별의 수명주기 - 설명, 다이어그램 및 흥미로운 사실. 별이 죽는 방법

라이프 사이클별은 질량에 따라 다릅니다. 큰 별은 연료를 더 집중적으로 태우고 수천만 년에 걸쳐 연소합니다. 작은 것들은 수천억 년 동안 "그을릴" 수 있습니다.

수소가 고갈되면 핵합성 반응이 중단됩니다. 중력은 상승하는 온도가 별의 핵에서 헬륨을 탄소로 전환시키는 2차 융합을 유발할 때까지 별을 압축하기 시작합니다. 그의 마음에는 천 캐럿 다이아몬드 인 순수한 탄소 결정이 남아 있습니다. 별의 중심부에서 헬륨이 2차 연소되는 동안 너무 많은 에너지가 방출되어 별이 부풀어 오르기 시작합니다. 빨간 거인 , 외부 층이 스펙트럼의 빨간색 부분으로 냉각되기 때문입니다. 별의 지름은 100배 이상 커집니다. 2차 열핵융합을 위한 연료가 고갈되면 중력이 다시 별을 압축하기 시작하여 별이 축퇴하게 된다. 백색 왜성 , 완전히 식을 때까지 잔여 열을 우주로 방출합니다. 별이 적색거성에서 백색왜성으로 진화하는 동안, 별의 외층 대부분은 성간 매질에 버려지고 이후에 새로운 별이 형성되는 물질이 됩니다.

그런 결승전은 우리 태양과 같은 중간 별들을 위해 준비되어 있습니다.

태양보다 8배 이상 무거운 별은 다른 시나리오에 따라 죽습니다. 헬륨을 태운 후 압축 중 거대한 질량은 코어와 쉘을 너무 많이 가열하여 후속 핵 합성 반응이 촉발되어 탄소가 먼저 얻은 다음 규소, 마그네슘 및 핵 질량이 증가하는 다음 요소를 얻습니다. 더욱이, 별의 핵에서 각각의 새로운 반응이 시작되면 이전 반응은 껍질에서 계속됩니다. 모두 화학 원소, 우주를 구성하는 은 죽어가는 큰 별의 깊이에서 핵 합성의 결과로 정확하게 형성되었습니다. 회전이 철의 형성에 이르자 마자 별의 종말이옵니다. 합성하는 동안 에너지는 방출되지 않고 흡수됩니다. 짧은 시간에 연료가 고갈되고 열핵 반응이 멈추고 중력에 의해 별의 껍질이 중심으로 내려옵니다. 외피와 핵의 충돌 에너지는 매우 높습니다. 그녀는 별을 날려 버립니다.

별이 태양보다 30 배 이상 무겁다면 초신성과 같이 폭발 후 중력 붕괴가 멈추지 않습니다.블랙홀. 지름 5cm로 압축하면 지구와 같은 밀도를 가지므로 블랙홀의 중력은 무한대가 되는 경향이 있다. 이러한 인력은 속도가 제한적인 빛의 입자조차도 극복할 수 없습니다. 따라서 블랙홀은 그 위에 떨어지는 빛을 반사하지 않고 흡수합니다. 따라서 이름.

과학자들은 물리학 법칙이 블랙홀에 적용되지 않고 공간과 시간이 존재하지 않지만 정보는 홀로그램 투영 형태로 남아 있다고 제안합니다. 블랙홀의 가장자리 중대한 전환점 시간과 공간의 경계이다. 블랙홀의 중심 특이 – 물리적 불확실성. 블랙홀은 공간이 있는 한 별과 성운을 소모합니다. 그런 다음 강력한 가스 흐름을 던졌습니다. 퀘이사 은하계 밖에. 퀘이사의 폭이 지름보다 크다 태양계. 은하 밖에서 새로운 별과 새로운 은하가 형성되기 시작합니다. 블랙홀은 우주의 진화를 이끕니다.

별의 죽음이 주는 건축 자재우주를 위해. 금,은, 백금, 철 등의 모든 화학 원소는 죽어가는 별 내부에서 형성되어 폭발하는 동안 우주로 날아갑니다.

첫 번째 별은 거대하고(태양보다 수천 배 더 큼) 불안정했습니다. 그들은 빨리 태어나고 빨리 죽어 다양한 화학 원소가 풍부한 우주 먼지를 남겼습니다.

최초의 별은 빅뱅의 에너지 덕분에 우주 성운에서 형성되었습니다. 나중 단계에서 그리고 지금, 별은 계속해서 태어나고 있습니다. 그러나 이것은 또 다른 초신성이 폭발한 후에만 발생합니다. 그것의 폭발 파동은 우주 먼지 입자의 상호 작용에 자극을 주어 결과적으로 움직이고 맞물리기 시작합니다. 하나의 물체에 연결하면 크기가 점점 더 커지므로 중력이 증가하여 다른 입자와 더 큰 우주 물체를 더 많이 끌어당깁니다.

젊은 별과 그 주변 공간 첫 단계그것은 혼란스럽게 회전하는 수많은 소행성을 가진 맹렬한 요소입니다. 서로 충돌하여 일부는 무너지고 다른 일부는 성장하여 첫 번째의 잔해를 흡수합니다. 예를 들어, 그러한 충돌로 인해 수성의 상부 지각은 날아가고 핵만 남았습니다.

5억 년이 지나면 행성의 수는 줄어들고 크기는 커집니다.

태양은 작은 별에 속합니다. 50억~60억년 후 그의 죽음은 첫 번째 시나리오에 따라 일어날 것입니다. 현재 우주에 있는 별의 80%는 태양보다 크지 않습니다.

사진 출처: CSO 웹사이트:지구에서 3,500만 광년 떨어진 곳에 Eridanus(Eridanus) 별자리가 있습니다. 나선 은하 NGC 1637. 1999년, 그 고요한 아름다움은 매우 밝은 초신성에 의해 산산이 부서졌습니다. 칠레 파라날 천문대에서 ESO의 초대형 망원경(VLT)으로 촬영한 이미지.

항성 진화에 대한 연구는 단 하나의 별을 관찰하는 것만으로는 불가능합니다. 별의 많은 변화는 수세기가 지나도 알아차리기에는 너무 천천히 진행됩니다. 따라서 과학자들은 많은 별을 연구하며 각 별은 수명주기의 특정 단계에 있습니다. 지난 수십 년 동안 컴퓨터 기술을 사용한 별 구조 모델링은 천체 물리학에서 널리 퍼졌습니다.

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✪ 별의 진화. 3분만에 푸른 거인의 진화

✪ 수르딘 V.G. 별의 진화 1부

✪ S. A. Lamzin - "스타 에볼루션"

자막

별 내부의 열핵융합

젊은 별

별의 형성 과정은 통일된 방식으로 기술될 수 있지만, 별의 진화의 후속 단계는 거의 전적으로 질량에 의존하며, 별의 진화의 맨 마지막 단계에서만 별의 화학적 구성이 역할을 할 수 있습니다.

젊은 저질량 별

낮은 질량의 젊은 별(최대 3개의 태양 질량) [ ] 는 주계열로 가는 길에 완전히 대류입니다. - 대류 과정은 별의 전체를 덮습니다. 이들은 여전히, 사실, 핵 반응이 막 시작되고 있는 중심에 있는 원시성이며, 모든 복사는 주로 중력 압축으로 인해 발생합니다. 정수역학적 평형이 이루어질 때까지 별의 광도는 일정한 유효 온도에서 감소합니다. Hertzsprung-Russell 도표에서 이러한 별들은 Hayashi 궤도라고 하는 거의 수직 궤도를 형성합니다. 수축이 느려짐에 따라 어린 별은 주계열에 접근합니다. 이 유형의 물체는 유형  T 황소자리의 별 과 관련이 있습니다.

이 때, 질량이 태양 질량 0.8보다 큰 별에서는 중심핵이 복사에 투명해지며, 항성 물질의 압축이 증가하여 대류가 점점 더 방해를 받기 때문에 중심핵의 복사 에너지 전달이 우세해집니다. 항성체의 외층에서는 대류 에너지 전달이 우세합니다.

낮은 질량의 별이 주계열에 도달할 때 어떤 특성을 가지고 있는지는 확실하지 않습니다. 이 별들이 젊은 범주에서 보내는 시간이 우주의 나이 를 초과하기 때문입니다. ] . 이 별의 진화에 대한 모든 아이디어는 수치 계산과 수학적 모델링에만 기초합니다.

항성이 수축함에 따라 축퇴 전자 가스의 압력이 증가하기 시작하고 별의 특정 반경에 도달하면 수축이 멈추고 수축으로 인한 별 중심의 추가 온도 상승이 멈추고, 그런 다음 감소합니다. 0.0767 태양 질량보다 작은 별의 경우에는 다음과 같은 일이 발생하지 않습니다. 핵반응내부 압력과 중력 수축의 균형을 유지하기에 충분한 에너지가 결코 없습니다. 이러한 "언더스타"는 열핵 반응 과정에서 생성되는 것보다 더 많은 에너지를 방출하며 소위 갈색 왜성에 속합니다. 그들의 운명은 축퇴 가스의 압력이 멈출 때까지 계속 수축하고, 시작된 모든 핵융합 반응이 중단되면서 점진적으로 냉각되는 것입니다.

중간 질량의 젊은 별

중간 질량의 젊은 별(태양 질량 2~8배) [ ] 주계열까지 대류대를 갖지 않는다는 점을 제외하고는 작은 자매 및 형제와 똑같은 방식으로 질적으로 진화합니다.

이 유형의 개체는 소위와 연결됩니다. Ae\Be Herbig 별은 분광 등급 B-F0의 불규칙 변수입니다. 그들은 또한 디스크와 양극성 제트를 가지고 있습니다. 표면에서 물질이 유출되는 속도, 광도 및 유효 온도는 황소자리 T보다 훨씬 높기 때문에 원형 성운의 잔해를 효과적으로 가열하고 산란시킵니다.

8 태양 질량보다 큰 질량을 가진 젊은 별

이러한 질량을 가진 별은 이미 모든 중간 단계를 통과하고 방사선에 의한 에너지 손실을 보상하는 핵 반응 속도를 달성할 수 있었고 질량이 축적되어 정수적 평형을 달성했기 때문에 일반 별의 특성을 가지고 있습니다. 핵심. 이 별의 경우 질량과 광도의 유출이 너무 커서 아직 별의 일부가되지 않은 별의 중력 붕괴를 막을뿐만 아니라 외부 지역분자 구름, 그러나 반대로 그들을 멀리 분산시킵니다. 따라서 형성된 별의 질량은 원시 항성 구름의 질량보다 눈에 띄게 적습니다. 아마도 이것은 우리 은하에 약 300 태양 질량보다 큰 질량을 가진 별이 없다는 것을 설명합니다.

별의 중년기

별은 다양한 색상과 크기로 제공됩니다. 최근 추정에 따르면, 스펙트럼 유형은 뜨거운 파란색에서 차가운 빨간색까지, 질량은 0.0767에서 약 300 태양 질량까지 다양합니다. 별의 광도와 색은 표면의 온도에 따라 달라지며, 그 온도는 질량에 의해 결정됩니다. 모든 새로운 별은 화학 성분과 질량에 따라 주계열에서 "그 자리를 차지합니다". 물론 이것은 별의 물리적 움직임에 관한 것이 아니라 별의 매개 변수에 따라 달라지는 표시된 다이어그램의 위치에 관한 것입니다. 사실, 도표를 따른 별의 움직임은 별의 매개변수의 변화에만 해당합니다.

새로운 수준에서 재개된 물질의 열핵 "연소"는 별의 엄청난 팽창을 일으킵니다. 별은 "부풀어 오르고" 매우 "느슨해지며" 크기가 약 100배 증가합니다. 따라서 별은 적색 거성이되고 헬륨 연소 단계는 약 수백만 년 동안 지속됩니다. 거의 모든 적색 거성은 변광성입니다.

항성 진화의 마지막 단계

질량이 작은 오래된 별

현재로서는 내부의 수소 공급이 고갈된 후 밝은 별에 어떤 일이 발생하는지 확실하지 않습니다. 우주의 나이는 137억 년으로 이러한 별에서 공급되는 수소 연료를 고갈시키기에 충분하지 않기 때문에, 현대 이론이러한 별에서 발생하는 과정의 컴퓨터 시뮬레이션을 기반으로 합니다.

일부 별은 일부 활성 영역에서만 헬륨을 합성할 수 있으며, 이는 불안정성과 강한 항성풍을 유발합니다. 이 경우 행성상 성운의 형성은 일어나지 않고 별은 증발만 하여 갈색왜성보다 작아지게 된다. ] .

0.5 태양질량 미만의 질량을 가진 별은 수소와 관련된 반응이 핵에서 중단된 후에도 헬륨을 변환할 수 없습니다. 이러한 별의 질량은 너무 작아서 "충분한 정도로 새로운 중력 압축 단계를 제공할 수 없습니다." 점화" 헬륨. 이 별에는 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)와 같은 적색 왜성이 포함되며, 주계열 수명은 수백억에서 수조 년입니다. 핵에서 열핵 반응이 끝난 후 점차 냉각되어 전자기 스펙트럼의 적외선 및 마이크로파 범위에서 계속 약하게 방출됩니다.

중간 크기의 별

도달 시 중간 크기의 별(0.4에서 3.4 태양 질량) [ ] 적색 거성 단계에서 수소는 핵에서 끝나고 헬륨에서 탄소 합성 반응이 시작됩니다. 이 과정은 더 많은 고온따라서 핵에서 에너지의 흐름이 증가하고 결과적으로 별의 바깥층이 팽창하기 시작합니다. 탄소 합성의 시작은 별의 삶의 새로운 단계를 표시하며 한동안 계속됩니다. 태양 크기에 가까운 별의 경우 이 과정은 약 10억 년이 걸릴 수 있습니다.

복사 에너지 양의 변화로 인해 별은 크기, 표면 온도 및 에너지 방출의 변화를 포함하여 불안정한 기간을 겪습니다. 에너지 방출은 저주파 방사선으로 이동합니다. 이 모든 것은 강한 항성풍과 강렬한 맥동으로 인한 질량 손실 증가를 동반합니다. 이 단계의 별을 "후기형 별"(또한 "은퇴한 별")이라고 합니다. OH-IR 별또는 그들의 정확한 특성에 따라 Mira와 같은 별. 분출된 가스는 산소와 탄소와 같이 별 내부에서 생성되는 무거운 원소가 비교적 풍부합니다. 가스는 팽창하는 껍질을 형성하고 별에서 멀어지면서 냉각되어 먼지 입자와 분자를 형성합니다. 강한 적외선그러한 껍질의 근원 별, 우주 메이저의 활성화를 위한 이상적인 조건이 형성됩니다.

헬륨 핵융합 반응은 온도에 매우 민감합니다. 때때로 이것은 큰 불안정으로 이어집니다. 가장 강한 맥동이 일어나며, 결과적으로 외층은 떨어져 나가 행성상 성운으로 변하기에 충분한 가속도를 제공합니다. 그러한 성운의 중심에는 별의 맨 코어가 남아있어 열핵 반응이 멈추고 냉각되면 헬륨 백색 왜성으로 변하며 일반적으로 질량이 최대 0.5-0.6 태양 질량과 지름은 지구 지름의 차수입니다.

태양을 포함한 대다수의 별은 축퇴 전자의 압력이 중력과 균형을 이룰 때까지 수축함으로써 진화를 완료합니다. 이 상태에서 별의 크기가 100분의 1로 줄어들고 밀도가 물보다 100만 배 높아지면 그 별을 백색왜성이라고 한다. 에너지원을 빼앗기고 점차 냉각되면서 보이지 않는 검은 왜성이 됩니다.

태양보다 무거운 별에서 축퇴 전자의 압력은 핵의 추가 압축을 막을 수 없으며 전자는 원자핵으로 "압박"되기 시작하여 양성자를 중성자로 바꾸며 그 사이에는 정전기적 반발력이 없습니다. 이러한 물질의 중성화는 실제로 하나의 거대한 원자핵이 된 별의 크기가 수 킬로미터로 측정되고 밀도가 물의 밀도보다 1 억 배 더 높다는 사실로 이어집니다. 이러한 물체를 중성자별이라고 합니다. 평형은 퇴화 중성자 물질의 압력에 의해 유지됩니다.

초대질량 별

질량이 태양 질량의 5배 이상인 별이 적색초거성 단계에 진입한 후, 그 중심핵은 중력의 영향으로 수축하기 시작합니다. 압축이 증가함에 따라 온도와 밀도가 증가하고 새로운 열핵 반응 시퀀스가 ​​시작됩니다. 이러한 반응에서 헬륨, 탄소, 산소, 규소 및 철과 같은 점점 더 무거운 원소가 합성되어 핵의 붕괴를 일시적으로 억제합니다.

그 결과 주기율표의 중원소가 점점 더 많이 생성되면서 규소에서 철-56이 합성됩니다. 이 단계에서 철-56 핵은 최대 질량 결함을 갖고 에너지 방출로 더 무거운 핵의 형성이 불가능하기 때문에 더 이상의 발열 핵융합은 불가능합니다. 따라서 별의 철핵이 특정 크기에 도달하면 별의 압력이 더 이상 별의 위에 놓인 층의 무게를 견딜 수 없으며 물질의 중성화와 함께 핵의 즉각적인 붕괴가 발생합니다.

다음에 일어날 일은 아직 완전히 명확하지 않지만 어쨌든 몇 초 만에 진행 중인 프로세스는 놀라운 힘의 초신성 폭발로 이어집니다.

강력한 중성미자 제트와 회전하는 자기장이 별에 축적된 대부분의 물질을 밀어냅니다. [ ] - 철 및 라이터 요소를 포함한 소위 좌석 요소. 팽창하는 물질은 항성 중심핵에서 방출되는 중성자에 의해 포격되어 그들을 포획하여 방사성 원소를 포함하여 최대 우라늄(그리고 아마도 캘리포니아까지)을 포함하여 철보다 무거운 원소 세트를 생성합니다. 따라서 초신성 폭발은 성간 물질에 철보다 무거운 원소의 존재를 설명하지만 이것이 유일한 것은 아닙니다. 가능한 방법예를 들어, 테크네튬 별을 보여주는 그들의 형성.

폭발파와 중성미자의 제트는 죽어가는 별에서 물질을 운반합니다. [ ] 성간 공간으로. 결과적으로, 이 초신성 물질은 냉각되어 우주를 여행할 때 다른 우주 "쓰레기"와 충돌할 수 있으며, 아마도 새로운 별, 행성 또는 위성의 형성에 참여할 수 있습니다.

초신성 형성 과정에서 일어나는 과정은 아직 연구 중이며 아직까지 이 문제는 명확하지 않습니다. 또한 문제는 원래 별이 실제로 남아있는 순간입니다. 그러나 중성자별과 블랙홀의 두 가지 옵션이 고려되고 있습니다.

중성자별

일부 초신성에서는 초거성 내부의 강한 중력으로 인해 전자가 원자핵에 흡수되어 양성자와 합쳐져 중성자를 형성하는 것으로 알려져 있습니다. 이 과정을 중성화라고 합니다. 근처의 핵을 분리하는 전자기력이 사라집니다. 이제 별의 핵심은 원자핵과 개별 중성자로 이루어진 조밀한 공입니다.

중성자별이라고 알려진 그러한 별은 매우 작습니다. 대도시, 그리고 상상할 수 없을 정도로 높은 밀도를 가지고 있습니다. (각운동량 보존으로 인해) 별의 크기가 감소함에 따라 그들의 공전 주기는 극도로 짧아집니다. 일부 중성자별은 초당 600번 회전합니다. 그들 중 일부의 경우, 복사 벡터와 회전축 사이의 각도는 지구가 이 복사에 의해 형성된 원뿔 속으로 떨어지는 것과 같을 수 있습니다. 이 경우 별의 자전 주기와 동일한 시간 간격으로 반복되는 복사 펄스를 기록할 수 있습니다. 이러한 중성자별은 "펄서"라고 불리며 최초로 발견된 중성자별이 되었습니다.

블랙홀

초신성 폭발의 단계를 거친 모든 별이 중성자별이 되는 것은 아닙니다. 별의 질량이 충분히 크면 그러한 별의 붕괴가 계속되고 중성자 자체가 반경이 슈바르츠실트 반경보다 작아질 때까지 안쪽으로 떨어지기 시작할 것입니다. 그러면 별은 블랙홀이 됩니다.

블랙홀의 존재는 일반 상대성 이론에 의해 예측되었습니다. 이 이론에 따르면,

별이 생명체가 아닌 것은 당연하지만 탄생, 삶, 죽음과 유사한 진화 단계를 거치기도 합니다. 사람과 마찬가지로 별도 일생 동안 급격한 변화를 겪습니다. 그러나 그들은 분명히 더 오래 산다는 점에 유의해야 합니다. 수백만 년, 심지어 수십억 년입니다.

스타는 어떻게 탄생하는가? 초기, 또는 빅뱅 이후에 우주의 물질은 고르지 않게 분포되었습니다. 별들은 성간 먼지와 가스, 대부분이 수소로 이루어진 거대한 구름인 성운에서 형성되기 시작했습니다. 이 물질은 중력의 영향을 받아 성운의 일부가 압축됩니다. 그런 다음 둥글고 빽빽한 가스와 먼지 구름이 형성됩니다 - Bok 소구. 그러한 구상체는 계속해서 두꺼워짐에 따라 성운에서 자신을 향하는 물질의 인력으로 인해 질량이 증가합니다. 구상체의 내부에서는 중력이 가장 강해 가열되어 회전하기 시작한다. 이것은 이미 프로토스타입니다. 수소 원자는 서로 충돌하기 시작하여 많은 양의 에너지를 생성합니다. 결국 중심부의 온도는 섭씨 1,500만 도에 이르고 새로운 별의 핵이 형성됩니다. 신생아가 타오르고 타오르고 빛나기 시작합니다. 이것이 얼마나 오래 지속될지는 태어난 별의 질량에 달려 있습니다. 지난 회의에서 내가 한 말. 질량이 클수록 별의 수명은 짧아집니다.
그건 그렇고, 원시성이 별이 될 수 있는지 여부는 질량에 달려 있습니다. 계산에 따르면 이 수축하는 천체가 별이 되기 위해서는 질량이 태양 질량의 8% 이상이어야 합니다. 응축되는 더 작은 구체는 점차 냉각되어 별과 행성 사이에 있는 과도체로 변합니다. 이러한 물체를 갈색 왜성이라고 합니다.

예를 들어 목성은 별이 되기에는 너무 작습니다. 목성이 더 거대했다면 아마도 열핵 반응이 그 깊은 곳에서 시작될 것이고 우리 태양계는 쌍성계가 될 것입니다. 그러나 그것은 모두 시입니다 ...

그래서, 별의 삶의 주요 단계. 대부분그 존재의 별은 평형 상태에 있습니다. 중력의 힘은 별을 압축하는 경향이 있고, 별에서 일어나는 열핵 반응의 결과로 방출되는 에너지는 별을 팽창하게 합니다. 이 두 힘은 평형의 안정적인 위치를 만듭니다. 너무 안정적이어서 별은 수백만 년, 수십억 년 동안 이렇게 살아갑니다. 별의 삶의 이 단계는 주계열에서 자리를 확보합니다. -

수백만 년 동안 빛을 발한 후 큰 별, 즉 태양보다 6 배 이상 무거운 별이 타 버리기 시작합니다. 핵에 수소가 부족하면 별이 팽창하고 냉각되어 적색 초거성으로 변합니다. 이 초거성은 초신성으로 알려진 거대하고 극적인 타오르는 폭발로 마침내 폭발할 때까지 수축할 것입니다. 여기서 매우 무거운 청색 초거성은 적색 초거성으로의 변환 단계를 우회하고 초신성에서 훨씬 더 빠르게 폭발한다는 점에 유의해야 합니다.
남아 있는 초신성 핵이 작으면 매우 조밀한 중성자별으로의 격변적 수축(중력 붕괴)이 시작되고, 충분히 크면 훨씬 더 수축하여 블랙홀을 형성합니다.

조금 다른 죽음 평범한 별. 그런 별은 더 오래 살고 더 평화롭게 죽습니다. 예를 들어, 태양은 핵의 수소가 고갈되기 전에 50억 년 더 타게 될 것입니다. 그러면 외부 레이어가 확장되고 냉각됩니다. 적색 거성이 형성된다. 이 형태에서 별은 중심핵에서 일생 동안 형성된 헬륨에서 약 1억 년 동안 존재할 수 있습니다. 그러나 헬륨도 타버립니다. 게다가 외층은 날아가 버릴 것입니다. 행성상 성운을 형성하고 빽빽한 백색 왜성은 중심에서 수축합니다. 백색왜성은 충분히 뜨겁지만 결국 식어 죽은 별이 되는데 이를 흑색왜성이라고 합니다.

별은 사람과 마찬가지로 신생아, 젊거나 늙을 수 있습니다. 매 순간 어떤 별은 죽고 다른 별은 형성됩니다. 보통 그들 중 막내는 태양과 비슷합니다. 그들은 형성 단계에 있으며 실제로 원시성을 나타냅니다. 천문학자들은 그것들의 원형을 따서 T-Taurus 별이라고 부릅니다. 예를 들어 광도와 같은 속성에 따라 원시별은 그 존재가 아직 안정적인 단계에 들어가지 않았기 때문에 가변적입니다. 그들 중 많은 부분이 많은 양의 문제입니다. T형 별에서 강력한 바람이 분다.

프로토스타: 생명 주기의 시작

물질이 원시성 표면에 떨어지면 빠르게 타서 열로 변합니다. 결과적으로 원시별의 온도는 지속적으로 상승하고 있습니다. 별의 중심에서 핵반응이 일어날 정도로 고도가 높아지면 원시성은 보통의 상태가 된다. 핵 반응이 시작되면서 별은 오랫동안 중요한 활동을 지원하는 일정한 에너지원을 갖게 됩니다. 우주에 있는 별의 수명 주기는 초기 크기에 따라 다릅니다. 그러나 지름이 태양 정도인 별은 약 100억 년 동안 편안하게 존재할 수 있는 충분한 에너지를 가지고 있다고 믿어집니다. 그럼에도 불구하고 훨씬 더 무거운 별의 수명은 수백만 년에 불과합니다. 이것은 연료를 훨씬 빨리 연소시키기 때문입니다.

보통 크기의 별

각 별은 뜨거운 가스 덩어리입니다. 그들의 깊은 곳에서 원자력을 생성하는 과정이 끊임없이 진행되고 있습니다. 그러나 모든 별이 태양과 같은 것은 아닙니다. 주요 차이점 중 하나는 색상입니다. 별은 노란색뿐만 아니라 푸르스름하고 붉습니다.

밝기 및 광도

그들은 또한 광채, 밝기와 같은 기능이 다릅니다. 지구 표면에서 관찰되는 별의 밝기는 밝기뿐만 아니라 행성과의 거리에도 달려 있습니다. 지구까지의 거리를 감안할 때 별은 완전히 다른 밝기를 가질 수 있습니다. 이 표시기는 태양 광도의 10,000분의 1에서 백만 개 이상의 태양에 필적하는 밝기까지 다양합니다.

대부분의 별은 이 스펙트럼의 아래쪽 부분에 있으며 희미합니다. 여러 면에서 태양은 평균적이고 전형적인 별입니다. 그러나 다른 것들에 비해 훨씬 더 큰 밝기를 가지고 있습니다. 많은 수의맨눈으로도 희미한 별을 관찰할 수 있다. 별의 밝기가 다른 이유는 질량 때문입니다. 시간에 따른 색상, 광택 및 밝기 변화는 물질의 양에 따라 결정됩니다.

별의 일생을 설명하려는 시도

사람들은 오랫동안 별의 삶을 추적하려고 노력했지만 과학자들의 첫 번째 시도는 다소 소심했습니다. 첫 번째 발전은 중력 수축의 Helmholtz-Kelvin 가설에 Lane의 법칙을 적용한 것입니다. 이것은 천문학에 대한 새로운 이해를 가져왔습니다. 이론적으로 별의 온도는 밀도의 증가가 수축 과정을 늦출 때까지 증가해야 합니다(온도는 별의 반지름에 반비례함). 그러면 에너지 소비가 소득보다 높을 것입니다. 이 시점에서 별은 빠르게 냉각되기 시작할 것입니다.

별의 일생에 대한 가설

별의 수명 주기에 대한 최초의 가설 중 하나는 천문학자 Norman Lockyer에 의해 제안되었습니다. 그는 별이 운석에서 생긴다고 믿었다. 동시에 그의 가설의 규정은 천문학에서 이용 가능한 것뿐만 아니라 이론적 결론, 그러나 또한 별의 분광 분석의 데이터에. Lockyer는 천체의 진화에 참여하는 화학 원소가 다음으로 구성되어 있다고 확신했습니다. 소립자- "프로토 요소". 현대의 중성자, 양성자 및 전자와 달리 그들은 일반이 아니라 개별적인 특성을 가지고 있습니다. 예를 들어 Lockyer에 따르면 수소는 "원수소"라고 불리는 것으로 분해됩니다. 철은 "원철"이 됩니다. 다른 천문학자들도 예를 들어 James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle와 같이 별의 수명 주기를 설명하려고 했습니다.

거성과 왜성

별 큰 크기가장 뜨겁고 밝습니다. 그들은 일반적으로 외관이 흰색 또는 파란색입니다. 그들이 가지고 있다는 사실에도 불구하고 거대한 크기, 내부의 연료는 너무 빨리 연소되어 불과 몇 백만 년 만에 손실됩니다.

큰 별과 달리 작은 별은 일반적으로 밝지 않습니다. 그들은 붉은 색을 띠고 수십억 년 동안 충분히 오래 산다. 그러나 하늘에서 가장 밝은 별 중에는 빨간색과 주황색 별도 있습니다. 예를 들어 별자리 황소 자리에 위치한 소위 "황소의 눈"인 Aldebaran 별이 있습니다. 뿐만 아니라 별자리 전갈 자리에서. 이 멋진 별들이 시리우스와 같은 뜨거운 별과 밝기를 경쟁할 수 있는 이유는 무엇입니까?

이것은 일단 매우 크게 팽창하고 지름이 거대한 붉은 별 (초거성)을 초과하기 시작했기 때문입니다. 이 거대한 영역은 이 별들이 태양보다 훨씬 더 많은 에너지를 방출할 수 있도록 합니다. 그리고 이것은 그들의 온도가 훨씬 낮다는 사실에도 불구하고. 예를 들어 오리온자리에 있는 베텔게우스의 지름은 태양의 지름보다 수백 배 더 큽니다. 그리고 보통의 붉은 별의 지름은 보통 태양 크기의 10분의 1도 되지 않습니다. 이러한 별을 왜성이라고 합니다. 각 천체는 이러한 유형의 별 수명 주기를 거칠 수 있습니다. 삶의 다른 부분에 있는 동일한 별은 적색 거성과 왜성이 될 수 있습니다.

일반적으로 태양과 같은 발광체는 내부의 수소로 인해 존재를 지지합니다. 별의 핵 내부에서 헬륨으로 변합니다. 태양은 처분한다 엄청난 양연료가 무한대인 것은 아닙니다. 지난 50억 년 동안 비축량의 절반이 소진되었습니다.

별의 일생. 별의 수명주기

별 내부의 수소 매장량이 소진되면 심각한 변화가 발생합니다. 나머지 수소는 핵 내부가 아니라 표면에서 연소되기 시작합니다. 이 경우 별의 수명은 점점 줄어들고 있습니다. 이 부분에서 적어도 대부분의 별의 순환은 적색 거성의 단계로 들어갑니다. 별의 크기는 커지고 반대로 온도는 작아집니다. 이것은 대부분의 적색 거성과 초거성이 나타나는 방식입니다. 이 과정은 과학자들이 별의 진화라고 부르는 별과 함께 일어나는 일련의 전반적인 변화의 일부입니다. 별의 일생에는 모든 단계가 포함됩니다. 결국 모든 별은 늙고 죽고, 그 존재 기간은 연료의 양에 의해 직접 결정됩니다. 큰 별은 거대하고 장엄한 폭발로 생을 마감합니다. 반대로 더 겸손한 것들은 죽어서 점차 백색 왜성의 크기로 축소됩니다. 그런 다음 그들은 그냥 사라집니다.

수명은 얼마나 됩니까? 중간 별? 별의 수명 주기는 150만년 미만에서 10억년 이상까지 지속될 수 있습니다. 이 모든 것은 말했듯이 구성과 크기에 달려 있습니다. 태양과 같은 별은 100억년에서 160억년 사이에 산다. 시리우스와 같은 매우 밝은 별은 몇 억 년이라는 비교적 짧은 시간 동안 삽니다. 별의 수명주기 다이어그램에는 다음 단계가 포함됩니다. 이것은 분자 구름 - 구름의 중력 붕괴 - 초신성의 탄생 - 원시별의 진화 - 원시 항성 단계의 끝입니다. 그런 다음 단계는 다음과 같습니다. 젊은 별의 단계의 시작 - 삶의 중간 - 성숙 - 적색 거성의 단계 - 행성상 성운 - 백색 왜성의 단계. 마지막 두 단계는 작은 별의 특징입니다.

행성상 성운의 성질

그래서 우리는 별의 일생에 대해 간략하게 살펴보았습니다. 그러나 그것은 무엇입니까?거대한 적색 거성에서 백색 왜성으로 변하는 별은 때때로 별의 외층을 벗고 별의 핵이 알몸이됩니다. 가스 봉투는 별에서 방출되는 에너지의 영향으로 빛나기 시작합니다. 이 단계는 이 껍질의 빛나는 가스 거품이 종종 행성 주위의 원반처럼 보이기 때문에 그 이름을 얻었습니다. 그러나 사실, 그들은 행성과 아무 관련이 없습니다. 어린이 별의 수명 주기에는 모든 과학적 세부 사항이 포함되지 않을 수 있습니다. 천체 진화의 주요 단계만 설명할 수 있습니다.

성단

천문학자들은 탐험을 매우 좋아하며 모든 발광체는 한 명씩이 아니라 정확하게 그룹으로 태어날 것이라는 가설이 있습니다. 같은 성단에 속한 별들은 비슷한 성질을 가지고 있기 때문에 별들 사이의 차이는 사실이며 지구까지의 거리 때문이 아닙니다. 이 별들이 어떤 변화를 가져오든, 그들은 동시에 동시에 시작합니다. 동등한 조건. 특히 질량에 대한 속성의 의존성을 연구함으로써 많은 지식을 얻을 수 있습니다. 결국, 클러스터 별의 나이와 지구로부터의 거리는 거의 동일하므로이 지표에서만 다릅니다. 성단은 전문 천문학자뿐만 아니라 모든 아마추어가 기꺼이 만들 것입니다. 아름다운 사진, 독점적으로 그들을 존경 아름다운 광경플라네타륨에서.

별의 진화의 주요 단계를 간단히 살펴보겠습니다.

신체적 특성의 변화, 내부 구조그리고 시간이 지남에 따라 별의 화학적 조성.

물질의 파편화. .

별은 가스 조각과 먼지 구름의 중력 압축 과정에서 형성되는 것으로 가정합니다. 따라서 소위 소구체는 별이 생성되는 장소가 될 수 있습니다.

구체는 짙은 불투명 분자 먼지(가스 및 먼지) 성간 구름으로, 어두운 둥근 형태의 빛나는 가스 및 먼지 구름의 배경에서 관찰됩니다. 주로 분자 수소(H 2 )와 헬륨(그 ) 다른 가스 분자와 고체 성간 먼지 입자의 혼합물. 구상 기체의 온도(주로 수소 분자의 온도) T≈ 10시간 50K, 평균 밀도 n~ 10 5 입자 / cm 3, 가장 밀도가 높은 일반 가스 및 먼지 구름, 직경 D보다 몇 자릿수 더 큽니다.~ 0.1시간 하나 . 구체의 질량 M≤ 10 2 × M ⊙ . 일부 구체에는 어린 유형이 포함되어 있습니다. T 황소 자리.

구름은 중력의 불안정성으로 인해 자체 중력에 의해 압축되는데, 이는 자발적으로 발생하거나 근처에 있는 다른 별 형성 근원에서 오는 초음속 항성풍의 충격파와 구름의 상호 작용 결과로 발생할 수 있습니다. 중력 불안정성의 다른 원인도 가능합니다.

이론적인 연구에 따르면 일반 분자 구름(T≈ 10 ÷ 30K 및 n ~ 10 2 입자 / cm 3), 초기 것은 질량 M인 구름 부피에서 발생할 수 있습니다.≥ 10 3 × M ⊙ . 이러한 수축 구름에서는 덜 무거운 파편으로 더 붕괴될 수 있으며, 각 파편도 자체 중력의 영향으로 압축됩니다. 관측에 따르면 은하계에서는 별이 형성되는 과정에서 하나가 아니라 질량이 다른 별 그룹, 예를 들어 열린 성단이 태어납니다.

로 압축하면 중부 지역구름 밀도가 증가하여 구름의 이 부분의 물질이 자체 복사에 대해 불투명해지는 순간이 발생합니다. 구름의 창자에서는 천문학자들이 오라고 부르는 안정적인 조밀한 응결이 발생합니다.

물질의 파편화 - 분자 먼지 구름이 더 작은 부분으로 붕괴되고, 그 이상은 외관으로 이어집니다.

는 단계에 있는 천체이며, 그로부터 얼마 후(이번에는 태양 질량의 경우티~ 10 8 세) 정상이 형성됩니다.

기체 외피에서 핵으로 물질이 더 떨어지면(강착), 후자의 질량, 결과적으로 온도와 증가가 너무 커서 기체와 복사압이 힘과 비교됩니다. 커널 압축이 중지됩니다. 형성된 것은 광학 복사에 대해 불투명한 가스 먼지 껍질로 둘러싸여 있으며 적외선과 장파 복사만 외부로 통과시킵니다. 이러한 물체(-고치)는 강력한 전파 및 적외선 방사원으로 관찰됩니다.

핵의 질량과 온도가 추가로 증가하면 가벼운 압력이 강착을 멈추고 껍질의 잔해는 우주 공간으로 분산됩니다. 어린아이가 나타난다 물리적 특성질량과 초기 화학 조성에 따라 다릅니다.

별이 탄생하는 주요 에너지원은 분명히 중력 수축 동안 방출되는 에너지입니다. 이 가정은 virial 정리에서 따릅니다. 고정 시스템에서 합 잠재력 에피 시스템의 모든 구성원과 두 배의 운동 에너지 2전자 이 용어 중 0은 0입니다.

E p + 2 E c = 0. (39)

이 정리는 크기가 입자 사이의 거리의 제곱에 반비례하는 힘의 작용으로 제한된 공간 영역에서 움직이는 입자 시스템에 유효합니다. 열(운동) 에너지는 중력(위치) 에너지의 절반과 같습니다. 별이 압축되면 별의 총 에너지는 감소하고 중력 에너지는 감소합니다. 중력 에너지 변화의 절반은 복사를 통해 별을 떠나고 나머지 절반은 증가하기 때문에 열에너지별.

젊은 저질량 별주계열로 가는 길에 있는 (최대 3개의 태양 질량)은 완전히 대류입니다. 대류 과정은 별의 모든 영역을 포함합니다. 이들은 여전히, 사실, 핵 반응이 막 시작되고 있는 중심에 있는 원시성이며, 모든 방사선은 주로 이로 인해 발생합니다. 항성이 일정한 유효 온도에서 감소하는지 여부는 아직 확립되지 않았습니다. Hertzsprung-Russell 도표에서 이러한 별들은 Hayashi 궤도라고 하는 거의 수직 궤도를 형성합니다. 압축이 느려지면 어린 것이 주 시퀀스에 접근합니다.

별이 수축함에 따라 축퇴 전자 가스의 압력이 증가하기 시작하고 별의 특정 반경에 도달하면 압축이 중지되어 더 이상의 성장이 중단됩니다. 중앙 온도, 압축으로 인한 다음 감소합니다. 0.0767 태양 질량보다 작은 별의 경우에는 이러한 일이 발생하지 않습니다. 핵 반응 중에 방출되는 에너지는 내부 압력과 . 이러한 "언더스타"는 핵 반응 중에 형성되는 것보다 더 많은 에너지를 방출하며 소위에 속합니다. 그들의 운명은 축퇴 가스의 압력이 그것을 멈출 때까지 지속적인 수축이며, 시작된 모든 핵 반응이 중단되면서 점진적인 냉각입니다..

중간 질량(태양 질량 2~8)의 젊은 별은 주계열까지 대류대가 없다는 점을 제외하고는 작은 자매와 똑같은 방식으로 질적으로 진화합니다.

질량이 태양 질량 8보다 큰 별모든 중간 단계를 거쳤고 핵의 질량이 축적되는 동안 방사선에 의한 에너지 손실을 보상할 정도의 핵 반응 속도를 달성할 수 있었기 때문에 이미 일반 별의 특성을 가지고 있습니다. 이 별들에서 질량의 유출은 너무 커서 아직 별의 일부가되지 않은 분자 구름의 외부 영역의 붕괴를 막을뿐만 아니라 반대로 그들을 녹입니다. 따라서 형성된 별의 질량은 원시 항성 구름의 질량보다 눈에 띄게 적습니다.

메인 시퀀스

별의 온도는 중앙 지역에서 열핵 반응을 일으키기에 충분한 값에 도달할 때까지 상승하며, 이는 별의 주요 에너지원이 됩니다. 거대한 별의 경우(남 > 1 ÷ 2 × 남 ⊙ )는 탄소 순환에서 수소의 "연소"입니다. 질량이 태양 질량 이하인 별의 경우 양성자-양성자 반응으로 에너지가 방출됩니다. 평형 단계로 이동하고 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 주 시퀀스에서 그 자리를 차지합니다. 질량이 큰 별에서 코어의 온도는 매우 높습니다( T ≥ 3 × 107K ), 에너지 생산은 매우 강렬합니다. - 주계열에서 초기 지역에서 태양 위의 장소를 차지합니다. O … A , (F )); 질량이 작은 별에서는 중심핵의 온도가 상대적으로 낮습니다( T ≤ 1.5 × 107K ), 에너지 생산은 그렇게 강렬하지 않습니다. - 주계열에서 늦게 지역에서 태양 근처 또는 아래에서 발생합니다(( F), G, K, M).

그것은 주계열에서 존재하기 위해 자연적으로 할당된 시간의 최대 90%를 보냅니다. 별이 주계열 단계에서 보내는 시간도 질량에 따라 달라집니다. 예, 질량으로 M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O 또는 B 적색 왜성은 약 10 7년 동안 주계열 단계에 있는 반면, K 5 질량 M ≈ 0.5 × M ⊙ 약 10 11년 동안 주계열 단계, 즉 은하계 시대에 필적하는 시간이다. 거대한 뜨거운 별은 진화의 다음 단계로 빠르게 이동하고, 차가운 왜성은 은하가 존재하는 동안 항상 주계열 단계에 있습니다. 적색 왜성은 은하계 인구의 주요 유형이라고 가정할 수 있습니다.

적색 거성(초거성).

무거운 별의 중심 영역에서 수소가 빠르게 연소되면 그 안에 헬륨 핵이 나타납니다. 핵에 몇 퍼센트의 수소 질량의 일부가 있으면 수소가 헬륨으로 전환되는 탄소 반응이 거의 완전히 멈춥니다. 코어가 수축하여 온도가 상승합니다. 헬륨 핵의 중력 수축으로 인한 가열의 결과로, 수소는 "빛을 내며" 별의 핵과 확장된 껍질 사이에 위치한 얇은 층에서 에너지 방출이 시작됩니다. 껍질이 팽창하고 별의 반경이 증가하고 유효 온도가 감소하고 증가합니다. 주계열을 "떠나서" 진화의 다음 단계로 넘어갑니다. 즉, 적색 거성의 단계로, 또는 별의 질량이라면 M > 10 × M⊙ , 적색 초거성 단계로.

온도와 밀도가 증가함에 따라 헬륨은 코어에서 "타기" 시작합니다. ~에 T ~ 2 × 10 8 K 및 r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3는 삼중이라고 불리는 열핵 반응을 시작합니다.ㅏ -프로세스: 세 개 중ㅏ -입자(헬륨 핵 4그 ) 하나의 안정적인 탄소 핵(12C)이 형성된다. 별 핵의 질량으로중< 1,4 × M ⊙ тройной a - 이 과정은 에너지 방출의 폭발적인 특성으로 이어집니다. 헬륨 플래시는 특정 별에 대해 여러 번 반복될 수 있습니다.

거성 또는 초거성 단계에 있는 무거운 별의 중심 영역에서 온도가 상승하면 탄소, 탄소-산소 및 산소 핵이 연속적으로 형성됩니다. 탄소 연소 후 반응이 일어나 더 무거운 화학 원소, 아마도 철 핵이 형성됩니다. 무거운 별의 추가 진화는 껍질 방출로 이어질 수 있으며, 별이 신성으로 플레어되거나, 별 진화의 마지막 단계인 백색 왜성, 중성자별 또는 흑색 물체의 후속 형성으로 이어질 수 있습니다. 구멍.

진화의 마지막 단계는 모든 일반 별들이 열핵 연료를 소진한 후의 진화 단계입니다. 별의 에너지 원으로서 열핵 반응의 중단; 질량에 따라 별이 백색 왜성 또는 블랙홀 단계로 전이하는 것.

백색 왜성은 질량이 M인 모든 일반 별의 진화의 마지막 단계입니다.< 3 ÷ 5×M ⊙ 이 mi에 의해 열핵 연료가 고갈 된 후. 적색 거성(또는 준거성) 단계를 지나면 이러한 껍질은 떨어져 나와 핵을 드러내고 냉각되면 백색 왜성이 됩니다. 작은 반경(R BC ~ 10 -2 × R ⊙ ) 및 흰색 또는 청백색(T BC ~ 10 4 K) 이 천체 등급의 이름을 결정했습니다. 백색왜성의 질량은 항상 1.4보다 작다×M⊙ - 질량이 큰 백색왜성은 존재할 수 없음이 증명되었습니다. 태양과 비슷한 질량과 태양과 비슷한 크기로 주요 행성태양계에서 백색 왜성은 거대한 평균 밀도를 가지고 있습니다: ρ BC ~ 10 6 g/cm 3 즉, 1cm 3 의 백색 왜성 물질의 무게는 1톤입니다! 가속 자유 낙하표면 g BC ~ 10 8 cm / s 2 (지구 표면의 가속도와 비교 - g c ≈980cm/s 2). 별의 내부 영역에 이러한 중력 하중이 가해지면 평형 상태백색 왜성은 축퇴 가스(이온 성분의 기여도가 작기 때문에 주로 축퇴 전자 가스)의 압력에 의해 지지됩니다. 입자의 맥스웰 속도 분포가 없는 경우 가스를 축퇴라고 합니다. 이러한 가스에서 온도 및 밀도의 특정 값에서 v = 0에서 v = v max 범위의 속도를 갖는 입자(전자)의 수는 동일합니다. v max는 기체의 밀도와 온도에 의해 결정됩니다. 백색 왜성 질량 M BC > 1.4 × M ⊙ 최대 속도기체의 전자는 빛의 속도와 비슷하며, 축퇴 기체는 상대론적이 되어 압력이 더 이상 중력 수축에 저항할 수 없습니다. 왜성의 반경은 0이 되는 경향이 있습니다. 즉, 한 점으로 "붕괴"됩니다.

백색 왜성의 얇고 뜨거운 대기는 수소로 구성되어 있으며 대기에는 다른 원소가 거의 없습니다. 또는 헬륨에서, 대기에는 일반 별의 대기보다 수십만 배 적은 수소가 있습니다. 스펙트럼 유형에 따라 백색 왜성은 분광 등급 O, B, A, F에 속합니다. 백색 왜성을 일반 별과 "구별"하기 위해 명칭 앞에 문자 D를 배치합니다(DOVII, DBVII 등. D는 의 첫 글자 영어 단어퇴화 - 퇴화). 백색왜성의 복사원은 백색왜성이 모별의 중심핵이 되는 동안 받은 열에너지의 공급이다. 많은 백색왜성은 부모로부터 물려받은 강한 자기장시간 ~ 10 8 O. 백색왜성의 수는 약 10%로 추정된다. 총 수은하계의 별.

무화과에. 15는 시리우스의 사진입니다- 가장 밝은 별하늘(α 큰 개; 중 V = -1m,46; 클래스 A1V). 사진에 보이는 원반은 망원경 렌즈에 빛의 사진 조사와 회절의 결과, 즉 별 자체의 원반이 사진에서 분해되지 않습니다. 시리우스의 사진 디스크에서 나오는 광선은 망원경의 광학 요소에 대한 광속의 파면 왜곡의 흔적입니다. 시리우스는 태양으로부터 2.64의 거리에 위치하고 있으며 시리우스의 빛은 지구에 도달하는 데 8.6년이 걸리므로 태양에 가장 가까운 별 중 하나입니다. 시리우스는 태양보다 2.2배 더 무겁습니다. 그의 M V = +1m,43, 즉 우리 이웃은 태양보다 23배 더 많은 에너지를 방출합니다.

사진의 독창성은 시리우스의 이미지와 함께 위성의 이미지를 얻을 수 있다는 사실에 있습니다. 위성은 시리우스의 왼쪽에 밝은 점으로 "빛난다". 시리우스 - 망원경으로: 시리우스 자체는 문자 A로 표시되고 위성은 문자 B로 표시됩니다. 시리우스 B m의 겉보기 등급 V \u003d +8 m,43, 즉 시리우스 A보다 거의 10,000배 약합니다. 시리우스 B의 질량은 태양의 질량과 거의 정확히 같으며 반경은 태양 반경의 약 0.01입니다. 표면 온도는 약 12000K이지만 시리우스 B는 태양보다 400배 적은 복사를 방출합니다. 시리우스 B는 전형적인 백색왜성이다. 게다가 이것은 1862년 Alven Clark이 망원경을 통해 육안으로 관찰하던 중 발견한 최초의 백색 왜성입니다.

시리우스 A와 시리우스 B는 50년이라는 주기로 공전합니다. 구성 요소 A와 B 사이의 거리는 20AU에 불과합니다.

V.M. Lipunov의 적절한 말에 따르면, "그들은 질량이 10 이상인 무거운 별 내부에서 "숙성"합니다.×M⊙ )”. 중성자별으로 진화하는 별의 핵은 1.4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; 열핵 반응의 근원이 고갈되고 부모가 섬광으로 물질의 상당 부분을 방출한 후, 이 핵은 매우 특정한 특성을 가진 항성 세계의 독립적인 물체가 될 것입니다. 모성 중심의 압축은 핵과 비슷한 밀도에서 멈춥니다(ρ n. 시 ~ 10시 14시 10 15g/cm3). 이러한 질량과 밀도로 태어난 10의 반경은 세 개의 레이어로 구성됩니다. 외부 층(또는 외부 지각)은 철 원자핵의 결정 격자에 의해 형성됩니다(철 ) 다른 금속의 원자핵이 소량 혼합될 수 있음; 외부 지각의 두께는 반경 10km에 약 600m에 불과합니다. 외부 지각 아래에는 철 원자로 구성된 또 다른 내부 단단한 지각이 있습니다(철 ) 그러나 이러한 원자는 중성자로 과도하게 농축되어 있습니다. 이 껍질의 두께≈ 2km. 내부 크러스트는 액체 중성자 코어와 접하며, 물리적 과정은 중성자 액체의 놀라운 특성인 초유동성과 자유 전자와 양성자가 있는 경우 초전도성에 의해 결정됩니다. 바로 그 중심에 중간자와 하이퍼론이 포함될 수 있습니다.

그들은 축을 중심으로 빠르게 회전합니다. 초당 1에서 수백 회전입니다. 자기장이 있는 상태에서 이러한 회전(시 ~ 10시 13분 10 15 Oe)는 종종 다른 범위에서 별 복사의 맥동 효과를 관찰합니다. 전자파. 우리는 게 성운 내부에서 이 펄서 중 하나를 보았습니다.

총 수 회전 속도는 이미 입자 방출에 충분하지 않으므로 이것은 전파 펄서가 될 수 없습니다. 그러나 그것은 여전히 ​​​​크고 캡처됩니다. 자기장주위의 중성자별은 떨어질 수 없습니다. 즉, 물질의 부착이 일어나지 않습니다.

Accretor(X선 펄서). 회전 속도는 이제 물질이 그러한 중성자 별에 떨어지는 것을 막을 수 없을 정도로 감소합니다. 떨어지는 플라즈마는 자기장의 선을 따라 이동하고 극 영역의 단단한 표면에 부딪혀 수천만 도까지 가열됩니다. 이렇게 높은 온도로 가열된 물질은 X선 영역에서 빛을 발합니다. 떨어지는 물질이 별의 표면과 함께 멈추는 영역은 약 100미터로 매우 작습니다. 이 핫스팟은 별의 회전으로 인해 주기적으로 시야에서 사라지고 관찰자는 이를 맥동으로 인식합니다. 이러한 물체를 X선 펄서라고 합니다.

지오로테이터. 이러한 중성자별의 회전 속도는 낮고 강착을 방지하지 못합니다. 그러나 자기권의 크기는 플라즈마가 중력에 의해 포착되기 전에 자기장에 의해 정지되는 정도입니다.

가까운 쌍성계의 구성 요소인 경우 일반 별(두 번째 구성 요소)에서 중성자로 물질이 "이동"됩니다. 질량은 임계값을 초과할 수 있습니다(M > 3×M⊙ ), 그러면 별의 중력 안정성이 침해되고 중력 수축에 저항 할 수 없으며 중력 반경 아래에서 "떠납니다"

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

블랙홀로 변합니다. rg에 대한 위의 공식에서 M은 별의 질량, c는 빛의 속도, G는 중력 상수입니다.

블랙홀은 중력장이 너무 커서 입자도 광자도 물질도 두 번째 우주 속도에 도달하여 우주 공간으로 탈출할 수 없는 물체입니다.

블랙홀은 흐름의 본질이 물리적 과정그 내부는 여전히 이론적 설명에 접근할 수 없습니다. 블랙홀의 존재는 이론적 고려에서 비롯되며 실제로는 우리 은하의 중심을 포함하여 구상 성단, 퀘이사, 거대 은하의 중심 영역에 위치할 수 있습니다.