Star Facts: 별 이름과 항성 진화의 기초

수십억 개의 은하가 있습니다. 그리고 우주에는 수십억 개의 은하가 있습니다. 지금까지 수백 개의 행성이 자신을 도는 행성이 있다는 것을 배웠습니다.

관찰의 역사

기록된 문명이 시작된 이래로 별은 종교에서 중요한 역할을 했으며 항해에 필수적인 것으로 판명되었습니다. 하늘에 대한 연구인 천문학 은 아마도 가장 오래된 과학일 것입니다. 17세기 망원경의 발명과 운동과 중력의 법칙의 발견은 별이 태양과 같으며 모두 동일한 물리 법칙을 따른다는 것을 깨닫게 했습니다. 19세기에는 사진과 분광학( 물체가 방출하는 빛의 파장에 대한 연구)을 통해 멀리서도 별의 구성과 움직임을 조사할 수 있게 되었고, 이는 천체 물리학의 발전으로 이어졌습니다. 

1937년에 최초의 전파 망원경이 제작되어 천문학자들이 별의 보이지 않는 복사선을 감지할 수 있게 되었습니다. 1961년에 출시된 최초의 감마선 망원경으로 별 폭발(초신성) 연구를 개척했습니다. 또한 1960년대에 천문학자들은 열 방출을 기반으로 별 및 기타 물체에 대한 정보를 수집하면서 풍선으로 운반되는 망원경을 사용하여 적외선 관측을 시작했습니다. 1983년에 발사된 최초의 적외선 망원경(적외선 천문 위성). 

마이크로파 방출은 1992년 NASA의 COBE(Cosmic Microwave Background Explorer) 위성으로 우주에서 처음 연구되었습니다. (마이크로파 방출은 일반적으로 젊은 우주의 기원을 조사하는 데 사용되지만 때때로 별을 연구하는 데 사용됩니다.) 1990년에 최초의 우주 기반 광학 망원경인 허블 우주 망원경 이 출시되어 가장 깊고 상세한 가시 광선을 제공했습니다. 

물론 수년에 걸쳐 (모든 파장에서) 더 발전된 관측소가 있었고 훨씬 더 강력한 관측소가 계획되어 있습니다. 몇 가지 예는 2024년 적외선 및 광학 파장 관측을 시작할 계획인 E-ELT(European Extremely Large Telescope)입니다. 또한 허블의 후계자로 알려진 NASA의 제임스 웹 우주 망원경은 적외선 파장의 별을 탐사하기 위해 2018년에 발사될 예정입니다.

 

별 네이밍

고대 문화에서는 하늘에서 사람, 동물 또는 일반적인 물건과 유사한 패턴을 보았습니다. 별자리 는 그리스 신화의 영웅인 오리온 헌터와 같이 신화의 인물을 나타내기 위해 온 것입니다. 천문학자들은 이제 별의 이름을 지정할 때 별자리를 자주 사용합니다. 천체에 이름 을 부여 하는 세계 권위자인 국제천문연맹(International Astronomical Union)은 공식적으로 88개의 별자리를 인정 합니다. 일반적으로 별자리에서 가장 밝은 별에는 학명의 일부로 그리스 알파벳의 첫 글자인 "알파"가 있습니다. 별자리에서 두 번째로 밝은 별은 일반적으로 "베타"로 지정되고 세 번째로 밝은 "감마"로 지정되며 모든 그리스 문자가 사용될 때까지 계속해서 숫자 지정이 뒤따릅니다.

- 별의 숫자는 고대부터 들린 이름이 베텔기우스를 예를 들어, 아랍어, 수단 "거인의 손 (또는 겨드랑이)". 오리온자리에서 가장 밝은 별이며 학명은 오리온자리 알파입니다. 또한 수년에 걸쳐 여러 천문학자들이 고유한 번호 매기기 시스템을 사용하는 별 목록을 편집했습니다. 천체 사진의 선구자의 이름을 따서 명명된 Henry Draper 카탈로그는 272,150개의 별에 대한 분광 분류 및 대략적인 위치를 제공하며 반세기 넘게 천문학계에서 널리 사용되었습니다. 카탈로그에는 베텔게우스가 HD 39801로 지정되어 있습니다.

우주에는 별이 너무 많기 때문에 IAU는 새로 발견된 별에 대해 다른 시스템을 사용합니다. 대부분은 별의 유형을 나타내는 약어로 구성되거나 별에 대한 정보를 나열하는 카탈로그와 기호 그룹으로 구성됩니다. 예를 들어, PSR J1302-6350은 펄서이므로 PSR입니다. J는 J2000으로 알려진 좌표계가 사용 중임을 밝히고 1302 및 6350은 지구에서 사용되는 위도 및 경도 코드와 유사한 좌표입니다.

최근 몇 년 동안 IAU는 천문학계에서 별의 이름 지정 과정에 대중을 포함시키라는 요구에 따라 여러 별의 이름을 공식화했습니다. IAU는 2015년 "Name ExoWorlds" 대회 에서 14개의 별 이름을 공식화했으며 , 전 세계 과학 및 천문학 클럽의 제안을 받았습니다.

그런 다음 2016년에 IAU는 227개의 별 이름을 승인 했으며 대부분 고대로부터 힌트를 얻어 결정을 내렸습니다. 목표는 별 이름과 철자의 변형을 줄이는 것이었습니다(예: "Formalhaut"에는 30개의 변형이 기록되어 있음). 그러나 오래된 이름인 "Alpha Centauri"는 불과 4광년에 불과한 행성이 있는 유명한 항성계를 나타냅니다. 지구에서 – Rigel Kentaurus로 대체되었습니다.

 

 

 

젊고 반짝이는 별들의 집합체는 공중 폭발처럼 보입니다. 성단은 새로운 별 형성의 원료인 성간 가스와 먼지 구름으로 둘러싸여 있습니다. 용골자리 방향으로 20,000광년 떨어져 있는 이 성운은 NGC 3603이라고 불리는 거대하고 뜨거운 별들의 중심 성단을 포함하고 있습니다.(이미지 제공: NASA, ESA, R., F. Paresce, E. Young, WFC3 과학 감독 위원회 및 허블 유산 팀)

별 형성

별은 전체 또는 거의 전체가 수소와 헬륨으로 구성된 거대하고 천천히 회전하는 구름에서 발전합니다. 자체 중력으로 인해 뒤에 있는 구름은 안쪽으로 무너지며 수축함에 따라 점점 더 빠르게 회전하여 바깥쪽 부분은 원반이 되고 가장 안쪽 부분은 대략 구형 덩어리가 됩니다. NASA에 따르면 이 붕괴되는 물질은 더 뜨거워지고 밀도가 높아져 공 모양의 원시별을 형성합니다.. 원시별의 열과 압력이 약 화씨 180만도(섭씨 100만도)에 도달하면 일반적으로 서로 반발하는 원자핵이 서로 융합하기 시작하고 별이 점화됩니다. 핵융합은 이러한 원자의 소량의 질량을 엄청난 양의 에너지로 변환합니다. 예를 들어, 1g의 질량을 완전히 에너지로 변환하면 대략 22,000톤의 TNT가 폭발하는 것과 같습니다.

별의 진화

별의 수명 주기는 대부분 초기 질량을 기반으로 한 패턴을 따릅니다. 여기에는 태양 질량의 절반에서 8배인 태양과 같은 중간 질량 별, 태양 질량의 8배 이상인 높은 질량 별, 크기가 태양 질량의 10분의 1에서 1/2인 낮은 질량 별이 포함됩니다. 별의 질량이 클수록 일반적으로 수명이 짧아집니다 . 태양 질량의 10분의 1보다 작은 물체는 핵융합을 일으키기에 충분한 중력을 가지고 있지 않습니다. 일부는 갈색 왜성으로 알려진 실패한 별이 될 수 있습니다 .

중간 질량의 별은 표면 온도가 약 6,750F(3,725C)인 원시성으로 붕괴하는 데 약 100,000년이 걸리는 구름으로 시작합니다. 수소 융합이 시작된 후 결과는 T-Tauri 별 , 밝기가 변동하는 변광성입니다. 이 별은 핵융합에 의해 생성된 에너지에 의한 팽창이 중력에 의한 수축과 균형을 이룰 때까지 약 1천만 년 동안 계속해서 붕괴하고, 그 이후 에는 중심핵에서 모든 에너지를 수소 핵융합으로 얻는 주계열성 이 됩니다 .

그러한 별의 질량이 클수록 수소 연료를 더 빨리 사용하고 주계열에 머무는 시간이 짧아집니다. 핵의 모든 수소가 헬륨으로 융합된 후, 별은 빠르게 변합니다. 핵 복사에 저항하지 않으면 중력은 즉시 물질을 별의 핵으로 부수어 빠르게 별을 가열합니다. 이로 인해 별의 외부 층이 엄청나게 팽창하고 냉각되면서 붉게 빛나며 별을 적색 거성으로 만듭니다. 헬륨은 핵에서 함께 융합하기 시작하고 일단 헬륨이 없어지면 핵은 수축하고 뜨거워져 별을 한 번 더 확장하지만 이전보다 더 푸르고 밝게 만들어 가장 바깥쪽 층을 날려 버립니다. 팽창하는 가스 껍질이 사라진 후 남은 핵은 백색 왜성이다.탄소와 산소로 대부분 구성되어 있으며 초기 온도는 약 180,000°F(100,000°C)입니다. 백색 왜성은 핵융합을 위한 연료가 남아 있지 않기 때문에 수십억 년에 걸쳐 점점 더 냉각 되어 감지할 수 없을 정도로 희미한 흑색 왜성이 됩니다. (우리 태양은 약 50억년 후에 주계열을 떠날 것입니다.)

질량이 큰 별은 빠르게 형성되고 죽는다. 이 별들은 원시별에서 불과 10,000~100,000년 만에 형성됩니다. 주계열에 있는 동안, 그것들은 뜨겁고 파랗고 태양보다 약 1,000~100만 배 더 밝으며 대략 10배 더 넓습니다. 그들이 주계열을 떠날 때 그들은 밝은 적색 초거성이 되고 결국 탄소를 더 무거운 원소로 융합시킬 만큼 충분히 뜨거워집니다. 약 10,000년 간의 그러한 핵융합 후에, 그 결과 약 6,000km 너비의 철핵이 생성되었으며, 더 이상의 핵융합은 핵을 방출하는 대신 에너지를 소비할 것이기 때문에 별의 핵복사가 더 이상 저항할 수 없기 때문에 그 별은 멸망할 것입니다. 중력.

NASA에 따르면 별의 질량이 태양 질량의 1.4배 이상에 도달하면 전자 압력이 핵을 지탱할 수 없다고 합니다. 결과는 초신성입니다. 중력으로 인해 코어가 붕괴되어 코어 온도가 거의 화씨 180억 도(섭씨 100억 도)까지 상승하여 철이 중성자와 중성미자로 분해됩니다. 약 1초 안에 핵은 약 10km 너비로 줄어들고 마치 고무공처럼 튕겨져 나가 별을 통해 충격파를 보내 외부 층에서 핵융합이 일어나게 합니다. 그런 다음 별은 소위 유형 II 초신성으로 폭발합니다. 나머지 항성핵의 크기가 태양질량의 약 3배보다 작으면 중성자별 이 된다.거의 전체가 중성자로 구성되어 있으며, 탐지 가능한 전파 펄스를 방출하는 회전하는 중성자 별을 펄서라고 합니다. 항성 핵이 태양 질량의 약 3배보다 크다면 알려진 힘이 자체 중력에 대항하여 지지할 수 없으며 붕괴되어 블랙홀 을 형성합니다 .

우주는 단지이기 때문에 - 낮은 질량의 별은 1000 억 조 1 년 동안 주 계열성으로 빛날 수 있도록 느리게 수소 연료를 사용 에 대한 13,700,000,000년 된 더 낮은 질량의 별이 없다,이 수단 항공 우주국 (NASA)에 따르면, 죽었습니다. 그러나 천문학자들은 적색 왜성으로 알려진 이 별들이 수소 이외의 어떤 것도 융합하지 않을 것이라고 계산합니다 . 이는 그들이 결코 적색 거성이 되지 않을 것임을 의미합니다. 대신, 그들은 결국 냉각되어 백색 왜성이 된 다음 흑색 왜성이 될 것입니다.

 

이진성 및 기타 배수

우리 태양계에는 하나의 별만 있지만 우리 태양과 같은 대부분의 별은 단독이 아니라 두 개의 별이 서로 공전하는 쌍성이거나 더 많은 별이 포함된 배수입니다. 사실, 우리 태양과 같은 별의 3분의 1만이 단일이고 2/3는 배수입니다. 예를 들어, 우리 태양계에 가장 가까운 이웃인 프록시마 센타우리 는 알파 센타우리 A와 알파를 포함하는 다중 시스템의 일부입니다. Centauri B. 그래도 우리 태양과 같은 G급 별은 우리가 보는 모든 별의 약 7%만을 차지 합니다. Charles J에 따르면 일반적으로 우리은하의 약 30%는 다중 이며 나머지는 단일입니다. 천체 물리학을 위한 Harvard-Smithsonian 센터의 Lada.

쌍성은 두 개의 원시성이 서로 가까이 형성될 때 발생합니다. 이 쌍의 한 구성원은 서로 충분히 가까워지면 동반자에게 영향을 미칠 수 있으며, 이를 대량 전달이라고 하는 과정에서 물질을 제거할 수 있습니다. 구성원 중 하나가 중성자별이나 블랙홀 뒤에 남는 거성인 경우 X선 쌍성 이 형성될 수 있으며, 여기서 항성 잔해의 동반자로부터 끌어온 물질은 100만 F(555,500C) 이상으로 매우 뜨거워질 수 있습니다. 그리고 엑스레이를 방출합니다. 쌍성에 백색 왜성이 포함되어 있으면 동반자로부터 백색 왜성 표면으로 끌어당겨진 가스가 신성 이라고 불리는 섬광에서 격렬하게 융합할 수 있습니다.. 때때로, 왜소가 붕괴하기에 충분한 가스가 축적되어 탄소가 거의 즉시 융합되고 왜소는 몇 달 동안 은하를 능가할 수 있는 유형 I 초신성에서 폭발합니다.

별의 특성

명도

천문학자들은 별의 밝기를 크기와 광도 를 기준으로 설명 합니다.

별의 등급은 기원전 125년경 그리스의 천문학자 히파르코스가 고안한 2,000년 이상의 규모를 기반으로 합니다.. 그는 지구에서 본 밝기에 따라 별들의 그룹에 번호를 매겼습니다. 가장 밝은 것은 1등성, 그 다음으로 밝은 것은 2등성, 6등성까지는 가장 희미하게 보이는 별이라고 했습니다. 오늘날 천문학자들은 지구에서 본 별의 밝기를 겉보기 등급으로 언급하지만, 지구와 별 사이의 거리가 별에서 보는 빛에 영향을 줄 수 있기 때문에 이제 절대 등급이라는 용어를 사용하여 별의 실제 밝기를 설명하기도 합니다. 이것은 겉보기 등급이 지구에서 10파섹 또는 32.6광년이면 얼마가 될 것인지에 의해 정의됩니다. 등급 척도는 이제 6보다 크고 1보다 작으며 심지어 음수로 내려가기도 합니다. 밤하늘에서 가장 밝은 별은 시리우스 이며 겉보기 등급은 -1.46입니다.

광도는 별의 힘, 즉 에너지를 방출하는 속도입니다. 전력은 일반적으로 와트로 측정되지만(예: 태양의 광도는 400조 와트입니다) 별의 광도는 일반적으로 태양의 광도로 측정됩니다. 예를 들어, Alpha Centauri A는 태양보다 약 1.3배 밝습니다. 절대 등급에서 광도를 알아내려면 절대 등급에서 5의 차이가 광도 등급에서 100배에 해당한다고 계산해야 합니다. 예를 들어 절대 등급이 1인 별은 별보다 100배 더 밝습니다. 절대등급이 6인 별.

별의 밝기는 표면 온도와 크기에 따라 다릅니다.

색상

별은 붉은색에서 노란색, 파란색에 이르기까지 다양한 색상으로 나타납니다. 별의 색은 표면 온도에 따라 다릅니다.

별은 단일 색상을 가지고 있는 것처럼 보이지만 실제로는 전파 및 적외선에서 자외선 및 감마선에 이르기까지 모든 것을 포함하는 광범위한 색상 스펙트럼을 방출합니다. 다른 원소나 화합물은 빛의 다른 색이나 파장을 흡수하고 방출하며, 별의 스펙트럼을 연구하면 그 구성이 무엇인지 추측할 수 있습니다.

표면 온도

천문학자들은 켈빈 (Kelvin) 이라는 단위로 별의 온도를 측정하는데 , 영하 273.15도(섭씨 영하 273.15도), 즉 화씨 영하 459.67도에 해당하는 0K(절대 영도)의 온도로 측정합니다. 짙은 적색 별의 표면 온도는 약 2,500K(2,225도)입니다. C 및 4,040F); 밝은 빨간색 별, 약 3,500K(3,225C 및 5,840F); 태양 및 기타 노란색 별, 약 5,500K(5,225C 및 9,440F); 파란색 별, 약 10,000K(9,725C 및 17,540F) ~ 50,000K(49,725C 및 89,540F).

별의 표면 온도는 부분적으로 질량에 따라 달라지며 밝기와 색상에 영향을 줍니다. 구체적으로, 별의 광도는 온도의 4승에 비례합니다. 예를 들어, 두 개의 별이 크기는 같지만 하나가 다른 별보다 2배 더 뜨겁다면 전자는 후자보다 16배 더 밝을 것입니다.

크기

천문학자들은 일반적으로 우리 태양의 반지름으로 별의 크기를 측정합니다. 예를 들어, Alpha Centauri A의 반지름은 1.05 태양 반지름(반지름의 복수)입니다. 별의 크기는 너비가 20km에 불과한 중성자별부터 태양 지름의 약 1,000배에 달하는 초거성까지 다양합니다.

별의 크기는 밝기에 영향을 미칩니다. 특히, 광도는 반지름의 제곱에 비례합니다. 예를 들어 두 별의 온도가 같을 때 한 별의 너비가 다른 별의 두 배라면 전자는 후자보다 4배 더 밝습니다.

대량의

천문학자들은 별의 질량을 태양 질량 , 즉 우리 태양 의 질량으로 나타냅니다 . 예를 들어, Alpha Centauri A는 1.08 태양 질량입니다.

비슷한 질량을 가진 별은 밀도가 다르기 때문에 크기가 비슷하지 않을 수 있습니다. 예를 들어, 시리우스 B는 질량이 태양과 거의 같지만 밀도는 90,000배이고 지름은 50분의 1에 불과합니다.

별의 질량은 표면 온도에 영향을 미칩니다.

자기장

별은 전기를 띤 기체의 소용돌이치는 회전하는 공이므로 일반적으로 자기장을 생성합니다. 태양의 경우, 연구원들은 자기장이 작은 영역에 고도로 집중되어 흑점에서 플레어 및 코로나 질량 방출로 알려진 장엄한 분출에 이르기까지 다양한 기능을 생성할 수 있음을 발견했습니다. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics의 최근 조사에 따르면 평균 항성 자기장 은 별의 자전 속도에 따라 증가하고 별이 노화됨에 따라 감소합니다.

금속성

별의 금속성 은 그것이 가지고 있는 " 금속 " 의 양 , 즉 헬륨보다 무거운 원소 의 양을 측정합니다 .

금속성에 따라 3세대 별이 존재할 수 있습니다. 천문학자들은 "금속"이 없는 우주에서 태어난 가장 오래된 세대인 인구 III 별을 아직 발견하지 못했습니다. 이 별들이 죽었을 때, 그들은 무거운 원소들을 우주로 방출했는데, Population II 별들은 상대적으로 적은 양을 포함시켰습니다. 이들 중 다수가 죽었을 때 더 많은 중원소를 방출했으며, 우리 태양과 같은 가장 어린 1인구 별은 가장 많은 양의 중원소를 함유하고 있습니다.

별 분류

별은 일반적으로 Morgan-Keenan 또는 MK 시스템으로 알려진 스펙트럼에 따라 분류됩니다. 8개의 스펙트럼 등급이 있으며 각각은 표면 온도의 범위와 유사하며 가장 뜨거운 것부터 가장 낮은 것까지 O, B, A, F, G, K, M 및 L입니다. 각 스펙트럼 등급은 또한 10개의 스펙트럼 유형으로 구성되며, 가장 더운 곳의 숫자 0에서 가장 추운 곳의 숫자 9까지 다양합니다.

별은 또한 Morgan-Keenan 시스템에서 광도에 따라 분류됩니다. 가장 크고 가장 밝은 등급의 별은 가장 낮은 숫자를 가지며 로마 숫자로 표시됩니다. Ia는 밝은 초거성입니다. Ib, 초거성; II, 밝은 거인; III, 거인; IV, 준거성; 및 V, 주계열 또는 왜성.

완전한 MK 지정에는 스펙트럼 유형과 광도 등급이 모두 포함됩니다. 예를 들어 태양은 G2V입니다.

 

별 구조

별의 구조는 종종 양파와 같은 일련의 얇은 중첩 껍질 로 생각할 수 있습니다 .

별은 일생의 대부분을 주계열성으로, 중심핵, 복사대, 대류대 , 광구, 채층, 코로나로 구성됩니다. 핵은 별에 동력을 공급하기 위해 모든 핵융합이 일어나는 곳입니다. 복사 구역에서 이러한 반응의 에너지는 전구의 열처럼 복사에 의해 외부로 전달되는 반면, 대류 구역에서는 헤어드라이어의 뜨거운 공기와 같이 소용돌이치는 뜨거운 가스에 의해 에너지가 전달됩니다. 태양 질량의 몇 배 이상인 무거운 별은 중심핵에서 대류성 , 외층에서 복사성인 반면, 태양에 필적하는 질량 이하의 별은 중심핵에서 복사성, 외층에서 대류성입니다. 분광형 A의 중간질량 별은 전체에 걸쳐 복사성일 수 있다.

이러한 영역 뒤에는 가시광선을 방출하는 별의 일부인 광구(photosphere )가 나타납니다. 이는 종종 별의 표면이라고 합니다. 그 다음은 채층입니다. 그곳에서 발견되는 모든 수소 때문에 붉게 보이는 층입니다. 마지막으로, 별 대기의 가장 바깥쪽 부분은 코로나로, 매우 뜨겁다 면 외부 층의 대류와 연결될 수 있습니다 .