항성천문학,우리 은하 천문학

*항성천문학

천문학에서 규칙 없이 별이 불규칙하게 나타나는 것과 달리 개미 성운 중심부의 죽어가는 별에서 방출되는 가스는 대칭적인 구조를 보이며, 별과 행성의 진화를 이해하는 것은 우주를 이해하는 데 매우 중요한 역할을 합니다.천체물리학은 관측과 이론, 행성 내 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 항성 연구를 계속하고 있습니다.별이 형성되는 과정은 거대한 분자 구름으로 알려진 높은 밀도의 먼지와 가스로 시작됩니다.분자구름이 불안정해지면 중력의 영향으로 분자구름이 무너져 수많은 조각으로 부서지고, 파편들은 원시별을 형성합니다.중심핵에서 밀도가 충분히 높고 뜨거워지면 핵융합이 시작되고 주계열이 자연스럽게 탄생합니다.수소와 헬륨보다 훨씬 무거운 원소들은 천문학에서 중간자라고 불리는데 이것들은 별 안에서 만들어집니다.

주계열의 특성을 넘어 별이 진화하는 과정에서 주로 별의 무게와 질량에 의해 결정되는데, 별의 질량이 클수록 밝아져 중심핵에서 수소연료가 빠르게 연소합니다.시간이 지남에 따라, 별이 가지고 있는 모든 수소가 헬륨으로 변환되면, 별의 진화 과정이 시작됩니다.헬륨 융합이 시작되기 위해서는 중심핵의 온도가 매우 높아야 하기 때문에 별의 중심핵 밀도가 증가하고 부피가 매우 커집니다.부피가 커진 별은 헬륨이 소진될 때까지 일시적으로 적색 거성 단계에 머물러 있습니다.매우 무거운 별의 경우 헬륨보다 무거운 원소를 태우기 위해 일련의 진화 단계가 별도로 수행됩니다.마지막에 남은 별들의 무게와 질량에 따라 별들이 바뀌고, 태양 크기 정도의 질량을 가진 별들은 행성상성운 형태로 질량을 방출해 중심부에 백색왜성이 남게 됩니다.질량이 태양의 12배 이상이었던 별의 경우 중심핵이 붕괴하고 초신성은 마지막 수명을 마칩니다.초신성 폭발 후 중심에 남은 물질이 중성자별이 되거나, 폭발 후 질량이 태양까지 3배 이상 남은 행성은 우리가 알고 있는 블랙홀로 진화합니다.서로 가까운 쌍성의 경우 주성에서 나온 물질이 반백색 왜성 쪽으로 밀려나 신성 폭발을 일으키는 과정으로 보이는 더욱 복잡한 진화 경로를 진행합니다.행성상성운과 성운은 성간 공간에 무거운 원소를 퍼뜨리고 생명체가 태어날 물질을 공급하는 데 중요한 역할을 합니다.만약 그런 것이 없다면 이것은 새로운 별과 행성들이 수소와 헬륨으로 구성될 것이고, 지구형 행성들은 생성될 수 없기 때문입니다.

두 번째 이야기는 우리 은하 천문학에 관한 것입니다.우리 은하에서, 도식도면을 보시면, 도식도면은 우리 은하를 3차원으로 그린 것입니다.아래 회색 부채꼴 범위는 성간 먼지 때문에 지구에서 볼 수 없는 부분입니다.우리의 태양계는 국부 은하가 속한 은하의 중심, 즉 막대 모양의 은하수에 기반을 두고 있습니다.가스, 먼지, 별, 암흑 물질이 중력의 영향을 받아 우리 은하계를 형성하기 위해 함께 묶여 있고, 그것들은 공통 질량의 중심을 중심으로 회전하고 있습니다.태양계는 성간 먼지를 포함하는 외부 나선팔에 위치하기 때문에 먼지로 감소합니다가시성 때문에 지구에서 우리 은하의 시야는 제한되어 있습니다.우리 은하의 중심은 막대 모양의 팽대부(은하의 별들이 밀집된 성단)와 은하 중심에 거대한 블랙홀이 있고, 은하 중심은 바깥쪽으로 나선을 이루는 네 개의 나선팔(일반 나선 은하의 중심)로 둘러싸여 있는 것으로 알려져 있습니다.나선팔은 높은 금속 함량을 가진 많은 별들과 어린 별들의 탄생지입니다.은하단은 둥근 은하 헤일로(천문학 용어로 바다, 달, 후광을 의미하며, 구형으로 넓게 퍼지는 은하의 구성 요소)로 둘러싸여 있으며, 이는 주로 수많은 오래된 별들과 밀집된 별무리에 의해 분포되어 있습니다.우리 은하와 외부 은하에 대한 운동학적 연구는 보이는 물질보다 더 많은 질량이 있다는 것을 보여줍니다.