광도 및 표면 온도로 그려진 별은 Hertzsprung-Russell 다이어그램의 패턴에 적합 합니다. 이 플롯의 대략적인 대각선 하위 집합을 기본 시퀀스라고합니다. 이것은 어떤 의미에서 시간적 순서입니까? 위키피디아 기사 의 스텔라 피직스 섹션에는 답이 '아니오'이지만 한 번 그렇게 생각되었다는 단서가 있습니다 .
다이어그램을 고려한 결과 천문학 자들은 별의 진화를 보여줄 수 있다고 추측했다.
따라서이 경우 "시퀀스"라는 단어는 이제 특정 순서를 의미하며 어떤 별이 만드는 시간이 지남에 따라 진행되지는 않습니까? 주 계열은 별들이 상당한 시간을 보내는 별의 진화에서 일종의 고원 일까?
답변:
이것은 어떤 의미에서 시간적 순서입니까?
실제로는 아닙니다. 적어도 주 계열을 따라 미끄러지는 별의 의미는 아닙니다. 그런 일은 일어나지 않습니다. 대신에, 별은 일생 동안 주 계열성으로 주 계열의 한 지점에 다소 주차되어있다.
프로토스 타는 제로 에이지 메인 시퀀스 스타보다 더 밝고 시원합니다. 일단 별이 "점화"(중수소가 아닌 수소 융합 시작)는 별이 주 계열에 들어갈 때입니다. 이곳은 별이 대부분의 수명을 보내는 곳입니다. 작은 별, 질량이 태양 질량의 약 40 % 미만인 작은 별의 경우, 별이 별의 수명 전체를별로 사용할 곳입니다. 작은 별들은 나이가 들어감에 따라 어두워지고 어두워집니다.
큰 별은 가장 안쪽의 코어에서 가장 바깥 쪽의 영역으로 완전히 혼합되지 않습니다. 이 더 큰 별들은 나이가 들어감에 따라 헬륨의 재를 형성합니다. 이 수소 융합은 결국 코어의 모든 수소가 헬륨에 융합되었을 때 끝납니다. 그때 별이 주 계열을 떠날 때입니다. 작은 별과 달리, 큰 별은 나이가 들어감에 따라 더 밝아집니다 (더 밝게 빛납니다).
큰 별 (태양 질량이 40 %보다 큰 별)은 나이가 들어감에 따라 광도가 두 배 또는 세 배가 될 수 있습니다. 이것은 3 배에서 5 배 정도의 크기 증가이며, 가장 작은 적색 왜성과 가장 큰 청색 거인 사이의 HR 다이어그램에 표시된 11 ~ 12 차 광도 차이와 비교하면 아주 작습니다. 이것이 의미하는 바는, 작지 않은 별이 주 계열에 들어가면 주 계열에서 나올 때까지 주 계열에서 그 자리에 어느 정도 머무 릅니다.
메인 시퀀스는 출발 선과 비슷합니다 . 대부분의 별은 수소를 헬륨에 융합시키는 동안 태양 의 한 지점 ( 태양 의 경우 100 억 년) 에 오랜 시간을 보냅니다 . 그런 다음 그들은 방황합니다.
에서 이 그림 검은 선은 기본 순서입니다. 컬러 선은 시간적 순서를 보여줍니다. 개별 별의 시간을 통한 이러한 진행을 진화 트랙 이라고합니다 .
검은 선을 따르는 숫자는 태양 질량입니다 (1 = 태양). 이 다이어그램은 Wikimedia 사용자 인 Rursus , GAS 및 Jesusmaiz 의 이미지 시퀀스를 통해 발전했습니다 .
주요 순서는 대부분 별이 완전히 형성된 후 그러나 정상적인 융합 반응을 연료로 만들기 위해 수소가 부족하기 시작하기 전에 도달하는 고원입니다. 그리고 네, 그 순서는 대부분 나이가 아니라 질량에 의한 순서입니다. 나는 나이가 어느 정도 영향을 미치기 때문에 주로 말한다 ( 온도-광도 변화 에 관한 주요 순서에 관한 Wikipedia 기사 섹션 참조 ). 결과적으로 오래된 별은 어린 별보다 약간 뜨겁고 밝습니다.
대부분의 별들에게 방출되는 빛의 대부분은 흑체 방사선 입니다. 별이 생성하는 에너지의 양은 복잡하지만 ( 질량-휘도 관계 에 대한 페이지에 설명 된 바와 같이 ) 질량이 큰 별의 경우 에너지 출력이 표면적에 비해 크게 증가하여 더 뜨겁습니다 . 흑체 방사선에 관한 페이지 는 작은 별의 표면 온도가 빨강과 질량이 증가함에 따라 주황색, 노란색, 녹색 및 파란색으로 표시되는 온도 그래픽을 포함하여 설명 이 훌륭 합니다.
더 큰 융합 률 (크기에 비해)은 왜 큰 별이 작은 별보다 수소가 빨리 소모되는지를 설명합니다.
짧은 답변
내 대답은 아니오 야. 주요 순서는 질량 순서이며 시간 순서는 아닙니다.
가장 큰 별은 왼쪽 상단에 있습니다 (가장 밝고 가장 뜨겁기 때문에 가장 밝습니다). 질량이 가장 낮은 별은 왼쪽 아래에 있습니다 (흐리게 차가워지고 차가워 지거나 붉어지기 때문에).
따라서 왼쪽 상단에서 오른쪽 하단으로 메인 시퀀스를 따라 가면 질량이 높거나 낮은 시퀀스가됩니다.
조금 더 많은 배경
천문학자인 Hertzsprung과 Russel은 별의 밝기와 색상이 무작위 일뿐만 아니라 대부분의 별이 밝기와 색상 사이의 좁은 관계를 나타냅니다. 가장 밝은 별은 일반적으로 더 푸르고 (= 더 뜨겁고), 어두운 별은 일반적으로 더 붉습니다 (= 더 시원합니다).
세로 축의 밝기와 가로 축의 색 (또는 온도)을 나타내는 다이어그램에 별의 속성을 플로팅하면 대부분의 별이이 다이어그램에서 상당히 좁은 스트립에있는 것으로 나타납니다. 우리는이 별자리를 주요 순서라고 부릅니다. 단순히 대부분의 별이 그 위에 있기 때문입니다. (예를 들어, 붉은 거인과 흰 왜성은이 순서에 속하지 않지만 더 드물다). 이제이 다이어그램을 Hertzsprung-Russel 다이어그램이라고합니다.
대부분의 별들은이 순서에 놓여 있습니다. 왜냐하면 그들은 별을 바꾸지 않고 그들의 생활 시간의 약 90 %를 그곳에서 보냅니다. 태양은 또한 주 계열에있는 많은 별들 중 하나입니다. 주 계열에있는 모든 별들은 핫 센터에서 수소의 핵융합에 의해 구동됩니다. 이것은 별을위한 효율적인 연료 공급원이며 수명의 90 % 동안 지속됩니다.
천문학 자들은 컴퓨터 모델을 통해 별이 나이가 들면 Hertzsprung-Russel 다이어그램을 통해 어떻게 움직이는 지 이해할 수있었습니다. 중심에 수소 연료가 부족하면 별이 바뀌기 시작하고 주요 순서를 떠납니다. 그들이 그들이 자이언트가되기 위해 성장할 수있는 때입니다. 이러한 변화는 비교적 빠릅니다. 이것이 우리가 주 계열에서 별이 많이 보이지 않는 이유입니다. 스타가 나이가 들어감에 따라 다이어그램을 어떻게 움직이는 지 추적하는 트랙을 진화 트랙이라고합니다. 이 진화 트랙은 일련의 시간으로 생각할 수 있습니다.