양 지구 지름의 109배그리고 우리 행성보다 33만 배나 더 거대해요!태양이 우주에서 차지하는 양을 채우려면 지구 크기의 행성이 백만 개 이상 필요할 것입니다!

태양계 행성과 태양의 크기 비교. 이 사진의 지구는 가장 가까운 첫 번째 줄의 가장 왼쪽 행성입니다.

그러나 우리는 태양이 평범하고 평균적인 별이라는 것을 이미 알고 있습니다. 별과 같이 태양보다 훨씬 큰 별이 있습니다. 천랑성, 밤하늘에서 가장 밝은 별. 시리우스는 태양보다 질량이 2배 크고, 지름은 1.7배이다. 또한 낮에 있는 별보다 25배 더 많은 빛을 방출합니다!

또 다른 예는 별이다. 스피카, 별자리 처녀자리를 이끈다. 질량은 태양보다 11배 더 크고, 광도는 13,000배 더 높습니다! 이 별의 소각할 정도로 강력한 방사선은 상상조차 하기 어렵습니다!

그러나 우주의 대부분의 별은 여전히 ​​태양보다 작습니다. 그들은 우리 별보다 더 가볍고 훨씬 약하게 빛납니다. 가장 흔한 별은 다음과 같습니다. 적색 왜성, 주로 빨간색 빛을 방출하기 때문입니다. 전형적인 적색 왜성은 태양보다 약 2~3배 가볍고, 직경은 4~5배 더 작고, 우리 별보다 100배 더 어둡습니다.

우리 은하계에는 약 7000억 개의 별이 있다. 이 중 적어도 5000억 개가 적색왜성일 것이다. 그러나 불행하게도 모든 적색 왜성은 너무 어두워 육안으로는 하늘에 전혀 보이지 않습니다! 이를 관찰하려면 망원경이나 최소한 쌍안경이 필요합니다.

특이한 별

우주의 모든 별의 대부분을 구성하는 적색 왜성 외에도 태양과 유사한 별, 시리우스 및 스피카와 같은 별 외에도 크기, 광도 등 특성을 지닌 특이한 별도 소수 있습니다. 또는 밀도 - 다른 별과 매우 다릅니다.

백색 왜성

이 별들 중 하나는 시리우스의 위성.

많은 별들은 우리 태양처럼 혼자 사는 것이 아니라 쌍으로 산다. 그런 별이라고 불린다. 더블. 지구와 태양계의 다른 행성들이 중력의 영향을 받아 태양 주위를 공전하는 것처럼 위성별도 주별 주위를 공전할 수 있습니다.

더블 스타. 주별과 작은 동반별은 그림에서 빨간색 십자가로 표시된 공통 질량 중심을 중심으로 회전합니다. 출처: 위키피디아

사실은 행성은 태양과 함께 공통 질량 중심을 중심으로 회전합니다.. 쌍성 구성 요소에서도 동일한 일이 발생합니다. 둘 다 공통 질량 중심을 중심으로 회전합니다(gif 참조).

19세기에 밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스는 망원경을 통해서만 볼 수 있는 매우 희미한 동반별이 있다는 것이 발견되었습니다. 그들은 그에게 시리우스 B(시리우스 B로 발음)라는 이름을 지어주었습니다. 동시에 그 표면은 시리우스 표면만큼 뜨겁다는 것이 밝혀졌습니다. 그 당시 천문학자들은 물체가 뜨거울수록 더 많은 빛을 방출한다는 것을 이미 알고 있었습니다. 결과적으로 시리우스 위성 표면의 각 평방 미터에서 시리우스 자체의 평방 미터에서 방출되는 것과 동일한 양의 빛이 방출되었습니다. 위성이 왜 그렇게 어두워졌나요?

왜냐하면 시리우스 B의 표면적이 시리우스 A의 표면적보다 훨씬 작았기 때문이죠! 그것은 밝혀졌다 위성의 크기는 지구의 크기와 같다. 동시에 그 질량은 태양의 질량과 같은 것으로 밝혀졌습니다! 간단한 계산에 따르면 시리우스 B의 1입방센티미터에는 1톤의 물질이 포함되어 있습니다!

이렇게 특이한 별이 불렸다. 백색 왜성.

적색초거성

거대한 크기와 광도를 지닌 별들도 하늘에서 발견되었습니다. 이 별들 중 하나 베텔게우스, 태양보다 직경이 900배 더 크고 일광성보다 60,000배 더 많은 빛을 방출합니다! 또 다른 별 VY 큰개자리("ve-igrek"로 발음)은 태양 직경의 1420배입니다! VY Canis Majoris가 태양의 위치에 배치되면 별의 표면은 목성과 토성의 궤도 사이에 있게 되며 수성에서 목성(지구 포함!)까지의 모든 행성이 별 내부에 있게 됩니다!

태양(왼쪽 상단), 시리우스(흰색 별) 및 일부 거성들의 크기 비교. 사진의 대부분을 차지하는 적색초거성 UY 스쿠티는 태양 지름의 1,900배이다.

그런 별이라고 불린다. 초거성. 거대별과 초거성별의 특징은 거대한 크기에도 불구하고 태양보다 물질이 5배, 10배, 20배 더 많다는 것입니다. 이는 그러한 조명의 밀도가 매우 낮다는 것을 의미합니다. 예를 들어, VY Canis Majoris의 평균 밀도는 실내 공기 밀도보다 100,000배 낮습니다!

백색왜성과 거성 모두 이런 식으로 탄생하지는 않지만, 진화의 과정에 있게 되고,깊은 곳의 수소가 헬륨으로 변환된 후입니다.

별과 우주의 숨겨진 질량

비교적 최근까지 천문학자들은 별이 우주의 거의 모든 물질을 담고 있다고 믿었습니다. 그러나 최근 수십 년 동안 우주 질량의 대부분이 신비한 물질로 구성되어 있다는 것이 분명해졌습니다. 암흑물질그리고 더욱 신비롭다 암흑 에너지. 따라서 별은 전체 물질의 약 2%만을 차지합니다(행성, 혜성, 소행성의 경우에는 그보다 더 적습니다!). 그러나 우리가 관찰할 수 있는 것은 바로 이 2%입니다. 왜냐하면 바로 이 2%가 빛을 방출하기 때문입니다! 우주에 별이 없다면 우주가 얼마나 지루할지 상상하기 어렵습니다!

스타에 관한 기사

하늘에 별이 몇 개 있는지 궁금해 본 적 있나요? 사실 이것을 계산하는 것은 불가능합니다. 그리고 왜? 결국 밤하늘의 아름다움을 바라 보는 것만으로도 기분이 즉시 좋아질 것입니다. 이 기사에서는 유명인이 아닌 실제 스타에 관한 가장 흥미로운 사실을 준비했습니다.

1. 태양이 가장 무거운 별이라고 생각한다면, 당신은 큰 착각입니다. 천문학자들은 이제 태양 질량의 100배가 넘는 별을 확인했습니다. 그러한 별 중 하나는 지구에서 8,000광년 떨어진 곳에 위치한 용골자리 별입니다.

2. 냉각된(죽은) 별을 백색 왜성이라고 합니다. 그들은 반경을 초과하지 않지만 밀도는 일생 동안 별의 밀도와 동일하게 유지됩니다.

3. 블랙홀도 백색왜성과 마찬가지로 멸종된 별이지만, 블랙홀은 매우 큰 별에서 발생한다.

4. 우리에게 가장 가까운 별(물론 태양은 제외)은 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)입니다. 우리로부터 4.24광년 떨어져 있고, 태양은 8.5광분 떨어져 있습니다.

가장 빠른 자율 탐사선은 1977년에 발사되었으며, 속도는 17km/s였습니다. 그리고 2014년 4월에는 0.3광년 미만의 거리를 여행했습니다. 저것들. 오늘날에는 인간의 생명조차도 가장 가까운 별에 도달하기에는 충분하지 않습니다.

5. 모든 별은 수소와 헬륨(약 3/4의 수소와 1/4의 헬륨)과 약간의 다른 원소들로 구성되어 있습니다.

6. 별이 더 크고 질량이 클수록 더 많은 에너지를 소비해야 하고 연료를 더 빨리 소모해야 하기 때문에 수명이 짧아집니다. 예를 들어, 위의 별 카리나(Carina)는 태양보다 수백만 배 더 많은 에너지를 방출합니다. 폭발하는 데는 몇백만 년밖에 걸리지 않습니다. 태양은 그 양의 에너지를 방출하면서 수십억 년 동안 조용히 존재할 것입니다.

7. 우리 은하(은하수)에만 별의 수가 수천억 개에 달합니다. 그러나 우리 은하 외에도 별이 적은 수천억 개의 다른 은하계가 있습니다. 따라서 정확한 금액(또는 대략적인 금액)을 계산하는 것은 거의 불가능합니다.

8. 매년 약 50개의 새로운 별이 우리 은하계에 나타납니다.

9. 하늘에 있는 대부분의 별은 실제로 이중별입니다. 왜냐하면 서로 끌어당겨 작용하는 영체로 구성되어 있기 때문입니다. 유명한 극 별은 일반적으로 삼중 별입니다.

10. 다른 별들과 달리 북극성은 사실상 위치를 바꾸지 않기 때문에 안내별이라고 불립니다.

11. 별은 우리에게서 멀리 떨어져 있기 때문에 우리는 별을 예전의 모습으로 볼 수 있습니다. 예를 들어, 태양은 우리로부터 8.5광분 떨어져 있습니다. 즉, 우리가 태양을 보면 8.5분 전의 모습으로 보입니다. 동일한 Proxima-Centauri를 사용하면 4.24년 전의 모습을 볼 수 있습니다. 계산은 다음과 같습니다. 이는 우리가 하늘에서 보는 많은 별들이 1000~2000~5000년 전의 상태에서 볼 수 있기 때문에 더 이상 전혀 존재하지 않을 수도 있다는 것을 의미합니다.

우리 대부분은 밤에 별이 빛나는 하늘을 보는 것을 좋아합니다. 그것은 매혹적인 아름다움으로 우리의 눈을 사로잡으며 우리를 유혹합니다. 우리 조상들은 별을 이용해 운명을 예측하고, 이를 이용해 집으로 가는 길을 찾을 수 있다고 믿었습니다. 별은 운세를 쓰고 항해사 역할을 하는 하늘의 아름다운 빛일 뿐만이 아닙니다. 그렇다면 '스타'란 과연 무엇일까?

별중력 압축의 결과로 수소와 헬륨을 포함한 가스 먼지 환경에서 형성된 가스 공인 천체입니다. 이 매체는 불균일하게 확산되어 밀도가 증가하는 영역을 만듭니다. 중력의 영향으로 매체가 수축하여 온도와 밀도가 증가합니다. 압축과 가열 과정은 중앙 지역의 온도가 수백만도에 도달할 때까지 계속됩니다. 열핵 반응으로 인해 에너지의 일부가 방출되고 그 후 그 존재와 방사선을 지원하는 에너지가 별의 중심에서 처리됩니다.

중앙에 있는 별의 온도는 약 백만 켈빈이고 표면에서는 수천 켈빈입니다. 열핵반응 중에 방출되는 에너지는 행성의 주요 에너지원으로 사용됩니다.

헬륨과 수소 외에도 별에는 다른 화학 원소가 포함되어 있습니다. 천문학자들은 이를 금속이라고 부릅니다. 예를 들어 칼슘, 나트륨, 마그네슘, 알루미늄 및 실리콘이 있습니다. 화학적 조성은 스펙트럼의 선으로 결정될 수 있습니다. 일반 별의 에너지 방출은 핵의 수소가 헬륨으로 변환되면서 발생합니다.

별빛을 내는 천체이다. 우주에는 아주 아주 많은 것들이 있습니다. 크기, 밀도 및 온도가 다양합니다. 태양보다 크기가 크고 밀도가 공기보다 작은 "적색 초거성"이 있으며, 크기가 우리 행성과 비슷하고 밀도가 수십만 배 더 큰 "백색 왜성"이 있습니다. "초거성".

한 이론에 따르면 별은 일생 동안 두 단계를 모두 거친다고 합니다. 결국 별은 점차 줄어들고 있는 우주 먼지 구름으로 형성되었습니다. 그러면 이 “매질”은 기체로 변하여 “적색초거성”이 됩니다. 압축은 거기서 끝나지 않고 별의 크기와 온도가 태양과 비슷해집니다. 수십억 년 동안 이 상태를 유지하며 수소 덕분에 에너지를 방출합니다.

별은 수소가 부족해지면 붕괴합니다. 폭발이 일어나고 별은 '백색 왜성'으로 변합니다. 에너지 보유량이 완전히 고갈되면 별이 희미해지기 시작합니다. 고대에 그들은 별들 사이의 어떤 연결, 즉 시스템을 보았습니다. 이것이 별자리가 나타난 방식입니다. 특정 별 그룹, 그들의 도움으로 형성된 인물입니다. 별은 또한 별, 성단, 먼지 및 암흑 물질의 집합체인 은하를 형성합니다.

따라서 별은 우선 사람의 미래와 운명에 대한 안내자나 예측자가 아닙니다. 그것은 특정 생활주기를 거칩니다. 태어나고, 발전하고, 별자리 그룹으로 통합되고 죽습니다.

육안으로는 달이 없는 밤에 도시에서 멀리 떨어진 하늘에 수많은 별을 볼 수 있습니다. 망원경을 사용하면 더 많은 별을 관찰할 수 있습니다. 전문 장비를 사용하면 색상, 크기, 광도를 결정할 수 있습니다. “별은 무엇으로 구성되어 있나요?”라는 질문 천문학 역사상 오랫동안 가장 논란이 많은 분야 중 하나였습니다. 그러나 해결도 가능했습니다. 오늘날 과학자들은 다른 별들과 우주체가 진화하는 동안 이 매개변수가 어떻게 변하는 지를 알고 있습니다.

방법

천문학자들은 19세기 중반에야 별의 구성을 결정하는 법을 배웠습니다. 그때 우주 연구자들의 무기고에 스펙트럼 분석이 등장했습니다. 이 방법은 엄격하게 정의된 공진 주파수에서 빛을 방출하고 흡수하는 다양한 원소의 원자 특성을 기반으로 합니다. 따라서 스펙트럼은 특정 물질의 특징적인 장소에 위치한 어둡고 밝은 밴드를 보여줍니다.

다양한 광원은 흡수선과 방출선의 패턴으로 구분할 수 있습니다. 별의 구성을 결정하는 데 성공적으로 사용되었습니다. 그 데이터는 연구자들이 별 내부에서 발생하고 직접적인 관찰로는 접근할 수 없는 많은 과정을 이해하는 데 도움이 됩니다.

하늘의 별은 무엇으로 이루어져 있나요?

태양과 다른 발광체는 거대한 뜨거운 가스 공입니다. 별은 주로 수소와 헬륨으로 구성되어 있습니다(각각 73%와 25%). 또 다른 약 2%의 물질은 탄소, 산소, 금속 등 더 무거운 원소로 구성되어 있습니다. 일반적으로 오늘날 알려진 행성과 별은 전체 우주와 동일한 물질로 구성되어 있지만 개별 물질의 농도, 물체의 질량 및 내부 과정의 차이로 인해 기존 우주체의 모든 다양성이 발생합니다.

발광체의 경우 유형 간 차이에 대한 주요 기준은 질량과 헬륨보다 무거운 동일한 2%의 원소입니다. 후자의 상대적 농도를 천문학에서는 금속성이라고 합니다. 이 매개변수의 값은 별의 나이와 미래를 결정하는 데 도움이 됩니다.

내부구조

중력 압축의 힘으로 인해 별의 "채워진 것"은 은하계 전체에 흩어지지 않습니다. 그들은 또한 특정 방식으로 별의 내부 구조에 있는 요소의 분포에 기여합니다. 모든 금속은 중심, 핵으로 돌진합니다(천문학에서는 헬륨보다 무거운 모든 원소의 이름입니다). 별은 먼지와 가스 구름으로 형성됩니다. 헬륨과 수소만 존재한다면 첫 번째는 핵을 형성하고 두 번째는 껍질을 형성합니다. 질량이 임계점에 도달하는 순간 별이 빛나기 시작합니다.

3세대 스타

오로지 헬륨으로만 구성된 핵에는 1세대 발광체(인구 III 별이라고도 함)가 있었습니다. 그들은 빅뱅 이후 얼마 후에 형성되었으며 현대 은하계의 매개변수와 비교할 수 있는 인상적인 크기를 특징으로 합니다. 합성 과정에서 다른 원소(금속)가 헬륨으로부터 점차적으로 형성되었습니다. 그러한 별들은 초신성 폭발로 생을 마감했습니다. 그 안에서 합성된 요소는 다음 유명인의 건축 자재가 되었습니다. 2세대 별(인구 II)은 금속성이 낮은 것이 특징입니다. 오늘날 알려진 가장 어린 유명 인사는 3세대에 속합니다. 여기에는 태양이 포함됩니다. 이러한 조명의 특징은 이전 제품에 비해 금속성이 더 높다는 것입니다. 과학자들은 아직 어린 별을 발견하지 못했지만 이 매개변수의 크기가 훨씬 더 크다는 특징이 있을 것이라고 말하는 것이 안전합니다.

매개변수 결정

별의 구성은 수명에 영향을 미칩니다. 핵쪽으로 내려가는 금속은 열핵 반응에 영향을 미칩니다. 그 수가 많을수록 별이 더 빨리 켜지고 코어의 크기가 작아집니다. 후자 사실의 결과는 단위 시간당 그러한 발광체에 의해 방출되는 에너지의 양이 더 적다는 것입니다. 결과적으로 그러한 별은 훨씬 더 오래 산다. 그들의 연료 매장량은 수십억 년 동안 지속됩니다. 예를 들어, 과학자들에 따르면, 태양은 이제 생명주기의 한가운데에 있습니다. 그것은 약 50억년 동안 존재해왔고 앞으로도 같은 양이 계속될 것이다.

이론에 따르면, 태양은 금속으로 포화된 가스와 먼지 구름으로 형성되었습니다. 그것은 3세대 별 또는 인구 I이라고도 불리는 별에 속합니다. 핵에 있는 금속은 연료의 연소 속도를 늦추는 것 외에도 균일한 열 방출을 보장합니다. 우리 행성의 생명의 기원.

별의 진화

조명의 구성은 일정하지 않습니다. 진화의 여러 단계에서 별이 무엇으로 구성되어 있는지 살펴 보겠습니다. 하지만 먼저 조명기구가 출현하는 순간부터 수명주기가 끝날 때까지 어떤 단계를 거치는지 기억해 봅시다.

진화가 시작될 때 별은 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 주 계열에 위치합니다. 이때 핵의 주요 연료는 수소이며, 그 중 4개의 원자가 헬륨 원자 1개를 형성합니다. 별은 일생의 대부분을 이 상태에서 보냅니다. 진화의 다음 단계는 적색거성이다. 크기는 원래 크기보다 훨씬 크고 반대로 표면 온도는 더 낮습니다. 태양과 같은 별은 다음 단계에서 생을 마감합니다. 백색 왜성이 됩니다. 더 무거운 별은 중성자별이나 블랙홀로 변합니다.

진화의 첫 번째 단계

깊은 곳에서의 열핵 과정은 별이 한 단계에서 다른 단계로 전환되는 이유입니다. 수소의 연소는 헬륨의 양을 증가시켜 핵의 크기와 반응 면적을 증가시킵니다. 결과적으로 별의 온도가 상승합니다. 이전에는 반응에 참여하지 않았던 수소가 반응에 참여하기 시작합니다. 쉘과 코어 사이에 불균형이 있습니다. 결과적으로 첫 번째는 확장되기 시작하고 두 번째는 수축되기 시작합니다. 동시에 온도가 크게 상승하여 헬륨 연소가 발생합니다. 더 무거운 원소인 탄소와 산소를 생성합니다. 별은 주계열을 벗어나 적색거성이 된다.

시리즈의 다음 부분

껍질이 크게 부풀어 오른 물체입니다. 태양이 이 단계에 도달하면 지구 궤도까지의 모든 공간을 차지하게 됩니다. 물론 그러한 조건에서 지구상의 생명체에 대해 이야기할 필요는 없습니다. 적색거성의 깊은 곳에서는 탄소와 산소가 합성됩니다. 동시에, 별은 항성풍과 지속적인 맥동으로 인해 정기적으로 질량을 잃습니다.

추가 이벤트는 중간 및 큰 질량을 가진 물체에 따라 다릅니다. 첫 번째 유형의 별의 맥동은 외부 껍질이 벗겨지고 형성된다는 사실로 이어지며, 핵은 연료가 부족하고 냉각되어 백색 왜성으로 변합니다.

초거대별의 진화

진화의 마지막 단계에서 질량이 큰 별을 이루는 것은 수소, 헬륨, 탄소, 산소만이 전부가 아닙니다. 적색거성 단계에서는 그러한 발광체의 핵이 엄청난 힘으로 압축됩니다. 온도가 지속적으로 상승하는 조건에서 탄소 연소가 시작된 다음 그 생성물이 연소됩니다. 산소, 규소, 철이 순차적으로 형성됩니다. 에너지 방출과 함께 철로부터 더 무거운 핵을 형성하는 것이 불가능하기 때문에 원소의 합성은 더 이상 진행되지 않습니다. 코어의 질량이 특정 값에 도달하면 붕괴됩니다. 하늘에 초신성이 빛납니다. 물체의 추가 운명은 다시 그 질량에 달려 있습니다. 별 대신에 중성자별이나 블랙홀이 형성될 수 있습니다.

초신성 폭발 후 합성된 원소는 주변 공간으로 흩어집니다. 시간이 지나면 새로운 별이 형성될 가능성이 높습니다.

예

하늘에서 친숙한 유명인을 식별할 수 있을 뿐만 아니라 그들이 어떤 클래스에 속하고 무엇으로 구성되어 있는지 기억할 때 특별한 느낌이 생깁니다. 북두칠성을 구성하는 별이 무엇인지 봅시다. 국자 별표에는 7개의 유명인이 포함됩니다. 그중 가장 밝은 것은 Aliot와 Dubhe입니다. 두 번째 조명은 세 가지 구성 요소로 구성된 시스템입니다. 그 중 하나에서는 헬륨 연소가 이미 시작되었습니다. 나머지 두 개는 Alioth와 마찬가지로 주계열에 위치합니다. Hertzsprung-Russell 다이어그램의 동일한 부분에는 버킷을 구성하는 Fekda와 Benetash도 포함됩니다.

밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스는 두 가지 구성요소를 가지고 있습니다. 그 중 하나는 주 계열에 속하고 두 번째는 백색 왜성입니다. 적색 거성 가지에는 Pollux(알파 쌍둥이자리)와 Arcturus(알파 목동자리)가 있습니다.

각 은하계는 어떤 발광체로 구성되어 있나요? 우주는 몇 개의 별들로 구성되어 있나요? 이와 같은 질문은 정확하게 대답하기가 매우 어렵습니다. 은하수에만 수천억 개의 발광체가 집중되어 있습니다. 그들 중 다수는 이미 망원경으로 포착되었으며, 새로운 것들이 정기적으로 발견되고 있습니다. 우리는 일반적으로 별이 어떤 가스로 구성되어 있는지 알고 있지만, 새로운 별은 흔히 널리 알려진 생각과 일치하지 않습니다. 우주에는 여전히 많은 비밀이 숨겨져 있으며, 많은 물체와 그 특성이 발견자를 기다리고 있습니다.