주계열성

주계 열성

주계 열성 별은 별의 수명 대부분을 차지하는 별의 진화 단계 (약 90%)입니다. 그러나 별일 수 있는 최소 질량은 태양의 약 7%이며, 물질이 이보다 적으며 일련의 갈색 왜성의 대상이 아닙니다. 이 기간의 별은 안정된 융합 반응을 겪으며 별의 크기와 밝기를 끊임없이 유지합니다. 수소와 다른 융합 연료를 소비하고 별 내부의 사용 가능한 융합 연료가 나오면 주 계열별의 단계가 분리되지만, 별이 질량이 많을수록 현상이 더 빠릅니다. 질량이 크기 때문에 중앙 온도가 높고 압력이 높으며 핵연료 소비가 질량에 비해 큽니다. 태양 질량의 150배는 주계 열성에서 200만 년 밖에 지속하지 않으며 태양 질량의 7.5%인 작은 적색 왜성은 주 계열 단계에서 17조 년 정도 존재할 수 있습니다. 태양은 또한 언젠가 주계 열성에서 멀어져 거대한 별의 단계를 밟을 것이지만 과학자들이 발표한 바로는 약 63억 8천만 년이 걸릴 것입니다.

 

주계 열성 별이 되는 과정

 

모든 별은 내부 복사 압력과 중력이 평형을 형성하는 지점까지 존재할 수 있지만, 에딩턴 한계라고 합니다. 물론 별이 너무 크고 내부 복사 압력이 중력보다 강하면 별은 질량을 방출하고 에딩턴 한계 이하로 떨어질 것입니다. 이것은 별을 함유한 금속의 함량에 따라 다릅니다. 금속은 내부 밀도 변화에 약간 관여하기 때문에 따릅니다. 별은 별의 질량이 500배 이상 존재했지만, 천문학에서 중요합니다. 초기 별 부족 III의 별 중 별은 500배 이상 존재합니다. 그것은 삶을 끝내고 거대한 블랙홀을 만들어 퀘이사와 초기 은하의 형성에 이바지했습니다. 트리 발 3 세 별은 금속이 없고 NCO 순환할 수 없습니다. 따라서 핵융합이 즉시 먼저 될 수 있고 질량이 더 클 수 있기 때문에 빨아들일 수 있는 시간적 여유가 있지만, 따라서 이러한 평균 질량은 태양보다 180배에서 200배 더 컸습니다. 성간 물질의 결합량이 태양의 16배를 초과하면 O형 주 계열 별이 됩니다.

 

주계 열성 별의 온도

 

표면 온도는 3만 도에서 가장 뜨겁고, O2 봉광현은 5만 5천 도에 달합니다. O형 주계열 별은 우주 전체 2천만 개의 별 중에서 매우 드물다. 반경은 태양의 6.6배, 밝기는 태양의 3만 배, 인간의 눈에서 볼 때 O형 주계열 별은 청백색 빛을 발산합니다. 이것이 특이한 이유는 큰 질량이 단일 별이 발생할 확률보다 낮을 수 있지만 이 별은 너무 짧은 수명을 가지고 있기 때문입니다. 태양 질량의 약 50배인 O형 별의 평균 수명은 500만 년, 따라서 인간이 밤하늘을 관찰할 때 O형을 관찰할 확률은 이 별의 생존이 평균적인 다른 별과 비교할 때 짧아질 것입니다. 성간 물질의 결합량이 태양의 최소 2.5배에서 16배에 달할 때, 그것은 B형 주 계열별이 됩니다. 표면 온도는 현저하게 중요하지 않다. 쓰인 O형의 품격보다 작지만, 여전히 무척 뜨겁습니다. 밝기는 태양의 25배에서 태양의 3만 배까지 다양합니다. 밝기 차이가 무지하지 않은 이유에 대한 대답은 수소 융합이 온도의 제곱에 비례하기 때문입니다. 온도가 두 번 상승하면 밝기가 8배 증가합니다. B형은 또한 우리 눈에 청백색 빛을 방출합니다. 그러나 일부 알려진 것처럼, B형은 청백색이고, O형은 파란색이지만, 그들은 뜨겁습니다. 때로는 일정 온도 이상이며, 우리의 눈은 파란색보다 파란색이 아닙니다. 그 이유는 뜨거운 별들이 가시광선이 아닌 자외선 영역에서 대부분 에너지를 방출하는 것에서 비롯된 것입니다. 희귀성 측면에서 O형보다 훨씬 많으며 그 수는 우주의 15,000개의 별 중 하나입니다. 무시할 수 있는 작은 숫자이지만 O형의 비율에 비해 매우 일반적입니다. 질량에 따라 10,000년에서 8억 년 사이의 수명; 출생 후, 수집된 가스 물질의 양이 태양의 1.4배에서 2.5배 사이일 때, 그것은 A형 주 절차가 됩니다. 표면 온도는 낮아도 7,500도에서 약 1만 도에 형성됩니다. 밝기는 태양의 5배, 25배 사이에 형성됩니다.