별은 주로 수소와 헬륨 가스로 구성됩니다. 그들은 크기, 광도 및 온도가 극적으로 다양하며 수십억 년 동안 살아가며 여러 단계를 거치고 있습니다. 우리의 태양은 은하수를 덮고있는 수 천억 개의 별 중 하나 인 전형적인 별입니다.
별의 수명주기는 잘 정의 된 여러 단계로 구성됩니다.
출생
별은 구름을 의미하는 라틴어 인 성운 (nebulae)이라고 불리는 거대한 은하계 "보육원"에서 태어납니다. 성운은 수백 개의 별을 생성 할 수있는 빽빽한 먼지와 가스 구름입니다. 성운의 일부 지역에서는 가스와 먼지가 덩어리로 모입니다.
이 덩어리 중 하나가 너무 많은 질량을 축적하여 자체 중력에 의해 붕괴 될 때 새로운 별이 발생합니다. 응축 구름의 밀도가 증가하면 온도가 크게 상승합니다. 결국 온도가 너무 높아져 핵융합이 일어나 원시 별이라고하는 "유아"별이 형성됩니다.
메인 시퀀스 별
원형 별이 주변 가스와 먼지 구름에서 충분한 질량을 모으면 주 계열성이됩니다. 주 계열 별은 수소 원자를 융합하여 핵융합으로 알려진 과정에서 헬륨을 생성합니다. 별은이 단계에서 수십억 년 동안 존재할 수 있습니다. 우리 태양은 현재 메인 시퀀스 단계에 있습니다.
별의 광도는 질량에 크게 좌우됩니다. 주 계열성의 질량이 클수록 더 많은 광도를 보여줄 것입니다. 주 계열 별의 색상은 별의 온도를 나타냅니다. 더 뜨거운 별은 파란색 또는 흰색으로 표시되고 차가운 별은 빨간색 또는 주황색으로 표시됩니다. 별의 질량도 수명에 영향을 미칩니다. 별의 질량이 많을수록 수명이 짧아집니다.
레드 자이언츠
수십억 년 동안 연소 된 후, 주 계열성 별은 핵융합을 통해 대부분의 수소가 헬륨으로 전환됨에 따라 결국 연료 공급을 고갈시킬 것입니다. 별의 수명주기 중이 시점에서 과도한 헬륨으로 인해 별의 온도가 상승합니다. 이것이 발생하면 별은 팽창하여 적색 거성이됩니다.
적색 거성은 밝은 빨간색입니다. 그들은 또한 주 계열성보다 더 크고 훨씬 더 밝습니다. 적색 거성의 핵이 중력의 힘으로 계속 붕괴됨에 따라 나머지 헬륨 공급량을 탄소로 전환 할 수있을만큼 밀도가 높아질 것입니다. 이것은 별이 죽을 때까지 약 1 억년에 걸쳐 일어난다. 질량이 별의 광도를 결정하는 것처럼 별의 죽음도 결정합니다.
백색 왜성
질량이 낮은 주 계열성들은 궁극적으로 백색 왜성이된다. 적색 거성이 헬륨 공급을 통해 태워지면 별은 질량을 잃을 것입니다. 남은 탄소 코어는 백색 왜성이 될 때까지 수십억 년 동안 계속 냉각되고 광도가 감소합니다.
결국 백색 왜성은 에너지 생산을 중단하고 어두워 져서 흑 왜성이 될 것이다. 백색 왜성은 적색 거성보다 작고 밀도가 높으며 빛이 적습니다. 백색 왜성의 밀도가 너무 커서 백색 왜성 물질 한 스푼만으로도 몇 톤의 무게가 나갑니다.
초신성
질량이 더 높은 주 계열성들은 초신성이라고 불리는 극적이고 격렬한 폭발로 죽게되어 있습니다. 이 별들이 헬륨 공급을 통해 타 오르면 남은 탄소 코어는 결국 철로 전환됩니다. 이 철심은 물질이 표면에서 튀어 나오기 시작하는 지점에 도달 할 때까지 자체 무게로 붕괴됩니다.
이런 일이 발생하면 거대한 폭발이 발생하여 때때로 전체 은하계의 광도와 동일한 빛의 섬광을 생성합니다. 일부 초신성 폭발 중에 양성자와 전자가 결합하여 중성자를 형성합니다. 이것은 차례로 중성자 별이라고 불리는 극도로 밀도가 높은 별의 형성으로 이어집니다.