별은 매우 다를 수 있습니다: 작고 큰 것, 밝고 별로 밝지 않은 것, 늙음과 젊음, 뜨겁고 "차가움", 흰색, 파란색, 노란색, 빨간색 등.
헤르츠스프룽-러셀 다이어그램을 사용하면 별의 분류를 이해할 수 있습니다.
이는 별의 절대등급, 광도, 분광형, 표면 온도 사이의 관계를 보여줍니다. 이 다이어그램의 별은 무작위로 위치하지 않고 명확하게 보이는 영역을 형성합니다.
대부분의 별은 소위 말하는 것입니다. 주 서열. 주계열이 존재하는 이유는 수소 연소 단계가 대부분의 별 진화 시간의 약 90%를 차지하기 때문입니다. 별의 중심 영역에서 수소가 연소되면 등온의 헬륨 핵이 형성됩니다. 적색거성 단계로의 전환과 별이 주계열성에서 이탈하는 과정. 적색 거성의 상대적으로 짧은 진화는 질량에 따라 백색 왜성, 중성자 별 또는 블랙홀의 형성으로 이어집니다.
별은 진화 발달의 다양한 단계에 있기 때문에 일반 별, 왜소 별, 거성으로 구분됩니다.
일반 별은 주 계열 별입니다. 여기에는 우리 태양이 포함됩니다. 때로는 태양과 같은 일반적인 별을 황색왜성이라고 부르기도 합니다.
황색 왜성
황색 왜성은 질량이 태양 질량의 0.8~1.2배이고 표면 온도가 5000~6000K인 작은 주계열성 유형입니다.
황색왜성의 수명은 평균 100억년이다.
수소 공급이 모두 연소되면 별의 크기가 여러 번 증가하고 적색 거성으로 변합니다. 이러한 유형의 별의 예는 알데바란입니다.
적색 거성은 외부 가스층을 방출하여 행성상 성운을 형성하고, 핵은 작고 밀도가 높은 백색 왜성으로 붕괴됩니다.
적색거성은 붉은색이나 주황색을 띠는 큰 별이다. 그러한 별의 형성은 별 형성 단계와 그 존재의 후기 단계 모두에서 가능합니다.
초기 단계에서 별은 압축 중에 방출된 중력 에너지로 인해 복사를 하고, 시작된 열핵 반응에 의해 압축이 중단됩니다.
별 진화의 후기 단계에서, 핵에서 수소가 연소된 후 별은 주계열을 떠나 헤르츠스프룽-러셀 도표에 나타난 적색거성 및 초거성 영역으로 이동합니다. 이 단계는 전체 주기의 약 10% 동안 지속됩니다. 별의 "활성" 수명, 즉 진화 단계 , 별 내부에서 핵합성 반응이 일어나는 시간.
거성은 표면 온도가 약 5000도 정도로 상대적으로 낮습니다. 800 태양에 도달하는 거대한 반경과 이러한 큰 크기로 인해 엄청난 광도. 최대 방사선은 스펙트럼의 적색 및 적외선 영역에서 발생하므로 적색 거성이라고 불립니다.
거인 중 가장 큰 것이 적색초거성으로 변합니다. 오리온자리에 있는 베텔게우스라는 별은 적색초거성의 가장 눈에 띄는 예입니다.
왜소성은 거인성과 정반대이며 그 다음이 될 수도 있습니다.
백색왜성은 적색거성 단계를 통과한 후 질량이 태양질량의 1.4배 미만인 평범한 별의 잔존물이다.
수소가 부족하기 때문에 그러한 별의 핵심에서는 열핵 반응이 일어나지 않습니다.
백색 왜성은 밀도가 매우 높습니다. 크기는 지구보다 크지 않지만 질량은 태양의 질량과 비교할 수 있습니다.
이들은 엄청나게 뜨거운 별이며 온도는 100,000도 이상에 이릅니다. 그들은 남은 에너지를 사용하여 빛을 발하지만 시간이 지남에 따라 에너지가 고갈되고 핵이 냉각되어 흑색왜성으로 변합니다.
적색왜성은 우주에서 가장 흔한 항성형 물체이다. 그 수에 대한 추정치는 은하계 전체 별 수의 70~90%로 다양합니다. 그들은 다른 별들과는 상당히 다릅니다.
적색 왜성의 질량은 태양 질량의 3분의 1을 초과하지 않으며(질량의 하한은 태양 0.08, 갈색 왜성이 뒤따름), 표면 온도는 3500K에 이릅니다. 적색 왜성의 스펙트럼 등급은 M 또는 후기 K입니다. 이 유형의 빛은 매우 적은 양의 빛을 방출하며 때로는 태양보다 10,000배 더 작습니다.
방사선량이 적기 때문에 적색왜성 중 어느 것도 지구에서 육안으로 볼 수 없습니다. 태양에 가장 가까운 적색 왜성인 프록시마 센타우리(태양에 가장 가까운 삼중계 별)와 가장 가까운 단일 적색 왜성인 바너드별의 겉보기 등급은 각각 11.09등급과 9.53등급입니다. 이 경우 육안으로 최대 7.72등급의 별을 관찰할 수 있습니다.
낮은 수소 연소율로 인해 적색 왜성은 수백억 년에서 수십조 년에 이르는 매우 긴 수명을 가지고 있습니다. (0.1 태양 질량의 적색 왜성은 10조 년 동안 연소됩니다.)
적색왜성에서는 헬륨을 포함한 열핵반응이 불가능하므로 적색거성으로 변할 수 없습니다. 시간이 지남에 따라 수소 연료의 전체 공급량을 다 소모할 때까지 점차적으로 수축되고 가열됩니다.
점차적으로 이론적 개념에 따르면 그들은 가상의 별 클래스인 청색 왜성으로 변하는 반면, 적색 왜성 중 어느 것도 아직 청색 왜성으로 변한 다음 헬륨 코어를 가진 백색 왜성으로 변한 적이 없습니다.
갈색왜성 - 준성체(질량은 태양질량의 약 0.01~0.08, 각각 목성의 질량은 12.57~80.35이고 직경은 목성의 직경과 거의 동일), 그 깊이는 주계열과 대조됩니다. 별에서는 수소가 헬륨으로 전환되는 열핵융합 반응이 없습니다.
주계열성의 최소 온도는 약 4000K이고, 갈색왜성의 온도는 300~3000K 범위에 있습니다. 갈색왜성은 일생 동안 지속적으로 냉각되며, 왜성이 클수록 냉각 속도가 느려집니다.
준갈색왜성
준갈색왜성, 또는 갈색준왜성은 갈색왜성의 질량 한계보다 낮은 차가운 형성체입니다. 그들의 질량은 대략 태양 질량의 1/100, 즉 목성의 질량의 12.57보다 작으며, 하한은 정의되지 않습니다. 과학계는 무엇이 행성이고 무엇이 준갈색왜성인지에 대한 최종 결론에 아직 이르지 못했지만 일반적으로 행성으로 간주됩니다.
흑색왜성
흑색 왜성은 냉각되어 가시광선 범위에서 방출하지 않는 백색 왜성입니다. 백색 왜성 진화의 마지막 단계를 나타냅니다. 흑색 왜성의 질량은 백색 왜성과 마찬가지로 태양 질량의 1.4배 이상으로 제한됩니다.
쌍성은 공통 질량 중심을 공전하는 중력으로 묶인 두 개의 별입니다.
때때로 3개 이상의 별들로 구성된 시스템이 있는데, 이러한 일반적인 경우 시스템을 다중별이라고 부릅니다.
이러한 항성계가 지구에서 그리 멀지 않은 경우에는 망원경을 통해 개별 별을 구별할 수 있습니다. 거리가 멀면 천문학자들은 이중별이 간접적인 기호(한 별과 다른 별의 주기적인 일식으로 인한 밝기 변동)로만 볼 수 있다는 것을 이해할 수 있습니다.
새로운 별
광도가 갑자기 10,000배로 증가하는 별. 신성은 백색 왜성과 주계열에 위치한 동반성으로 구성된 쌍성계이다. 이러한 계에서는 별에서 나온 가스가 점차 백색 왜성으로 흘러가다가 주기적으로 그곳에서 폭발하여 폭발적인 광도를 일으킵니다.
초신성
초신성은 치명적인 폭발 과정에서 진화가 끝나는 별입니다. 이 경우 플레어는 신성의 경우보다 몇 배 더 커질 수 있습니다. 이러한 강력한 폭발은 진화의 마지막 단계에서 별에서 일어나는 과정의 결과입니다.
중성자별
중성자별(NS)은 질량이 태양의 1.5배 정도이고 크기가 백색 왜성보다 눈에 띄게 작은 항성체입니다. 중성자별의 일반적인 반경은 대략 10~20km 정도로 추정됩니다.
그들은 주로 중력에 의해 단단히 압축된 중성 아원자 입자(중성자)로 구성됩니다. 그러한 별의 밀도는 매우 높으며 비교할 수 있으며 일부 추정에 따르면 원자핵의 평균 밀도보다 몇 배 더 높을 수 있습니다. 1입방센티미터의 NS 물질의 무게는 수억 톤에 이릅니다. 중성자별 표면의 중력은 지구보다 약 1000억 배 더 높습니다.
과학자들에 따르면 우리 은하에는 1억에서 10억 개의 중성자별, 즉 보통 별 1000개당 약 1개가 존재할 수 있다고 합니다.
펄서
펄서는 주기적인 폭발(펄스)의 형태로 지구로 오는 전자기 방사선의 우주 소스입니다.
지배적인 천체 물리학 모델에 따르면, 펄서는 회전축에 대해 기울어진 자기장을 가지고 회전하는 중성자별입니다. 지구가 이 복사에 의해 형성된 원뿔 모양으로 떨어지면 별의 공전 주기와 동일한 간격으로 반복되는 복사 펄스를 감지할 수 있습니다. 일부 중성자별은 초당 최대 600회 회전합니다.
세페이드
세페이드는 주기-광도 관계가 매우 정확한 맥동 변광성 계열로 세페이드 델타(Delta Cephei)의 이름을 따서 명명되었습니다. 가장 유명한 세페이드 중 하나는 폴라리스입니다.
물론 간략한 특성을 지닌 별의 주요 유형(유형)에 대한 주어진 목록은 우주에서 가능한 모든 다양한 별을 소진하지 않습니다.
우리는 우리 행성 외에, 태양계 외에 다른 생명체가 있을지도 모른다고 결코 생각하지 않습니다. 아마도 파란색, 흰색, 빨간색, 또는 노란색 별을 공전하는 행성 중 하나에 생명체가 있을 수도 있습니다. 아마도 이와 같은 행성에 같은 사람들이 살고 있지만 우리는 아직 그것에 대해 아무것도 모릅니다. 우리의 위성과 망원경은 생명체가 있을 수 있는 수많은 행성을 발견했지만, 이 행성들은 수만 광년, 심지어 수백만 광년 떨어져 있습니다.
청색 낙오성(Blue 낙오성)은 파란색을 띠는 별이다.
구상성단에 위치한 별은 일반 별보다 온도가 높고 비슷한 광도를 가진 성단에 비해 스펙트럼이 청색 영역으로 크게 이동하는 특징을 갖는 별을 청색 낙오성이라고 합니다. 이 기능을 사용하면 Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 이 성단의 다른 별에 비해 눈에 띄게 됩니다. 그러한 별의 존재는 별의 진화에 관한 모든 이론을 반박하며, 그 핵심은 같은 기간에 발생한 별이 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 잘 정의된 영역에 위치할 것으로 예상된다는 것입니다. 이 경우 별의 정확한 위치에 영향을 미치는 유일한 요소는 초기 질량입니다. 위 곡선 외부에 파란색 낙오자가 자주 나타나는 것은 변칙적인 항성 진화와 같은 것이 존재함을 확인할 수 있습니다. 
발생의 본질을 설명하려는 전문가들은 몇 가지 이론을 제시했습니다. 그 중 가장 가능성이 높은 것은 이 푸른 별들이 과거에 두 배였으며 그 후 합병 과정을 시작했거나 현재 진행 중이라는 것을 나타냅니다. 두 별이 합쳐지면 같은 나이의 별보다 질량, 밝기, 온도가 훨씬 더 큰 새로운 별이 탄생합니다.
이 이론이 어떻게든 옳다는 것이 입증될 수 있다면 항성 진화 이론에는 청색 낙오자 문제가 없을 것입니다. 생성된 별은 더 많은 양의 수소를 갖게 되며 이는 젊은 별과 유사하게 행동하게 됩니다. 이 이론을 뒷받침하는 사실이 있습니다. 관측에 따르면 낙오성단은 구상성단의 중심 지역에서 가장 흔히 발견된다. 단위 부피 별의 수가 많기 때문에 가까운 통로나 충돌이 발생할 가능성이 더 높아집니다.
이 가설을 검증하려면 청색 낙오자의 맥동을 연구할 필요가 있습니다. 합쳐진 별과 일반적으로 맥동하는 변광성의 천체지진학적 특성 사이에는 약간의 차이가 있을 수 있습니다. 맥동을 측정하는 것이 매우 어렵다는 점은 주목할 가치가 있습니다. 이 과정은 또한 별이 빛나는 하늘의 과밀화, 파란색 낙오자의 맥동의 작은 변동 및 변수의 희귀성으로 인해 부정적인 영향을 받습니다.
합병의 한 예는 2008년 8월에 관찰될 수 있는데, 그러한 사고가 물체 V1309에 영향을 미쳤을 때 그 밝기는 발견 후 수만 배 증가했고 몇 달 후에 원래 값으로 돌아왔습니다. 6년간의 관찰 결과, 과학자들은 이 물체가 서로 공전하는 주기가 1.4일인 두 개의 별이라는 결론에 도달했습니다. 이러한 사실로 인해 과학자들은 2008년 8월에 두 별이 합쳐지는 과정이 일어났다고 믿게 되었습니다.
파란색 낙오자는 높은 토크가 특징입니다. 예를 들어, 큰부리자리 47개 성단의 중앙에 위치한 별의 회전 속도는 태양의 회전 속도보다 75배 빠릅니다. 가설에 따르면, 이들의 질량은 성단에 위치한 다른 별들의 질량보다 2~3배 더 큽니다. 또한 연구를 통해 파란색 별이 다른 별과 가까이 있으면 다른 별의 산소와 탄소 비율이 이웃 별보다 낮다는 사실이 밝혀졌습니다. 아마도 별은 궤도를 따라 움직이는 다른 별에서 이러한 물질을 끌어 당겨 밝기와 온도가 증가합니다. "강탈된" 별에서는 원래 탄소가 다른 원소로 변환되는 과정이 발생한 장소가 발견됩니다.
푸른 별의 이름 - 예
리겔, 감마 파랄리스, 알파 기린, 제타 오리오니스, 타우 카니스 메이저리스, 제타 퍼피스
하얀 별은 하얀 별이다
쾨니히스베르크 천문대(Königsberg Observatory)의 책임자였던 프리드리히 베셀(Friedrich Bessel)은 1844년에 흥미로운 발견을 했습니다. 과학자는 하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스가 하늘을 가로지르는 궤적에서 약간 벗어나는 것을 발견했습니다. 천문학자는 시리우스에 위성이 있다고 제안했으며 질량 중심 주위의 별의 대략적인 회전 기간(약 50년)을 계산했습니다. 베셀은 다른 과학자들로부터 적절한 지원을 찾지 못했습니다. 그 질량은 시리우스와 비슷했어야 했지만 누구도 위성을 감지할 수 없었습니다.
그리고 불과 18년 후, 당시 최고의 망원경을 테스트하던 앨번 그레이엄 클라크(Alvan Graham Clark)는 시리우스 B라고 불리는 위성인 것으로 밝혀진 시리우스 근처에서 희미한 흰색 별을 발견했습니다.
이 하얀 별의 표면은 25,000켈빈으로 가열되어 있으며 그 반경은 작습니다. 이를 고려하여 과학자들은 위성의 밀도가 106g/cm3 수준으로 높은 반면 시리우스 자체의 밀도는 약 0.25g/cm3, 태양의 밀도는 1.4g/cm3라고 결론지었습니다. 55년 후(1917년), 그것을 발견한 과학자의 이름을 딴 또 다른 백색 왜성이 발견되었습니다. 물고기자리 별자리에 위치한 반 마넨의 별입니다.
하얀 별의 이름 - 예
거문고자리의 베가, 독수리자리의 알타이르(여름과 가을에 볼 수 있음), 시리우스, 카스토르.
노란색 별 – 노란색 별
황색 왜성은 일반적으로 질량이 태양 질량(0.8-1.4) 내에 있는 작은 주계열성이라고 불립니다. 이름으로 판단하면 이러한 별에는 노란색 빛이 나며 이는 수소에서 헬륨으로의 열핵 융합 과정에서 방출됩니다.
그러한 별의 표면은 5~6,000켈빈의 온도까지 가열되며 스펙트럼 등급은 G0V에서 G9V 사이입니다. 황색왜성은 약 100억년 동안 산다. 별에서 수소가 연소되면 크기가 배가되어 적색 거성이 됩니다. 적색거성의 한 예는 알데바란이다. 이러한 별은 외부 가스층을 방출하여 행성상 성운을 형성할 수 있습니다. 이 경우 핵은 밀도가 높은 백색왜성으로 변한다.
Hertzsprung-Russell 다이어그램을 고려하면 노란색 별이 주 계열의 중앙 부분에 위치합니다. 태양은 전형적인 황색왜성이라고 할 수 있으므로, 그 모델은 황색왜성의 일반모델을 고려하는데 매우 적합하다. 그러나 하늘에는 이름이 Alhita, Dabikh, Toliman, Khara 등인 다른 특징적인 노란색 별이 있습니다. 이 별들은 그다지 밝지 않습니다. 예를 들어 Proxima Centauri를 고려하지 않으면 태양에 가장 가까운 동일한 Toliman은 크기가 0이지만 동시에 밝기는 모든 황색 왜성 중에서 가장 높습니다. 이 별은 켄타우루스자리에 위치하고 있으며 6개의 별을 포함하는 복잡한 시스템의 일부이기도 합니다. Toliman의 스펙트럼 등급은 G입니다. 그러나 우리로부터 350광년 떨어진 Dabih는 스펙트럼 등급 F에 속합니다. 그러나 그 높은 밝기는 스펙트럼 등급인 A0에 속하는 인근 별의 존재로 인해 발생합니다.
Toliman 외에도 스펙트럼 등급 G에는 주계열에 위치한 HD82943이 있습니다. 이 별은 화학적 구성과 태양과 유사한 온도로 인해 두 개의 큰 행성을 가지고 있습니다. 그러나 이 행성들의 궤도 모양은 원형과 거리가 멀기 때문에 HD82943에 대한 접근이 비교적 자주 발생합니다. 현재 천문학자들은 이 별이 훨씬 더 많은 수의 행성을 가지고 있었지만 시간이 지남에 따라 모든 행성을 흡수했다는 것을 증명할 수 있었습니다.
노란색 별의 이름 - 예
Toliman, 스타 HD 82943, Hara, Dabih, Alhita
빨간 별은 빨간 별이다
인생에서 적어도 한 번은 망원경 렌즈를 통해 하늘에서 검은 배경에 타오르는 붉은 별을 본 적이 있다면 이 순간을 기억하는 것이 이 기사에서 무엇에 대해 쓰여질지 더 명확하게 상상하는 데 도움이 될 것입니다. 이전에 이런 별을 본 적이 없다면 다음번에는 꼭 찾아보세요. 
아마추어 망원경으로도 쉽게 찾을 수 있는 하늘에서 가장 밝은 붉은 별들의 목록을 작성해 보면, 그것들이 모두 탄소별이라는 것을 알게 될 것입니다. 최초의 붉은 별은 1868년에 발견되었습니다. 이러한 적색 거성의 온도는 낮고, 외층은 엄청난 양의 탄소로 채워져 있습니다. 이전에 유사한 별이 R과 N이라는 두 개의 스펙트럼 클래스로 구성되었다면 이제 과학자들은 이를 하나의 일반 클래스인 C로 정의했습니다. 각 스펙트럼 클래스에는 9에서 0까지의 하위 클래스가 있습니다. 또한 클래스 C0은 별의 온도가 높다는 것을 의미합니다. 그러나 C9 등급 별보다 덜 빨간색입니다. 모든 탄소 중심 별이 본질적으로 가변성(장주기, 반정규 또는 불규칙)이라는 점도 중요합니다.
또한 이 목록에는 적색 준정규 변광성이라고 불리는 두 개의 별이 포함되어 있는데, 그 중 가장 유명한 것은 m Cephei입니다. 윌리엄 허셜(William Herschel)은 석류의 특이한 붉은색에 관심을 갖게 되었고 석류에 "석류"라는 이름을 붙였습니다. 이러한 별은 광도의 불규칙한 변화가 특징이며, 이는 수십 일에서 수백 일까지 지속될 수 있습니다. 이러한 변광성은 M형(표면 온도가 2400~3800K인 차가운 별)에 속합니다.
등급에 포함된 별표가 모두 변수라는 점을 고려하면 표기법을 좀 더 명확하게 할 필요가 있습니다. 붉은 별에는 라틴 알파벳 문자와 가변 별자리 이름(예: T Hare)이라는 두 가지 구성 요소로 구성된 이름이 있다는 것이 일반적으로 인정됩니다. 주어진 별자리에서 발견된 첫 번째 변수에는 문자 R이 할당되고, 이런 식으로 문자 Z까지 할당됩니다. 이러한 변수가 많은 경우 라틴 문자의 이중 조합(RR에서 ZZ까지)이 제공됩니다. 이 방법을 사용하면 334개의 개체에 "이름을 지정"할 수 있습니다. 또한 일련번호(V228 Cygnus)와 문자 V를 조합하여 별을 지정할 수 있습니다. 등급의 첫 번째 열은 변수 지정을 위해 예약되어 있습니다.
표의 다음 두 열은 2000.0 기간의 별 위치를 나타냅니다. 천문학 애호가들 사이에서 Uranometria 2000.0 지도책의 인기가 높아짐에 따라 등급의 마지막 열에는 등급에 있는 각 별에 대한 검색 차트 번호가 표시됩니다. 이 경우 첫 번째 숫자는 볼륨 번호 표시이고 두 번째 숫자는 카드의 일련 번호입니다.
등급에는 항성 등급의 최대 및 최소 밝기 값도 표시됩니다. 밝기가 최소인 별에서는 붉은 색의 채도가 더 높다는 것을 기억할 가치가 있습니다. 변동 주기가 알려진 별의 경우 일수로 표시되지만, 주기가 정확하지 않은 천체는 Irr로 표시됩니다.
탄소별을 찾는 데에는 많은 기술이 필요하지 않으며 망원경의 성능으로 이를 볼 수 있으면 충분합니다. 크기는 작아도 선명한 붉은색이 시선을 사로잡을 것입니다. 그러므로 즉시 감지할 수 없다고 해서 화를 내서는 안 됩니다. 아틀라스를 사용하여 근처의 밝은 별을 찾은 다음 그 별에서 빨간색 별까지 이동하면 충분합니다.
관찰자마다 탄소별을 다르게 봅니다. 어떤 사람들에게는 그것이 루비나 멀리서 타고 있는 불씨처럼 보입니다. 다른 사람들은 그러한 별에서 진홍빛이나 핏빛 붉은 색조를 봅니다. 우선, 등급에는 가장 밝은 6개의 붉은 별 목록이 있으며, 일단 발견하면 그 아름다움을 충분히 즐길 수 있습니다.
붉은 별의 이름 - 예
별 색상 차이
형언할 수 없는 색조를 지닌 매우 다양한 별들이 있습니다. 그 결과 별자리 하나에도 '보석상자'라는 이름이 붙게 되었는데, 그 바탕에는 파란색과 사파이어 별로 구성되어 있으며, 그 중심에는 밝게 빛나는 주황색 별이 있습니다. 태양을 생각하면 옅은 노란색을 띠고 있습니다.
별 사이의 색상 차이에 영향을 미치는 직접적인 요인은 표면 온도입니다. 이것은 간단하게 설명됩니다. 빛은 본질적으로 파동 형태의 방사선입니다. 파장은 마루 사이의 거리이며 매우 작습니다. 상상하려면 1cm를 10만 개의 동일한 부분으로 나누어야 합니다. 이 입자 중 몇몇은 빛의 파장을 구성합니다.
이 숫자가 아주 작은 것으로 밝혀졌다는 점을 고려하면, 이 숫자의 모든, 심지어 가장 사소한 변화도 우리가 관찰하는 그림이 바뀌는 이유가 될 것입니다. 결국 우리의 시각은 서로 다른 파장의 빛을 서로 다른 색상으로 인식합니다. 예를 들어 파란색에는 빨간색보다 길이가 1.5배 짧은 파동이 있습니다.
또한 우리 중 거의 모든 사람은 온도가 신체 색상에 매우 직접적인 영향을 미칠 수 있다는 것을 알고 있습니다. 예를 들어, 금속 물체를 가져다가 불에 붙일 수 있습니다. 가열하는 동안 빨간색으로 변합니다. 불의 온도가 크게 증가하면 물체의 색상이 빨간색에서 주황색으로, 주황색에서 노란색으로, 노란색에서 흰색으로, 마지막으로 흰색에서 청백색으로 변합니다.
태양의 표면 온도는 약 55000C이므로 노란색 별의 전형적인 예입니다. 그러나 가장 뜨거운 푸른 별은 최대 33,000도까지 가열될 수 있습니다.
색상과 온도는 물리 법칙을 사용하여 과학자들에 의해 연결되었습니다. 신체의 온도는 방사선에 정비례하고 파장에 반비례합니다. 파란색 파동은 빨간색 파동에 비해 파장이 더 짧습니다. 뜨거운 가스는 광자를 방출하며, 그 에너지는 온도에 정비례하고 파장에 반비례합니다. 이것이 바로 가장 뜨거운 별이 청청색 방출 범위를 갖는 것이 특징인 이유입니다.
별의 핵연료는 무제한이 아니기 때문에 소모되는 경향이 있으며 이로 인해 별이 냉각됩니다. 따라서 중년 별은 노란색으로 보이고, 오래된 별은 빨간색으로 보입니다.
태양은 우리 행성과 매우 가깝기 때문에 그 색깔을 정확하게 설명할 수 있습니다. 그러나 백만 광년 떨어진 별의 경우 작업이 더욱 복잡해집니다. 이것이 바로 분광기라는 장치가 사용되는 이유입니다. 과학자들은 별에서 방출되는 빛을 통과시켜 거의 모든 별을 스펙트럼 분석하는 것이 가능합니다.
또한, 별의 색깔을 이용하여 그 나이를 알 수 있습니다. 수학 공식을 사용하면 스펙트럼 분석을 사용하여 별의 온도를 결정할 수 있으며 이를 통해 나이를 쉽게 계산할 수 있습니다.
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우주에는 엄청난 수의 별이 있습니다. 밝고 거대한 것들은 우주의 기준으로 보아도 아주 멀리 떨어져 있어도 육안으로 볼 수 있습니다. 그러나 더 많은 왜성들이 있습니다. 육안으로 보는 것은 거의 불가능합니다. 왜성들 중에는 이미 수명이 다한 적색왜성이 있습니다. 그리고 별이라고 부르기도 힘든 갈색왜성들도요. 그리고 이미 거의 냉각된 백색 왜성은 결국 흑색 왜성으로 변할 것입니다.
우리 행성에는 유기체가 작을수록 개인이 더 많아지는 자연의 법칙이 있습니다. 이 법칙은 별에도 적용됩니다. 이러한 상황은 많은 질문을 제기합니다. 결국 지구상의 생명체의 경우 모든 것이 매우 명확하지만 별의 경우 완전히 명확하지 않습니다. 과학자들은 이 수수께끼를 절반쯤 풀었습니다. 중력 붕괴로부터 자신을 유지하기 위해 엄청난 무게를 가진 별은 고온까지 가열되어야 하며 결과적으로 수백 년 중심의 온도를 유지하기 위해 수백만 년 안에 에너지 공급을 소진합니다. 수백만 도의 이 에너지의 매우 큰 지출은 에너지 자체가 필요합니다. 드워프는 조용히 연기를 내며 수백억 년 동안 "연료"를 늘립니다. 우리 은하계의 나이는 고작 130억 년이므로 왜소가 나타날 때마다 그 은하계는 오늘날까지 살아있습니다. 질문의 후반부는 거성이 왜성보다 훨씬 덜 자주 태어난다는 것입니다. 우리 태양과 같은 별 100개 중 단 하나의 별만이 10배 더 무겁게 보입니다. 이것은 과학자들이 아직 대답하지 못한 질문입니다. 오랫동안 천문학적 분류에는 별도 행성도 아닌 물체가 들어갈 자리가 없었습니다. 그러한 물체가 존재하는지에 대한 질문은 수십 년 동안 천문학자들을 걱정해 왔습니다. 그러나 90년대 중반에 그러한 행성이 태양계 밖에서 발견되었습니다. 그들은 태양계에서 가장 큰 행성인 목성보다 더 큰 것으로 밝혀졌습니다. 
그러나 행성과 별 사이에 선을 어디에 그어야 하는지에 대한 의문이 생겼습니다. 별은 주요 에너지 원을 사용한다고 믿어졌습니다. 열핵 반응. 반사로 인해 행성이 빛난다 스베타열핵 반응은 일어나지 않습니다. 그러나 열핵 반응이 발생하지만 주요 에너지 원이 아닌 대상이 있다는 것이 밝혀졌습니다. 천체 물리학자 쿠마르(Kumar)는 우주체의 질량이 태양 질량의 7.5% 이상이면 그러한 물체의 중심 온도가 반응이 일어나기에 충분할 것이라고 계산했습니다. 이 값을 "수소 가연성 한계"라고 불렀습니다. 예를 들어, 별의 질량이 태양 질량의 8%라면 그 별은 우주 나이의 400배에 해당하는 약 6조년 동안 그을릴 것입니다.
쉬브 쿠마르(Shiv Kumar)가 발명한 갈색왜성에 대한 탐색은 30년 동안 계속되었습니다. 이 과학자는 이론가였음에도 불구하고 그런 별을 찾기 위해 망원경을 들고 있었다. 거리가 이미 알려진 다른 별 근처를 검색해야 한다는 것이 즉시 분명해졌습니다. 그러나 이 별은 밝아서는 안 됩니다. 왜냐하면 그것은 단순히 망원경의 눈을 멀게 하고 희미한 왜성을 보지 못하게 할 것이기 때문입니다. 결과적으로 붉은 별이나 이미 냉각된 흰색 별 근처를 살펴봐야 했습니다. 그러나 당시 이러한 검색은 실패했습니다.
천문학자들이 매우 희미한 적색 왜성을 탐지할 수 있게 된 것은 더 민감한 장비를 사용할 수 있게 된 이후였습니다. 시간이 지남에 따라 소위 "실패한 별"을 탐지하기 위해 거대한 망원경이 필요하지 않다는 것이 분명해졌습니다.
1995년부터 1997년까지 이러한 천체가 많이 발견되어 행성과 별 사이에 위치한 새로운 천체를 분류하는 것이 가능해졌습니다.
질문 섹션에서 저자가 제시한 왜성의 예를 들어주세요. 쉐브론가장 좋은 대답은 왜소성(Dwarf STARS)은 우리 은하에서 가장 흔한 별 유형으로, 태양을 포함한 별의 90%가 여기에 속합니다. 그들은 또한 HERZSPRUNG-RUSSELL 도표에서의 위치에 따라 주계열성이라고도 불립니다. "난쟁이"라는 이름은 별의 크기보다는 광도를 의미하므로 이 용어에는 작은 의미가 없습니다.
백색왜성은 진화의 마지막 단계에 있는 매우 작은 별이다. 지름은 적색왜성보다 작지만(지구보다 크지는 않음) 질량은 태양과 같습니다. 우리 밤하늘에서 가장 밝은 별은 시리우스(고대 이집트인의 개새벽)이다. - 이중 새벽: 여기에는 Puppy(시리우스의 라틴어 이름 - "Vacation" - "작은 개"를 의미)라고 불리는 백색 왜성이 포함되어 있습니다. 에리다누스자리에 있는 백색왜성 오미크론-2는 지구에서 육안으로 볼 수 있는 왜성 중 하나이다.
적색 왜성은 목성보다 크지만 태양과 같은 평균 크기의 별보다는 작습니다. 이들의 광도는 태양 광도의 0.01%이다. 육안으로는 단 하나의 적색왜성도 볼 수 없으며, 우리에게 가장 가까운 적색왜성인 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)도 볼 수 없습니다.
갈색 왜성은 목성보다 약간 큰 매우 멋진 우주 물체입니다. 갈색 왜성은 다른 별들과 같은 방식으로 형성되지만, 초기 질량은 핵반응이 일어나기에는 충분하지 않습니다. 그들의 주권은 매우 약합니다. 흑색 왜성은 작고, 차갑고, "죽은" 별입니다. 흑색왜성은 깊은 곳에서 핵반응이 일어날 만큼 거대하지 않거나, 그 안의 핵연료가 모두 타서 탄 석탄처럼 타버립니다. 가장 작은 별은 중성자별이다.
별은 태양계뿐만 아니라 우주 전체에서 가장 뜨거운 물체입니다. 열핵 반응은 내부에서 지속적으로 발생하며 이러한 반응의 결과로 많은 양의 에너지가 방출됩니다. 별의 온도는 섭씨 2도에서 6만도까지 엄청난 값에 도달합니다. 그러나 모든 스타가 똑같은 것은 아닙니다. 훨씬 더 멋진 별들이 있습니다.
갈색 왜성은 어떤 종류의 물체에 속합니까?
갈색 왜성은 우주에서 가장 신비한 물체 중 하나입니다. 태양보다 무게가 10배 적은 별을 적색왜성으로 분류합니다. 그러나 적색 왜성이 별이 아니라는 생각을 인정하는 과학자는 단 한 명도 없습니다. 그리고 1990년대 중반에 천문학자들은 '검은 유령'이라고 불리는 물체를 발견했습니다. 그들은 거대한 크기와 인상적인 중력을 가지고 있었습니다.
질량 측정
일반적으로 질량이 갈색 왜성과 비교되는 행성은 목성입니다. 이 행성보다 12배나 더 큰 갈색왜성이 있습니다. 과학자들은 그들을 별로 분류하기가 어렵다고 생각합니다. 하지만 이렇게 거대한 물체를 행성이라고 부를 수는 없습니다. 현재 천문학자들은 가스 거인과 갈색왜성을 서로 다른 범주로 분류해야 하는지 여부에 대한 문제를 적극적으로 논의하고 있습니다(행성은 가스 거인이라는 점을 기억하세요).
갈색 왜성은 목성보다 수십 배 더 크지만 동시에 "검은 유령"은 태양보다 약 100배 더 작습니다. 갈색왜성의 또 다른 이름은 갈색왜성이다. 과학에서는 그것들을 별 아래의 물체라고 부르는 것이 관례라는 사실에도 불구하고 그것들은 매우 특이한 특성을 가지고 있지만 여전히 별입니다.
첫 번째 추측
천문학자들은 1960년대에 처음으로 이러한 유형의 물체에 대해 이야기하기 시작했습니다. 그러나 그 존재에 대한 단일 가정은 확인되지 않았습니다. 많은 야심찬 과학자들이 흥미를 느꼈고 비슷한 물체를 찾으려고 우주의 주변 환경을 집중적으로 연구하기 시작했습니다. 그러나 35년 동안 그 누구도 갈색왜성과 조금이라도 닮은 물체를 발견할 수 없었습니다. 그러나 이러한 사건의 결과는 매우 자연 스럽습니다. 결국 이러한 유형의 별은 자체 빛을 방출하지 않거나 광도가 너무 낮아 눈에 띄지 않습니다. 또한 지상 망원경은 이러한 종류의 물체를 감지할 수 있을 만큼 감도가 낮습니다.
갈색왜성의 성질
천문학자들은 갈색 왜성을 행성이나 별로 분류할 수 없습니다. 가장 간단한 정의는 "불완전한 별의 일종"입니다. 그들은 매우 열악하게 자랐고 열핵 반응 과정이 내부에서 시작되는 특정 무게에 거의 도달하지 못했기 때문에 일반 별이 하늘에서 빛났습니다. 이것이 바로 갈색 왜성이 빛과 열의 원천이 아닌 이유입니다. 천문학자들이 그들의 위치를 결정하는 것은 극히 어렵습니다.
그러나 과학자들은 항상 사용할 수 있는 몇 가지 비밀을 가지고 있습니다. 예를 들어, 갈색 왜성의 발광 스펙트럼에는 리튬의 흔적이 항상 존재합니다. 이 금속은 배터리 생산과 같은 다양한 산업 분야에서 자주 사용됩니다. 그러나 리튬은 이러한 조건에서 쉽게 붕괴되기 때문에 우주 공간에서는 드물다. 그러나 이 금속은 갈색 왜성의 전형적인 금속입니다.
차가운 별들의 분위기
그러한 별의 위치를 결정할 수 있는 또 다른 신호는 메탄의 존재입니다. 이 가스는 높은 온도로 인해 일반 별에 축적될 수 없습니다. 그러나 갈색 왜성은 상대적으로 차갑기 때문에 메탄이 대기에 쉽게 축적됩니다. 이 유형의 별의 메탄 대기는 매우 밀도가 높습니다.
표면에는 격렬한 바람이 휘몰아치고, 다른 별들의 광선은 이곳을 결코 관통하지 않으며, 따라서 날씨도 결코 좋지 않습니다. 이것이 갈색 왜성이 사진에서 살기 어려워 보이는 이유입니다. 우주 탐험가들은 결코 이 별들에 가까이 다가가지 않습니다.
표면에 배를 착륙시키는 것은 불가능합니다. 그들의 중력은 너무나 강력해서 우주선이 금속 더미로 변하기도 전에 우주비행사들은 즉시 그 손아귀에서 죽을 것입니다.
많은 갈색 왜성들은 주변에 가스와 먼지 구름을 적극적으로 형성하고 있으며, 그로부터 행성이 형성됩니다. 이러한 행성계는 최근 카멜레온 별자리에서 발견되었습니다.
가장 가까운 물체
그리고 2014년에는 모든 천문학 잡지에 “태양계 근처에서 갈색 왜성이 발견됐다”는 헤드라인이 실렸습니다. 갈색 왜성은 WISE J085510.83-071442.5로 명명되었습니다. 태양으로부터 약 7.2광년 떨어져 있다. 비교를 위해 우리에게 가장 가까운 시스템은 Alpha Centauri이며 지구에서 4 광년 떨어져 있습니다. 이 갈색 왜성의 질량은 과학자들에 의해 대략적으로 추정되었습니다. 이 물체는 목성보다 3~10배 더 큰 것으로 추정됩니다. 일부 천문학자들은 그러한 질량을 지닌 갈색 왜성은 한때 가스 거인으로 분류되어 결국 태양계에서 쫓겨났을 수 있다고 제안합니다.
그러나 대부분의 연구자들은 여전히 이 물체가 갈색 왜성 그룹에 속한다고 믿는 경향이 있습니다. 결국, 그들은 우주에서 아주 흔합니다. 이후 이 물체의 사진을 분석한 천문학자 케빈 루만(Kevin Luhmann)은 갈색왜성 두 개를 더 발견했습니다. 그들은 우리 행성으로부터 6.5광년 떨어진 곳에 위치해 있습니다. 천문학자들은 아직 태양계에서 직접적으로 다른 갈색 왜성을 발견하지 못했습니다. 아마도 이러한 모든 발견은 아직 미래에 이루어지지 않았을 것입니다.
태양의 신비한 위성
태양계에 특별한 갈색왜성인 네메시스(Nemesis)가 존재한다는 또 다른 가정이 있습니다. 이것은 한때 태양의 "동반자"였던 이론적으로 제안된 별입니다. 그러나 과학자들은 이것이 갈색왜성, 적색왜성, 백색왜성 중 어느 범주에 속하는지에 대해 여전히 논쟁을 벌이고 있습니다. Nemesis의 존재에 대한 이론은 지구상의 다양한 생물 종의주기적인 멸종 과정을 설명하기 위해 제시되었습니다. 과학자들에 따르면 이것은 270 억년마다 일어났습니다.
그러나 천문학자들은 아직 네메시스의 존재를 확인하지 못했습니다. 이 별은 태양의 위성이 될 수 있고 더 긴 궤도에서 회전할 수 있다고 믿어집니다. 태양 주위를 도는 또 다른 별이 있다는 이론은 지난 세기 70~80년대 과학계에서 유행했습니다. 별이 행성에 접근하면 궤도에 중력 교란이 발생하여 종의 대량 멸종으로 이어질 수 있습니다. 또한 별은 270억년마다 통과하는 오르트 구름에서 혜성을 지구로 가져올 수 있습니다.
태양계 근처의 갈색 왜성
얼마 전 천문학자들은 태양계 근처에서 매우 차가운 별인 갈색 왜성 그룹을 발견했습니다. 이 연구는 몬트리올 천문학자 J. Robert가 주도했습니다. 이러한 발견은 과학자들이 이러한 물체가 우리 항성계 근처와 다른 인근 지역에 얼마나 밀집되어 있는지 더 자세히 판단하는 데 도움이 될 것입니다. 천문학자 J. 로버트 팀은 165개의 갈색왜성을 발견했습니다. 이 초저온 별(표면 온도가 2,200켈빈 미만임을 의미하는 용어) 중 3분의 1은 매우 특이한 화학적 구성을 가지고 있습니다. 과학자들은 이전 과학자들이 많은 수의 물체를 "간과"했기 때문에 이러한 유형의 별 대부분의 발견은 미래에만 일어날 것이라고 믿습니다.
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