질량이 다른 별의 진화
천문학자들은 한 별의 수명을 처음부터 끝까지 관찰할 수 없습니다. 가장 짧은 별이라도 수백만 년 동안 존재하기 때문에 모든 인류의 수명보다 더 길기 때문입니다. 시간에 따른 별의 물리적 특성과 화학적 조성의 변화, 즉 항성 진화, 천문학자들은 진화의 여러 단계에 있는 많은 별들의 특성을 비교함으로써 연구합니다.
별의 관찰된 특성을 연결하는 물리 법칙은 색상 광도 다이어그램에 반영됩니다. 별이 별도의 그룹을 형성하는 Hertzsprung-Russell 다이어그램 - 시퀀스: 별의 주 시퀀스, 초거성 시퀀스, 밝고 희미한 거인, 아거성 , 하위 왜성 및 백색 왜성.
일생의 대부분 동안 모든 별은 소위 메인 시퀀스색상 광도 차트. 조밀한 잔해가 형성되기 전에 별의 진화의 다른 모든 단계는 이 시간의 10%를 넘지 않습니다. 그렇기 때문에 우리 은하에서 관찰되는 대부분의 별은 질량이 태양 이하인 겸손한 적색 왜성입니다. 주계열은 관측된 모든 별의 약 90%를 포함합니다.
별의 수명과 별의 수명이 다했을 때 변하는 것은 질량에 의해 완전히 결정됩니다. 태양보다 질량이 큰 별은 태양보다 훨씬 적게 살며 가장 무거운 별의 수명은 수백만 년에 불과합니다. 압도적인 다수의 별의 수명은 약 150억 년입니다. 별은 에너지원을 소진한 후 냉각되고 수축하기 시작합니다. 항성 진화의 최종 산물은 일반 별보다 몇 배나 더 밀도가 높은 조밀하고 무거운 물체입니다.
별 다른 대중백색 왜성, 중성자별 또는 블랙홀의 세 가지 상태 중 하나로 끝납니다. 별의 질량이 작으면 중력이 상대적으로 약하고 별의 압축(중력 붕괴)이 멈춥니다. 그녀는 들어간다 정상 상태백색왜성. 질량이 임계값을 초과하면 압축이 계속됩니다. 매우 높은 밀도에서 전자는 양성자와 결합하여 중성자를 형성합니다. 머지 않아 거의 모든 별은 중성자만으로 구성되며 엄청난 밀도를 가지므로 거대한 항성 질량이 반경 수 킬로미터의 매우 작은 구체에 집중되고 압축이 중지됩니다. 중성자 별이 형성됩니다. 별의 질량이 너무 커서 중성자별의 형성에도 중력붕괴가 멈추지 않는다면 별 진화의 마지막 단계는 블랙홀이 될 것입니다.
우리의 태양은 45억 년 이상 동안 빛나고 있습니다. 동시에 끊임없이 수소를 소모합니다. 매장량이 아무리 많아도 언젠가는 고갈될 것이 분명합니다. 그리고 발광체는 어떻게 될까요? 이 질문에 대한 답이 있습니다. 별의 수명 주기는 다른 유사한 공간 형성을 사용하여 연구할 수 있습니다. 실제로, 우주에는 90억~100억 년의 나이를 가진 실제 족장이 있습니다. 그리고 아주 어린 스타들이 있습니다. 그들은 수천만 년이 채 되지 않습니다.
결과적으로 우주에 "흩어져 있는" 다양한 별의 상태를 관찰하면 시간이 지남에 따라 어떻게 행동하는지 이해할 수 있습니다. 여기에서 외계인 관찰자와 유추할 수 있습니다. 그는 지구로 날아가 사람들을 연구하기 시작했습니다. 어린이, 성인, 노인. 그래서 그는 아주 짧은 시간에 사람들이 살아가면서 어떤 변화가 일어나고 있는지 깨달았습니다.
태양은 현재 황색 왜성입니다 - 1
수십억 년이 걸릴 것이고 적색 거성이 될 것입니다 - 2
그리고 나서 백색 왜성으로 변합니다 - 3
그러므로 우리는 다음과 같이 자신있게 말할 수 있습니다. 태양 중심부의 수소 매장량이 고갈되면 열핵 반응이 멈추지 않습니다.... 이 과정이 계속될 영역은 우리 별의 표면을 향해 이동하기 시작할 것입니다. 그러나 동시에 중력은 더 이상 열핵 반응의 결과로 형성되는 압력에 영향을 줄 수 없습니다.
따라서, 별은 크기가 커지기 시작하고 점차 적색 거성으로 변할 것입니다.... 이것은 진화의 후기 단계의 우주 물체입니다. 그러나 그것은 또한 별 형성 초기 단계에서 발생합니다. 두 번째 경우에만 적색 거성이 수축하여 주계열성... 즉, 수소로부터 헬륨이 융합되는 반응이 일어나는 것이다. 한마디로 별의 생명주기가 시작되는 곳에서 끝이 나는 것입니다.
우리 태양은 가장 가까운 행성을 집어삼킬 정도로 크기가 커질 것입니다. 이들은 수성, 금성 및 지구입니다. 그러나 두려워하지 마십시오. 별은 수십억 년 안에 죽기 시작할 것입니다. 이 기간 동안 수십, 아마도 수백 개의 문명이 대체될 것입니다. 사람은 한 번 이상 손에 클럽을 들고 수천 년 후에 다시 컴퓨터에 앉을 것입니다. 이것은 전체 우주의 기반이 되는 일반적인 주기입니다.
그러나 적색 거성이 되는 것이 끝을 의미하지는 않습니다. 열핵 반응은 외부 껍질을 우주로 던질 것입니다. 그리고 그 중심에는 에너지가 없는 헬륨 핵이 있을 것입니다. 중력의 작용으로 수축하고 결국 큰 질량을 가진 극도로 조밀한 공간 형성으로 변합니다. 이러한 멸종되고 천천히 냉각되는 별의 잔해는 백색 왜성.
우리의 백색 왜성은 태양의 반지름보다 100배 작은 반지름을 가질 것이고 광도는 10,000배 감소할 것입니다. 이 경우 질량은 현재 태양과 비슷할 것이며 밀도는 백만 배 더 클 것입니다. 우리 은하에는 그러한 백색 왜성이 많이 있습니다. 그들의 수는 총 별 수의 10 %입니다.
백색 왜성은 수소와 헬륨이라는 점에 유의해야 합니다. 그러나 우리는 정글에 가지 않을 것이지만 강한 압축으로 중력 붕괴가 발생할 수 있다는 점에 유의하십시오. 그리고 이것은 거대한 폭발로 가득 차 있습니다. 이 경우 초신성 폭발이 관찰됩니다. "초신성"이라는 용어는 시대를 특징짓는 것이 아니라 플레어의 밝기를 특징짓습니다. 흰색 왜성은 우주의 심연에서 오랫동안 보이지 않았다가 갑자기 밝은 빛이 나타났습니다.
폭발하는 초신성의 대부분은 엄청난 속도로 우주 공간을 통해 흩어지고 있습니다. 그리고 나머지 중앙 부분은 더 조밀한 형태로 압축되어 호출됩니다. 중성자별... 항성 진화의 최종 산물입니다. 질량은 태양의 질량과 비슷하며 반경은 수십 킬로미터에 불과합니다. 큐브 하나 중성자 별 1cm의 무게는 수백만 톤입니다. 우주에는 그러한 구조물이 꽤 있습니다. 그들의 수는 지구의 밤하늘에 흩어져있는 보통의 태양보다 약 천 배 적습니다.
별의 수명 주기는 질량과 직접적인 관련이 있습니다. 그것이 우리 태양의 질량에 해당하거나 그보다 작으면 삶이 끝날 때 백색 왜성이 나타납니다. 그러나 태양보다 수십 배, 수백 배 더 큰 빛이 있습니다.
이러한 거인들은 노화 과정에서 수축할 때 시공간을 너무 왜곡하여 백색 왜성 대신에 블랙홀... 그 중력은 너무 커서 빛의 속도로 움직이는 물체도 그것을 극복할 수 없습니다. 구멍의 크기는 다음과 같은 특징이 있습니다. 중력 반경... 이것은 다음으로 둘러싸인 구의 반지름입니다. 중대한 전환점... 시공간의 한계를 나타냅니다. 그것을 극복한 우주의 몸은 영원히 사라지고 다시 돌아오지 않습니다.
블랙홀에 관한 많은 이론이 있습니다. 그들 모두는 우주의 가장 중요한 힘 중 하나 인 중력이기 때문에 중력 이론을 기반으로합니다. 그리고 그것의 주요 품질은 다재... 적어도 오늘날에는 중력 상호 작용이 없는 단일 우주 물체가 발견되지 않았습니다.
통해서라는 가정이 있다. 블랙홀평행세계로 들어갈 수 있습니다. 즉, 다른 차원으로 가는 통로입니다. 모든 것이 가능하지만 모든 진술에는 실제적인 증거가 필요합니다. 그러나 지금까지 어떤 인간도 그러한 실험을 수행할 수 없었습니다.
따라서 별의 수명주기는 여러 단계로 구성됩니다. 그들 각각에서 조명은 이전 및 미래의 것과 근본적으로 다른 특정 품질로 작용합니다. 이것이 우주의 독창성과 신비입니다. 그와 친해지면 무의식적으로 사람이 발달의 여러 단계를 거친다고 생각하기 시작합니다. 그리고 우리가 지금 존재하는 껍질은 다른 상태로의 과도기적 단계에 불과합니다. 그러나 이 결론은 다시 실질적인 확인이 필요합니다..
별의 창자에서 열핵 융합
이 때, 질량이 태양 질량의 0.8배보다 큰 별의 경우 중심핵은 복사에 투명해지며 중심핵의 복사 에너지 전달이 우세한 반면 상부 외피는 대류를 유지합니다. 어린 별 범주에서이 별들이 보낸 시간이 우주의 나이를 초과하기 때문에 더 작은 질량의 별이 주계열에 도착하는지 확실하게 아는 사람은 없습니다. 이 별들의 진화에 대한 우리의 모든 아이디어는 수치 계산을 기반으로 합니다.
별이 수축함에 따라 축퇴 전자 가스의 압력이 증가하기 시작하고 별의 일부 반경에서 이 압력이 중심 온도의 증가를 멈추고 감소하기 시작합니다. 그리고 0.08보다 작은 별의 경우 이것은 치명적인 것으로 판명되었습니다. 핵 반응 중에 방출된 에너지는 방사선 비용을 충당하기에 충분하지 않을 것입니다. 이러한 별 아래에 있는 별을 갈색 왜성이라고 하며, 이들의 운명은 축퇴성 가스의 압력이 멈출 때까지 일정한 압축 상태를 유지하고 모든 핵 반응이 중단되면서 점진적으로 냉각됩니다.
중간 질량의 젊은 별
중간 질량의 젊은 별(태양 질량 2~8)은 주계열까지 대류대가 없다는 점을 제외하고는 작은 자매들과 같은 방식으로 질적으로 진화합니다.
이 유형의 개체는 소위와 연결됩니다. Herbit 별 Ae \ Be는 스펙트럼 유형 B-F5의 불규칙한 변수입니다. 그들은 또한 양극성 제트 디스크를 가지고 있습니다. 유출율, 광도 및 유효 온도에 비해 훨씬 더 τ 황소자리, 그래서 그들은 원시 항성 구름의 잔해를 효과적으로 가열하고 소멸시킵니다.
8 태양 질량보다 큰 질량을 가진 젊은 별
사실 이들은 이미 평범한 별들이다. 정수압 코어의 질량이 축적되는 동안 별은 모든 중간 단계를 건너뛰고 방사선 손실을 보상할 정도로 핵 반응을 가열했습니다. 이 별들은 질량 유출이 있고 광도가 너무 커서 나머지 외부 영역의 붕괴를 막을 뿐만 아니라 뒤로 밀어냅니다. 따라서 형성된 별의 질량은 원시 항성 구름의 질량보다 눈에 띄게 적습니다. 아마도 이것은 우리 은하에 100-200 태양 질량보다 큰 별이 없다는 것을 설명합니다.
스타의 중년
형성된 별 중에는 매우 다양한 색상과 크기가 있습니다. 스펙트럼 등급에서 그들은 뜨거운 파란색에서 차가운 빨간색까지 다양하며 질량은 0.08에서 200 태양 질량 이상입니다. 별의 광도와 색상은 표면 온도에 따라 달라지며, 이는 다시 질량에 의해 결정됩니다. 모든 새로운 별은 화학 성분과 질량에 따라 주계열에서 "그 자리를 차지합니다". 우리는 별의 물리적 움직임에 대해 이야기하는 것이 아니라 별의 매개 변수에 따라 표시된 다이어그램의 위치에 대해서만 이야기하고 있습니다. 즉, 우리는 실제로 별의 매개 변수를 변경하는 것에 대해서만 이야기하고 있습니다.
미래에 다시 일어날 일은 별의 질량에 달려 있습니다.
말년과 별들의 죽음
질량이 작은 오래된 별
현재까지 밝은 별의 수소 매장량이 고갈된 후 어떤 일이 일어나는지는 확실하지 않습니다. 우주의 나이는 137억년으로 수소연료 공급을 고갈시키기에 부족하다. 현대 이론이러한 별에서 일어나는 과정의 컴퓨터 모델링을 기반으로 합니다.
일부 별은 일부 별에서만 헬륨을 합성할 수 있습니다. 활성 사이트, 불안정성과 강한 태양풍을 유발합니다. 이 경우 행성상 성운의 형성은 일어나지 않고 별은 증발만 되어 갈색왜성보다 작아진다.
그러나 0.5 태양 이하의 질량을 가진 별은 핵에 수소가 참여하는 반응이 중단된 후에도 헬륨을 합성할 수 없습니다. 그들의 별 껍질은 핵에서 생성되는 압력을 극복할 만큼 충분히 크지 않습니다. 이러한 별에는 수천억 년 동안 주계열성에서 살아온 적색 왜성(예: 프록시마 센타우리)이 포함됩니다. 핵에서 열핵 반응이 끝난 후 점차 냉각되어 전자기 스펙트럼의 적외선 및 마이크로파 범위에서 계속 약하게 방출됩니다.
중간 별
별에 도달하면 평균 크기(태양 질량 0.4에서 3.4까지) 적색 거성의 단계에서 외부 층이 계속 팽창하고 핵이 수축하며 헬륨으로부터 탄소 합성 반응이 시작됩니다. 융합은 많은 에너지를 방출하여 별에게 일시적인 휴식을 제공합니다. 크기가 태양 정도인 별의 경우 이 과정은 약 10억 년이 걸릴 수 있습니다.
방출되는 에너지 양의 변화로 인해 별은 크기, 표면 온도 및 에너지 방출의 변화를 포함하는 불안정한 기간을 겪습니다. 에너지 방출은 저주파 복사로 이동합니다. 이 모든 것은 강한 태양풍과 강렬한 맥동으로 인한 질량 감소를 동반합니다. 이 단계의 별 이름은 후기형 별, OH -IR 별또는 그들의 정확한 특성에 따라 세계와 같은 별. 분출된 가스는 산소와 탄소와 같이 별 내부에서 생성되는 무거운 원소가 비교적 풍부합니다. 가스는 팽창하는 외피를 형성하고 별에서 멀어지면서 냉각되어 먼지 입자와 분자가 형성됩니다. 중심 별의 강한 적외선 복사로 인해 이러한 외피에서 메이저의 활성화를 위한 이상적인 조건이 형성됩니다.
헬륨 연소 반응은 온도에 매우 민감합니다. 이것은 때때로 큰 불안정으로 이어집니다. 격렬한 맥동이 발생하여 궁극적으로 외부 층에 충분한 운동 에너지를 전달하여 방출되어 행성상 성운이 됩니다. 성운의 중심에는 별의 핵이 남아 있는데, 이는 냉각되면서 헬륨 백색 왜성으로 변하는데, 보통 질량은 최대 0.5-0.6 태양 질량이고 지름은 지구 지름 정도입니다.
백색왜성
태양을 포함한 대다수의 별은 진화를 끝내고 축퇴 전자의 압력이 중력의 균형을 이룰 때까지 수축합니다. 이 상태에서 별의 크기가 100배 줄어들고 밀도가 물의 100만배가 되면 그 별을 백색왜성이라고 한다. 그것은 에너지원이 없으며 점차 냉각되어 어두워지고 보이지 않습니다.
태양보다 무거운 별에서 축퇴 전자의 압력은 핵의 압축을 억제할 수 없으며, 대부분의 입자가 너무 빽빽하게 채워진 중성자로 변하여 별의 크기가 킬로미터 단위로 측정되고 밀도가 다음과 같을 때까지 계속됩니다. 밀도 물의 1억 배. 이러한 물체를 중성자별이라고 합니다. 평형은 퇴화 중성자 물질의 압력에 의해 유지됩니다.
초대질량 별
질량이 태양 질량의 5배 이상인 별의 외층이 흩어져 적색 초거성을 형성한 후, 중심핵은 중력으로 인해 수축하기 시작합니다. 압축이 진행됨에 따라 온도와 밀도가 증가하고 새로운 열핵 반응 시퀀스가 시작됩니다. 이러한 반응에서 핵의 붕괴를 일시적으로 억제하는 무거운 원소가 합성됩니다.
궁극적으로 주기율표의 중원소가 점점 더 많이 형성되면서 규소에서 철 -56이 합성됩니다. 여기까지는 원소의 합성으로 많은 에너지가 방출되었지만 질량결함이 최대인 철 -56 핵이며 더 무거운 핵의 형성이 불리하다. 따라서 별의 철심은 일정 값에 도달하면 그 안의 압력은 더 이상 엄청난 중력을 견딜 수 없으며 중성화와 함께 핵의 즉각적인 붕괴가 발생합니다.
앞으로 어떻게 될지는 완전히 명확하지 않습니다. 그러나 그것이 무엇이든 몇 초 만에 놀라운 힘의 초신성 폭발로 이어집니다.
수반되는 중성미자 폭발은 충격파를 유발합니다. 중성미자의 강력한 제트와 회전하는 자기장은 항성에 축적된 대부분의 물질, 즉 철과 더 가벼운 요소를 포함한 소위 좌석 요소를 방출합니다. 산란 물질은 핵에서 방출된 중성자에 의해 포격되어 이를 포획하여 방사성 원소를 포함하여 최대 우라늄(및 아마도 칼리포늄까지)을 포함하여 철보다 무거운 원소 세트를 생성합니다. 따라서 초신성 폭발은 성간 물질에 철보다 무거운 원소의 존재를 설명합니다.
폭발파와 중성미자 제트는 죽어가는 별에서 성간 공간으로 물질을 운반합니다. 결과적으로, 이 초신성 물질은 우주를 통해 이동하면서 다른 우주 잔해와 충돌할 수 있으며 새로운 별, 행성 또는 위성의 형성에 참여할 수 있습니다.
초신성 형성 동안 일어나는 과정은 여전히 연구되고 있으며 지금까지 이 문제에 대한 명확성은 없습니다. 또한 원래의 별이 실제로 남아 있는지도 의문입니다. 그러나 두 가지 옵션이 고려되고 있습니다.
중성자 별
일부 초신성에서는 초거성 내부의 강한 중력으로 인해 전자가 원자핵으로 떨어져 양성자와 합쳐져 중성자를 형성하는 것으로 알려져 있습니다. 근처의 핵을 분리하는 전자기력이 사라집니다. 이제 별의 핵심은 원자핵과 개별 중성자로 이루어진 조밀한 공입니다.
중성자별이라고 알려진 그러한 별은 매우 작으며(대도시 크기보다 작음) 상상할 수 없을 정도로 높은 밀도를 가지고 있습니다. 별의 크기가 작아짐에 따라 공전 주기는 극도로 짧아집니다(각운동량 보존으로 인해). 일부는 초당 600회 회전합니다. 이 빠르게 회전하는 별의 북극과 남극을 연결하는 축이 지구를 가리킬 때 별의 공전 주기와 동일한 간격으로 반복되는 복사 펄스가 기록될 수 있습니다. 이러한 중성자별은 "펄서"라고 불리며 최초로 발견된 중성자별이 되었습니다.
블랙홀
모든 초신성이 중성자별이 되는 것은 아니다. 별의 질량이 충분히 크면 별의 붕괴가 계속되고 중성자 자체가 반경이 슈바르츠실트 반경보다 작아질 때까지 안쪽으로 떨어지기 시작할 것입니다. 그 후 별은 블랙홀이 됩니다.
블랙홀의 존재는 일반 상대성 이론에 의해 예측되었습니다. 일반 상대성 이론에 따르면 물질과 정보는 어떤 조건에서도 블랙홀을 떠날 수 없습니다. 그러나 양자 역학은 이 규칙에 가능한 예외를 허용합니다.
수가 남아있다 열린 질문... 그들 중 수석 : "블랙홀이 전혀 있습니까?" 실제로 주어진 물체가 블랙홀이라고 확실히 말하기 위해서는 사건의 지평선을 관찰할 필요가 있습니다. 이를 수행하려는 모든 시도는 실패로 끝났습니다. 그러나 어떤 물체는 강착을 끌어당기지 않고 설명할 수 없고 단단한 표면이 없는 물체에 강착되지 않고 설명될 수 없기 때문에 여전히 희망이 있지만 블랙홀의 존재 자체가 이것을 증명하지 못합니다.
질문도 열려 있습니다. 별이 초신성을 우회하여 블랙홀로 직접 붕괴될 수 있습니까? 나중에 블랙홀이 될 초신성이 있습니까? 별의 초기 질량이 수명 주기가 끝날 때 물체의 형성에 미치는 정확한 영향은 무엇입니까?
자연의 다른 물체와 마찬가지로 별도 변하지 않을 수 있습니다. 그들은 태어나고 발전하고 마침내 "죽습니다". 별의 진화는 수십억 년이 걸리지만 생성 시기에 대해서는 논란이 있다. 이전에 천문학자들은 별 먼지로부터의 "탄생" 과정이 수백만 년이 걸렸다고 믿었지만 얼마 전까지만 해도 대오리온 성운에서 하늘의 한 지역 사진이 얻어졌습니다. 몇 년에 걸쳐 작은
1947년 이미지에서 작은 그룹의 별과 같은 물체가 이곳에 기록되었습니다. 1954년까지 그 중 일부는 이미 직사각형이 되었고 5년 후에는 이 물체가 별도의 것으로 분해되었습니다. 따라서 처음으로 별의 탄생 과정은 천문학 자 앞에서 문자 그대로 발생했습니다.
별의 구조와 진화가 어떻게 진행되는지, 어떻게 시작되고, 인간의 기준으로 볼 때 별의 끝이 없는 삶은 어떻게 끝나는지 자세히 살펴보겠습니다.
전통적으로 과학자들은 가스-먼지 환경의 구름이 응축된 결과 별이 형성된다고 가정했습니다. 중력의 작용으로 형성된 구름으로부터 조밀한 구조의 불투명한 가스 구체가 형성됩니다. 그의 내부 압력그것을 압축하는 중력의 균형을 맞출 수 없습니다. 점차적으로 공이 너무 많이 수축하여 항성 내부의 온도가 상승하고 공 내부의 뜨거운 가스의 압력이 균형을 이룹니다. 외력... 그 후 압축이 중지됩니다. 이 과정의 지속 시간은 별의 질량에 따라 달라지며 일반적으로 200만 년에서 수억 년 사이입니다.
별의 구조는 내부의 매우 높은 온도를 전제로 하며, 이는 지속적인 열핵 과정(그를 형성하는 수소가 헬륨으로 변함)에 기여합니다. 별의 강렬한 복사를 일으키는 것은 이러한 과정입니다. 그들이 사용 가능한 수소 공급을 소비하는 데 걸리는 시간은 질량에 의해 결정됩니다. 방사선의 지속 시간도 이것에 달려 있습니다.
매장량의 수소가 고갈되면 별의 진화는 형성 단계에 이르게 되는데, 이는 다음과 같이 일어난다. 에너지 방출이 중단된 후 중력이 코어를 압축하기 시작합니다. 이 경우 별의 크기가 크게 증가합니다. 과정이 계속됨에 따라 광도도 증가하지만, 얇은 층핵의 경계에.
이 과정은 수축하는 헬륨 핵의 온도 상승과 헬륨 핵이 탄소 핵으로 변형되는 것을 동반합니다.
우리 태양은 80억 년 안에 적색 거성으로 변할 것으로 예측됩니다. 이 경우 반경은 수십 배 증가하고 광도는 현재 지표와 비교하여 수백 배 증가합니다.
이미 언급했듯이 별의 수명은 질량에 따라 다릅니다. 태양보다 질량이 작은 물체는 매우 경제적으로 매장량을 "소비"하므로 수백억 년 동안 빛날 수 있습니다.
별의 진화는 생성으로 끝납니다. 이것은 질량이 태양의 질량에 가까운 별의 별에서 발생합니다. 1.2를 초과하지 않습니다.
거대 별은 핵연료 공급을 빠르게 고갈시키는 경향이 있습니다. 이것은 특히 외부 쉘의 배출로 인해 상당한 질량 손실을 동반합니다. 그 결과 핵반응이 완전히 멈춘 중앙 부분만 서서히 냉각되고 있다. 시간이 지남에 따라 그러한 별은 복사를 멈추고 보이지 않게됩니다.
그러나 때때로 별의 정상적인 진화와 구조가 붕괴됩니다. 대부분의 경우 이것은 모든 유형의 열핵 연료를 소모한 거대한 물체에 적용됩니다. 그런 다음 그것들은 중성자로 변환될 수 있습니다. 또는 과학자들이 이러한 물체에 대해 더 많이 알수록 더 많은 새로운 질문이 발생합니다.
1부 문제의 천문학적 측면
4. 별의 진화 현대 천문학은 큰 금액별이 가스 구름과 성간 매질의 응결에 의해 형성된다는 진술을 지지하는 주장. 이 환경에서 별이 생성되는 과정은 오늘날까지 계속됩니다. 이러한 상황을 규명한 것은 현대 천문학의 가장 위대한 업적 중 하나입니다. 비교적 최근까지 모든 별은 수십억 년 전에 거의 동시에 형성되었다고 믿어졌습니다. 이러한 형이상학적 개념의 붕괴는 무엇보다도 관측 천문학의 발전과 별의 구조 및 진화 이론의 발전에 의해 촉진되었습니다. 그 결과 관측된 많은 별들이 상대적으로 어린 천체이며 그 중 일부는 이미 지구에 사람이 있었을 때 발생했다는 것이 분명해졌습니다. 별이 성간 가스와 먼지 매질로부터 형성된다는 결론을 지지하는 중요한 논거는 은하의 나선팔에 있는 분명히 어린 별 무리(소위 "연합")의 위치입니다. 요점은 전파 천문 관측에 따르면 성간 가스가 주로 은하의 나선팔에 집중되어 있다는 것입니다. 특히 이것은 우리 은하에서도 마찬가지입니다. 더욱이 우리 가까이에 있는 일부 은하의 상세한 "전파 사진"에서 성간 가스의 가장 높은 밀도는 나선의 안쪽(해당 은하의 중심과 관련하여) 가장자리에서 관찰된다는 것을 알 수 있습니다. 설명, 우리가 여기에서 거할 수 없는 세부 사항. 그러나 이 나선 부분에서 "HII 구역", 즉 이온화된 성간 가스 구름이 광학 천문학 방법으로 관찰됩니다. 에서 ch. 3 그러한 구름이 이온화되는 이유는 명백히 젊음(아래 참조)인 거대하고 뜨거운 별의 자외선 복사만 있을 수 있다고 이미 말했습니다. 별의 진화 문제의 핵심은 에너지원의 문제입니다. 실제로, 예를 들어, 태양 복사를 수십억 년 동안 거의 관찰된 수준으로 유지하는 데 필요한 엄청난 양의 에너지는 어디에서 왔습니까? 태양은 매초 4x10 33 에르그를 방출하고 30억 년 동안 4x10 50 에르그를 방출합니다. 태양의 나이가 약 50억 년이라는 것은 의심의 여지가 없습니다. 이것은 최소한 다양한 방사성 방법을 사용하여 지구의 나이에 대한 현대적 추정에서 나온 것입니다. 태양이 지구보다 "어리다"는 것은 불가능합니다. 지난 세기와 금세기 초에 태양과 별의 에너지 원의 본질에 대해 다양한 가설이 제안되었습니다. 예를 들어 일부 학자들은 그 출처가 태양 에너지유성체 표면의 연속 낙진이며, 다른 사람들은 태양의 지속적인 압축에서 원인을 찾고 있었습니다. 이러한 과정에서 방출된 위치 에너지는 특정 조건에서 복사로 넘어갈 수 있습니다. 아래에서 살펴보겠지만, 별 진화의 초기 단계에 있는 이 소스는 매우 효과적일 수 있지만 필요한 시간 동안 태양 복사를 제공할 수는 없습니다. 성공 핵 물리학우리 세기의 30대 후반에 항성 에너지원의 문제를 해결할 수 있었습니다. 그러한 근원은 항성 내부에서 일어나는 매우 높은 온도(약 천만 켈빈)에서 일어나는 열핵 융합 반응입니다. 속도가 온도에 크게 의존하는 이러한 반응의 결과, 양성자는 헬륨 핵으로 변환되고 방출된 에너지는 별의 창자를 통해 천천히 "스며들어" 마침내 크게 변형되어 세계 공간으로 방출됩니다. 이것은 매우 강력한 소스입니다. 처음에 태양이 열핵 반응의 결과로 완전히 헬륨으로 변한 수소로만 구성되어 있다고 가정하면 방출되는 에너지 양은 약 10 52 erg가 됩니다. 따라서 수십억 년 동안 관측된 수준에서 방사선을 유지하려면 태양이 원래 공급되는 수소의 10% 이하를 "소모"하는 것으로 충분합니다. 이제 우리는 별의 진화를 다음과 같이 그림으로 제시할 수 있습니다. 웬일인지 (몇 가지가 있음) 성간 가스 구름과 먼지 매체가 응축되기 시작했습니다. 얼마 지나지 않아(물론 천문학적 규모로!) 우주 중력의 영향으로 이 구름에서 비교적 조밀하고 불투명한 기체 구가 형성됩니다. 엄밀히 말하면 이 구는 아직 별이라고 부를 수 없는데, 그 이유는 중심 영역의 온도가 열핵 반응이 시작되기에 충분하지 않기 때문입니다. 볼 내부의 가스 압력은 아직 개별 부품의 인력의 균형을 맞출 수 없으므로 지속적으로 압축됩니다. 일부 천문학자들은 이전에 그러한 "원성별"이 개별 성운에서 소위 소구체(globules)라고 불리는 매우 어두운 조밀한 형태의 형태로 관찰되었다고 믿었습니다(그림 12). 그러나 전파 천문학의 발전은 그러한 다소 순진한 관점을 포기할 수밖에 없었습니다(아래 참조). 일반적으로 하나의 원시별이 동시에 형성되지 않고 다소 많은 그룹이 형성됩니다. 미래에 이 그룹은 천문학자들에게 잘 알려진 항성 연합 및 성단이 됩니다. 항성 진화의 이 초기 단계에서 주위에 더 낮은 질량을 가진 덩어리가 형성되어 점차 행성으로 변할 가능성이 매우 높습니다(9장 참조).쌀. 12. 확산 성운의 구상체
원시성이 수축하면 온도가 상승하고 방출된 위치 에너지의 상당 부분이 주변 공간으로 방출됩니다. 수축하는 가스 구의 치수가 매우 크기 때문에 표면 단위의 복사는 중요하지 않습니다. 단위표면으로부터의 복사속은 온도의 4승(스테판-볼츠만 법칙)에 비례하기 때문에 별의 표면층의 온도는 상대적으로 낮지만 광도는 일반 별과 거의 같다. 같은 질량으로. 따라서 스펙트럼 광도 다이어그램에서 이러한 별은 주계열의 오른쪽에 위치합니다. 즉, 초기 질량 값에 따라 적색 거성 또는 적색 왜성 영역에 떨어집니다. 미래에 프로토스타는 계속 줄어들고 있습니다. 크기가 작아지고 표면 온도가 증가하여 스펙트럼이 점점 더 "초기화"됩니다. 따라서 "스펙트럼 - 광도" 다이어그램을 따라 이동하면 원시성은 주계열에 다소 빨리 "앉을" 것입니다. 이 기간 동안 항성 내부의 온도는 이미 그곳에서 열핵 반응을 시작하기에 충분합니다. 이 경우 미래 별 내부의 가스 압력은 인력의 균형을 유지하고 가스 공은 수축을 멈 춥니 다. 프로토스타는 스타가 됩니다. 원시별이 진화의 가장 초기 단계를 통과하는 데는 상대적으로 시간이 거의 걸리지 않습니다. 예를 들어 원시별의 질량이 태양의 질량보다 크다면 수백만 년이 필요하고 그보다 적다면 수억 년이 필요합니다. 원시별의 진화 시간은 상대적으로 짧기 때문에 별의 진화의 이 초기 단계를 감지하는 것은 어렵습니다. 그러나 이 단계의 별은 분명히 관찰됩니다. 우리는 매우 흥미로운 별 T형 황소자리, 일반적으로 어두운 성운에 잠겨 있습니다. 1966년에는 아주 뜻밖에도 원시별이 진화의 초기 단계에 있는 것을 관찰할 수 있게 되었습니다. 우리는 이미 이 책의 세 번째 장에서 성간 매질, 주로 OH 하이드록실과 H2O 수증기의 많은 분자의 전파 천문학 방법에 의한 발견에 대해 언급했습니다. 전파 천문학자들의 놀라움은 OH 전파선에 해당하는 18cm의 파장에서 하늘을 스캔할 때 밝고 극도로 조밀할 때(즉, 각도 치수) 소스. 이것은 너무 예상치 못한 일이어서 처음에는 그러한 밝은 무선선이 수산기 분자에 속할 수 있다는 사실조차 믿지 않았습니다. 이 계통은 "적절한" 이름 "Mysterium"이 즉시 부여된 미지의 물질에 속한다는 가설이 세워졌습니다. 그러나 "미스터리"는 곧 광학 "형제"- "성운"과 "코로나"의 운명을 공유했습니다. 사실은 수십 년 동안 성운의 밝은 선과 태양 코로나가 알려진 스펙트럼 선과의 식별에 적합하지 않다는 것입니다. 따라서 그들은 지구상에서 알려지지 않은 가상 요소 인 "성운"과 "코로나"에 기인했습니다. 우리 세기 초 천문학자들의 무지에 대해 오만하게 웃지 말자. 결국 원자 이론은 당시에는 존재하지 않았기 때문이다! 물리학의 발전은 주기율표이국적인 "천체"에 대한 Mendeleev의 장소: 1927년에 "성운"이 폭로되었고, 그 라인은 이온화된 산소 및 질소의 "금지된" 라인과 1939-1941년에 완전한 신뢰성으로 식별되었습니다. 신비한 "코로늄" 선이 철, 니켈 및 칼슘의 다중 이온화된 원자에 속한다는 것이 설득력 있게 보여졌습니다. "성운"과 "코도늄"을 "해체"하는 데 수십 년이 걸렸다면, 발견 후 불과 몇 주 만에 "미스테리움"의 선이 일반 수산기에 속한다는 것이 분명해졌지만 특별한 조건에서만 가능했습니다. 추가 관찰은 무엇보다도 "미스터리"의 근원이 극도로 작은 각도 치수를 가지고 있음을 보여주었습니다. 이것은 당시 새로운, 매우 효과적인 방법"초장기선 전파 간섭계"라는 연구입니다. 이 방법의 본질은 서로 수천km 떨어진 두 개의 전파 망원경에서 소스를 동시에 관찰하는 것으로 축소됩니다. 밝혀진 바와 같이, 이 경우의 각 분해능은 전파 망원경 사이의 거리에 대한 파장의 비율에 의해 결정됩니다. 우리의 경우 이 값은 ~ 3x10 -8 rad 또는 아크초의 수천분의 1이 될 수 있습니다! 광학 천문학에서 이러한 각도 분해능은 여전히 완전히 달성할 수 없습니다. 그러한 관찰은 "신비한" 근원의 적어도 세 가지 부류가 있음을 보여주었다. 우리는 여기에서 클래스 1 소스에 관심을 가질 것입니다. 그들 모두는 예를 들어 유명한 오리온 성운과 같은 가스 이온화 성운 내부에 있습니다. 이미 언급했듯이 크기는 매우 작아서 수천 번입니다. 더 작은 크기성운. 가장 흥미롭게도 그것들은 복잡한 공간 구조를 가지고 있습니다. 예를 들어, W3라고 불리는 성운의 근원을 생각해 보십시오.
쌀. 13. 수산기 라인의 4가지 성분 프로파일
그림에서. 13은 이 소스에 의해 방출된 OH 라인 프로파일을 보여줍니다. 보시다시피, 많은 수의 좁은 밝은 선으로 구성됩니다. 각 선은 이 선을 방출하는 구름의 시선을 따라 이동하는 특정 속도에 해당합니다. 이 속도의 크기는 도플러 효과에 의해 결정됩니다. 다른 구름 사이의 속도 차이(시선을 따라)는 ~ 10km/s에 이릅니다. 위의 간섭계 관측 결과 각 선을 방출하는 구름이 공간적으로 일치하지 않는 것으로 나타났습니다. 그림은 다음과 같습니다. 약 1.5초 크기의 영역 내에서 호가 다른 속도 약 10개의 소형 구름. 각 구름은 하나의 특정(주파수) 라인을 방출합니다. 구름의 각도 치수는 1/1000분의 1초 정도로 매우 작습니다. W3 성운까지의 거리가 알려져 있기 때문에(약 2000 pc), 각 치수는 선형 치수로 쉽게 변환될 수 있습니다. 구름이 움직이는 영역의 선형 치수는 10 -2 pc 정도이고 각 구름의 치수는 지구에서 태양까지의 거리보다 10배만 더 큽니다. 질문이 생깁니다. 이들은 어떤 종류의 구름이며 무선 회선에서 왜 그렇게 강하게 수산기를 방출합니까? 두 번째 질문에 대한 답변은 꽤 빨리 받았습니다. 방출 메커니즘은 실험실 메이저 및 레이저에서 관찰되는 것과 매우 유사하다는 것이 밝혀졌습니다. 따라서 "미스터리"의 근원은 18cm의 하이드록실 라인 파장에서 작동하는 거대하고 자연적인 우주 메이저입니다. 거대한 라인 밝기가 달성되는 것은 메이저(광학 및 적외선 주파수 - 레이저에서)이며, 그 스펙트럼은 너비가 작습니다 ... 알려진 바와 같이, 이 효과로 인한 선로의 방사선 증폭은 방사선이 전파되는 매체가 어떤 식으로든 "활성화"될 때 가능합니다. 이것은 일부 "외부" 에너지원(소위 "펌핑")이 초기(상위) 수준에서 원자 또는 분자의 농도를 비정상적으로 높게 만든다는 것을 의미합니다. 일정한 "펌프" 없이는 메이저 또는 레이저가 불가능합니다. 우주 메이저를 "펌핑"하는 메커니즘의 본질에 대한 질문은 아직 최종적으로 해결되지 않았습니다. 그러나 다소 강력한 적외선은 "펌핑"될 가능성이 가장 큽니다. 또 다른 가능한 "펌핑" 메커니즘은 일부 화학 반응일 수 있습니다. 천문학자들이 우주에서 마주치는 놀라운 현상에 대해 생각하기 위해 우주 메이저에 대한 우리의 이야기를 중단할 가치가 있습니다. 우리가 지금 겪고 있는 과학기술혁명에서 중요한 역할을 하고 있는 격동의 세기의 가장 위대한 기술 발명품 중 하나는 자연 조건에서, 게다가 거대한 규모로 쉽게 실현됩니다! 일부 우주 메이저의 전파 방출 플럭스는 너무 커서 35년 전, 즉 메이저와 레이저가 발명되기 전인 전파 천문학의 기술 수준에서도 감지할 수 있었습니다! 이를 위해서는 "오직" OH 무선 링크의 정확한 파장을 알고 문제에 관심을 갖는 것이 필요했습니다. 그건 그렇고, 인류가 직면 한 가장 중요한 과학 기술 문제가 자연 조건에서 실현 된 것은 이번이 처음이 아닙니다. 태양과 별의 복사를 지지하는 열핵 반응(참조. 아래), 미래에 우리의 모든 에너지 문제를 해결해야 하는 지구 핵 "연료"를 얻기 위한 프로젝트의 개발 및 구현을 자극했습니다. 아아, 우리는 여전히 자연이 "쉽게" 해결한 이 가장 중요한 문제를 해결하려면 멀었습니다. 한 세기 반 전에 빛의 파동 이론의 창시자인 프레넬은 (물론 다른 경우에) "자연은 우리의 어려움을 비웃습니다."라고 말했습니다. 보시다시피 프레넬의 말은 오늘날 더욱 사실입니다. 그러나 우주의 메이저로 돌아가자. 이 메이저의 "펌핑" 메커니즘은 아직 완전히 명확하지 않지만, 여전히 메이저 메커니즘에 의해 18cm 선을 방출하는 구름의 물리적 조건에 대한 대략적인 아이디어를 형성할 수 있습니다. 이 구름은 매우 조밀합니다. 입방 센티미터에는 적어도 10 8 -10 9 입자가 있으며 그 중 상당 부분(아마도 대부분)은 분자입니다. 온도는 2000Kelvin을 넘을 가능성이 거의 없으며 대부분 1000Kelvin 정도입니다. 이러한 특성은 성간 가스의 가장 밀도가 높은 구름의 특성과 극명한 대조를 이룹니다. 아직은 상대적으로 고려 작은 크기구름, 우리는 무의식적으로 그들이 초거성 별의 확장되고 다소 차가운 대기와 비슷하다는 결론에 도달합니다. 이 구름은 성간 매질에서 응결된 직후의 원시성 발달의 초기 단계일 가능성이 매우 높습니다. 다른 사실들도 (이 책의 저자가 1966년에 표현한) 이 진술을 뒷받침합니다. 젊고 뜨거운 별은 우주 메이저가 관찰되는 성운에서 볼 수 있습니다(아래 참조). 결과적으로 최근에 끝났고 아마도 현재까지 계속되는 별 형성 과정이 있습니다. 아마도 가장 흥미로운 점은 전파천문 관측에서 알 수 있듯이 이러한 유형의 우주 메이저가 마치 이온화된 수소의 작고 매우 빽빽한 구름에 "잠겨 있다"는 것입니다. 이 구름에는 많은 우주 먼지가 포함되어 있어 광학 범위에서 관측할 수 없습니다. 이 "고치"는 내부에 있는 젊고 뜨거운 별에 의해 이온화됩니다. 별 형성 과정을 연구하는 데 적외선 천문학이 매우 유용하다는 것이 입증되었습니다. 실제로 적외선의 경우 성간 빛의 흡수는 그다지 중요하지 않습니다. 이제 우리는 다음 그림을 상상할 수 있습니다. 성간 매체의 구름에서 응축을 통해 서로 다른 질량의 여러 덩어리가 형성되어 원시성으로 진화합니다. 진화 속도는 다릅니다. 더 많은 덩어리의 경우 더 높을 것입니다(아래 표 2 참조). 따라서 우선, 그것은 가장 무거운 무리의 가장 뜨거운 별이 될 것이고 나머지는 프로토 스타 단계에서 다소 오래 머무를 것입니다. 우리는 그것들을 덩어리로 응축되지 않은 "고치"의 수소를 이온화하는 "신생아" 뜨거운 별의 바로 근처에서 메이저 방사선의 근원으로 관찰합니다. 물론 이 대략적인 계획은 더욱 정교해질 것이며 물론 상당한 변화가 있을 것입니다. 그러나 사실은 남아 있습니다. 갑자기 얼마 동안 (아마도 비교적 짧은) 신생아 원시 별이 비유적으로 말하면 자신의 탄생에 대해 "비명"을 사용하여 최신 방법 양자 방사선 물리학(즉, 메이저) ... 수산기(라인 18cm)에서 우주 메이저가 발견된 지 2년 후, 동일한 소스가 동시에(메이저 메커니즘에 의해) 수증기 라인을 방출한다는 것이 발견되었습니다. 그 중 1, 35cm "물"메이저의 강도는 "수산화기"의 강도보다 훨씬 큽니다. H2O 라인을 방출하는 구름은 "히드록실" 구름과 같은 작은 부피이지만 다른 속도로 움직이며 훨씬 더 작습니다. 가까운 장래에 다른 메이저 라인*도 발견될 가능성을 배제할 수 없습니다. 따라서 아주 뜻밖에도 전파 천문학은 고전적인 별 형성 문제를 관측 천문학 **의 한 분야로 바꾸어 놓았습니다. 주계열에서 수축을 멈추면 별은 스펙트럼 광도 다이어그램에서 위치를 변경하지 않고 실제로 오랫동안 방출합니다. 그것의 복사는 중앙 지역에서 일어나는 열핵 반응에 의해 뒷받침됩니다. 따라서 주 시퀀스는 스펙트럼상의 점의 궤적입니다. 광도 다이어그램은 별 (질량에 따라 다름)이 열핵 반응으로 인해 오랫동안 꾸준히 방출 할 수 있습니다. 주계열에서 별의 위치는 질량에 의해 결정됩니다. 스펙트럼 광도 도표에서 평형 방출 별의 위치를 결정하는 매개변수가 하나 더 있다는 점에 유의해야 합니다. 이 매개변수는 별의 초기 화학 조성입니다. 무거운 원소의 상대적 함량이 감소하면 별은 아래 그림에서 "눕게" 됩니다. 일련의 하위 왜성의 존재를 설명하는 것은 이러한 상황입니다. 위에서 언급했듯이, 이 별들에 있는 무거운 원소의 상대적인 풍부함은 주계열성보다 수십 배 적습니다. 주계열에서 별의 체류 시간은 초기 질량에 의해 결정됩니다. 질량이 크면 별의 복사는 엄청난 힘을 가지며 오히려 빨리 수소 "연료"의 매장량을 고갈시킵니다. 예를 들어, 태양 질량보다 수십 배 더 큰 질량을 가진 주계열성의 별(이것은 분광 등급 O의 뜨거운 청색 거성)은 꾸준히 방출할 수 있으며, 이 순서대로만 몇 백만 년 동안 지속됩니다. 질량이 태양에 가깝고 100-150억 년 동안 주계열에 있습니다. 아래는 표입니다. 2는 중력 수축의 계산된 지속 시간을 제공하고 다른 스펙트럼 유형의 별에 대한 주계열을 유지합니다. 같은 표는 별의 질량, 반지름 및 광도 값을 태양 단위로 보여줍니다.
표 2
| 연령 | |||||
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스펙트럼 등급 |
밝기 |
중력 압축 |
메인 시퀀스 | ||
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G2(일) |
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쌀. 14. "광도-온도" 도표에서 다른 질량의 별에 대한 진화 경로
쌀. 15. Hertzsprung - 성단 NGC 2254에 대한 러셀 도표
쌀. 16. Hertzsprung - 구상성단 M에 대한 Russell 다이어그램 3. 수직축 - 상대 등급
해당 다이어그램에서 뜨거운 질량의 별이 있는 왼쪽 상단을 포함하여 전체 주계열을 명확하게 볼 수 있습니다(색 지수 0.2는 20,000K의 온도, 즉 클래스 B의 스펙트럼에 해당). 구상성단 M3는 "오래된" 천체이다. 이 성단의 주계열도 상단에는 별이 거의 없음이 분명합니다. 반면, M 3의 적색거성 가지가 매우 풍부하게 표현된 반면, NGC 2254에는 적색거성이 거의 없다. 이것은 이해할 수 있습니다. 이전 M 3 큰 숫자별들은 이미 주계열성을 떠났지만, 젊은 성단 NGC 2254에서는 상대적으로 무겁고 빠르게 진화하는 소수의 별에서만 이런 일이 발생했습니다. М 3의 거인 가지가 상당히 가파르게 올라가고 NGC 2254의 경우 거의 수평이라는 점은 주목할 만합니다. 이론의 관점에서 이것은 M 3의 중원소 함량이 현저히 낮기 때문에 설명할 수 있습니다. 그리고 실제로 구상성단의 별(또한 은하계 쪽으로 집중하지 않는 다른 별에서도 은하 중심을 향해) 중원소의 상대적 풍부함은 미미하다 ... М 3에 대한 "색상 지수 - 광도" 다이어그램에서 거의 수평 분기가 하나 더 보입니다. NGC 2254에 대해 표시된 다이어그램에는 유사한 분기가 없습니다. 이론은 다음과 같이 이 분기의 출현을 설명합니다. 적색 거성인 별의 수축하는 조밀한 헬륨 핵의 온도가 1억에서 1억 5천만 K에 도달하면 새로운 핵 반응이 그곳에서 시작됩니다. 이 반응은 3개의 헬륨 핵으로부터 탄소 핵의 형성으로 구성됩니다. 이 반응이 시작되자마자 핵의 압축은 멈출 것이다. 추가 표면층
별은 온도를 높이고 스펙트럼 광도 다이어그램의 별은 왼쪽으로 이동합니다. M 3에 대한 다이어그램의 세 번째 수평 가지가 형성되는 것은 그러한 별에서입니다.
쌀. 17. 통합 Hertzsprung - 11개 성단에 대한 러셀 도표
그림에서. 도 17은 11개의 클러스터에 대한 요약 다이어그램 "색상 - 광도"를 개략적으로 보여주며, 그 중 2개(M 3 및 M 92)는 구형입니다. 이미 논의된 이론적 개념과 완전히 일치하여 다른 클러스터에서 기본 시퀀스가 오른쪽으로 "구부려져" 위로 올라가는 방식을 분명히 볼 수 있습니다. 무화과에서. 17에서 어떤 클러스터가 젊은 클러스터이고 어떤 클러스터가 오래된 클러스터인지 즉시 알 수 있습니다. 예를 들어, 페르세우스의 "이중" 군집 X와 h는 젊습니다. 메인 시퀀스의 상당 부분을 "유지"했습니다. M 41 성단은 더 오래되었고, Hyades 성단은 훨씬 더 오래되었으며, 가장 오래된 것은 M 67 성단입니다. 색-광도 도표는 구상 성단 M 3 및 M 92의 유사한 도표와 매우 유사합니다. 거인만 구상성단의 가지가 의 차이와 일치하여 더 높다. 화학적 구성 요소앞서 언급한. 따라서 관찰 데이터는 이론의 결론을 완전히 확인하고 입증합니다. 거대한 항성 물질 층에 의해 우리로부터 닫혀 있는 항성 내부의 과정 이론에 대한 관찰 테스트를 기대하는 것은 어려울 것 같습니다. 그러나 여기에서도 이론은 천체 관측의 실천에 의해 지속적으로 모니터링됩니다. 많은 수의 "색상 - 광도" 다이어그램을 편집하려면 천문학자-관찰자의 엄청난 작업과 관찰 방법의 근본적인 개선이 필요했습니다. 반면 이론의 성공은 내부 구조그리고 별의 진화는 고속 전자 계산기를 기반으로 한 현대 컴퓨팅 기술이 없었다면 불가능했을 것입니다. 핵 물리학 분야의 연구는 또한 이론에 귀중한 기여를 했으며, 이는 항성 내부에서 일어나는 핵 반응의 정량적 특성을 얻는 것을 가능하게 했습니다. 별의 구조와 진화론의 발전은 20세기 후반 천문학의 가장 위대한 업적 중 하나라고 해도 과언이 아니다. 현대 물리학의 발전은 항성, 특히 태양의 내부 구조 이론에 대한 직접적인 관찰 검증의 가능성을 열어줍니다. 그것은이다내부에서 핵반응이 일어나면 태양이 방출해야 하는 강력한 중성미자 플럭스를 감지할 가능성에 대해. 중성미자는 다른 물질과 매우 약하게 상호작용한다는 것은 잘 알려져 있습니다. 소립자... 따라서 예를 들어 중성미자는 태양의 전체 두께를 통해 거의 흡수되지 않고 날아갈 수 있는 반면 X선은 태양 내부에 있는 몇 밀리미터의 물질을 통해서만 흡수 없이 통과할 수 있습니다. 우리가 각 입자의 에너지를 가진 강력한 중성미자 빔을 상상한다면
