항성: 두 판 사이의 차이

 

항성의 [[분광형]] 및 [[겉보기 등급|밝기]], 우주 공간에서의 [[고유 운동]]을 통하여 항성의 [[질량]]과 나이, [[중원소 함량|화학적 조성]] 등을 알아낼 수 있다. 이 중에서도 질량은 그 [[항성의 진화]] 및 운명을 결정하는 가장 중요한 변수이다. 질량 외에도 항성의 특징을 결정하는 요인에는 진화 과정과 [[반지름]], [[자전 주기]], [[고유 운동]], [[표면 온도]] 등이 있다. [[헤르츠스프룽-러셀 도표]]는 밝기와 표면 온도를 기준으로 항성의 분포를 나타내고 있으며, 이 도표를 통해 한 항성의 나이 및 진화 단계를 알 수 있다.

항성은 [[수소]] 및 [[헬륨]], 기타 중원소로 이루어진 [[성간 물질|성간 구름]]이 붕괴하면서 탄생한다. [[태양핵|중심핵]]이 충분히 뜨거워지면, 수소 중 일부가 [[핵융합]] 작용을 통하여 헬륨으로 전환되기 시작한다.<ref name="sunshine"> {{웹 인용 | 성 = Bahcall | 이름 = John N. | 발행일자 = 2000-06-29 | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/ | 제목 = How the Sun Shines (태양은 어떻게 빛을 내는가) | 출판사 = Nobel Foundation | 확인일자 = 2006-08-30 | lang = en }} </ref> 나머지 수소 물질은 [[대류]] 및 [[열복사|복사]] 과정을 통하여 중심핵에서 생성된 복사 에너지를 바깥쪽으로 옮긴다. 항성은 내부에서 바깥쪽으로 작용하는 [[복사압]]과 자체 [[중력]]이 균형을 이룬 상태에 있다. 중심핵에 있는 수소가 모두 소진되면, [[태양 질량]]의 0.4배<ref name="late stages"> {{웹 인용 | 성 = Richmond | 이름 = Michael | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | 제목 = Late stages of evolution for low-mass stars (질량이 작은 별들의 후기 진화 단계) | 출판사 = Rochester Institute of Technology | 확인일자 = 2006-08-04 | lang = en }} </ref>가 넘는 항성은 [[적색 거성]]으로 진화하며, 이 단계에서 항성은 여러 중원소를 중심핵 또는 중심핵 주변에서 태운다. 항성은 생의 마지막에 자신이 지닌 질량을 우주 공간으로 방출하며 [[축퇴]]된다. 방출된 물질은 이전보다 중원소 함량이 더 많으며, 이는 새로운 별을 탄생시키는 재료로 재활용된다.<ref> {{웹 인용 | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | 제목 = Stellar Evolution and Death (항성의 진화 및 죽음) | 출판사 = NASA Observatorium | 확인일자 = 2011-02-04 | lang = en | archiveurl = http://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | archivedate = 2008-02-10 }} </ref>

 

 

== 관측 역사 ==