별이 실제로 별이되기 전에 얼마나 뜨거워 야합니까? 왜 그렇게 더워 야합니까? 가능한 경우 인용 할 공식 사이트를 찾으십시오.
댓글
- 관련 답변은 astronomy.stackexchange.com/questions/79/…
답변
별의 온도는 별의 온도가 많이 변하기 때문에 흥미로운 질문입니다. 이 질문과 더 관련이있는 온도는 별의 중심 온도라고 생각합니다. 별은 중심에서 수소를 태우기 시작할 때 태어납니다.
마지막으로 수소가 별의 중심부에서 융합되기 시작하고 나머지 감싸고있는 물질은 제거됩니다. 이렇게하면 원성 단계가 끝나고 H–R 다이어그램에서 별의 주 계열 단계가 시작됩니다.
( Wikipedia 페이지 )
수소 연소에 필요한 온도는 1,000 만 켈빈입니다. , 이것이 별이별로 간주 되려면 얼마나 뜨거워 야 하는가입니다. 너무 뜨거워 야합니다. 그렇지 않으면 수소를 태우지 못하고 “실패한 별”이 될 것입니다 : 갈색 왜성 .
편집 :
평신도 별의 온도 범위가 아니기 때문에 표면 온도가 오해의 소지가 있습니다. 별에 의해서만 채워지지만 표면 온도가 1000 ~ 3000K 범위 인 뜨거운 목성 ( )과 같은 다른 물체에 의해서만 채워집니다.
댓글
- 가장 멋진 " 별 "은 실제로 적색 거성입니다.
- 사실 나는 ' 거인에 대해 틀 렸습니다. 오래된 L2 왜성은 가장 멋진 별에 관한 것입니다. 그러나 핵 연소 온도 임계 값이 너무 높습니다.
답변
물리적 관점에서
물리적 관점에서 물체는 핵융합을 겪고있을 때 별이됩니다. 일반적으로 수소 원자는 별은 온도에 관계없이 결정됩니다.
별은 온도에 의해 결정되는 것이 아니라 내부 과정에 의해 결정됩니다.
이것은 목성이 핵융합을 시작하면 별이기는하지만 별으로 간주됩니다.
이 경우에는 물체가 별인지 여부에 대한 예 / 아니요 구분입니다.
관측에서 어떤 것이별로 분류되면 그 특징에 따라 분류 될 수있는 7 개의 그룹이 있습니다.
출처 : http://en.wikipedia.org/wiki/Star#Classification
클래스 온도
O : 33,000 K +
B : 10,500 ~ 30,000K
A : 7,500 ~ 10,000K
F : 6,000 ~ 7,200K
G : 5,500 ~ 6,000K
K : 4,000 ~ 5,250K
M : 2,600–3,850K
참고 : 세 가지 분류 LT 및 Y가이 목록의 더 차가운 끝에 추가되었지만 차단 지점이 확실하지 않으므로 생략했습니다.
하지만 이상하게도 온도에 따라 분류되지 않고 스펙트럼으로 분류되어 스펙트럼이 온도와 관련이 있습니다. 여기에서 말한 온도는 별의 광구 (광자가 자유 스트리밍을 시작하는 곳)의 온도이며, 중심 (광자가 진행중인 융합 반응에서 생성되는 곳)이 아닙니다.
왜성 별에는 접두사가 붙은 자체 분류 시스템이 있습니다. 그래도 문자 D로.
Wiki 기사 인용 :
백색 왜성에는 문자 D로 시작하는 고유 한 등급이 있습니다. 스펙트럼에서 발견되는 눈에 띄는 선의 유형에 따라 DA, DB, DC, DO, DZ 및 DQ 클래스로 나뉩니다. 그 다음에는 온도 지수를 나타내는 숫자 값이 나옵니다.
댓글
- 이것은 일종의 " 관찰자 관점 "이 " 물리적 관점보다 더 많습니다. ". 물리적 인 관점에서이 질문은 분명히 " 예 / 아니요 " 질문입니다. 수소를 태울 수 없습니다. ' 별이 아닙니다.
- 사실 표면 온도만으로 별을 정의하는 것은 위험합니다. 뜨거운 목성은 표면 온도가 M 형 별에 가깝고 별이 아닙니다!
- 나는 여전히 나는 여전히 오해의 소지가 있다고 생각하는 대부분의 답변에 동의하지 않습니다. 우리는 ' 여기서 별의 정의에 대해 이야기하고 있으며 표면 온도는이 정의에 포함되지 않습니다. 별의 분류는 별의 정의와는 아무런 관련이 없습니다.
- @MBR은 별이 결정되면 별의 분류를 설명한다는 점에서 관련이 있습니다. 수정 하시겠습니까?
- " 드워프 별 … "? " 백색 왜성 … "을 의미합니다. 또한 L, T 및 Y 왜성은 결코 별이 될 수 없습니다. 그들은 갈색 왜성입니다. M- 왜성 중 가장 멋진 것은 아마도 갈색 왜성 일 것입니다. 별의 정의는 수소 융합입니다. 질문에 답변하지 않았습니다.
답변
다른 답변에서 말했듯이 “별표”의 정의 “는 일반적으로 융합에 의해 생성 된 에너지와 방사하는 에너지 사이의 평형에 도달하기에 충분한 수소 융합을 겪고있는 물체로 간주됩니다. 정확한 정의는 다양하지만이 답변에 많은 영향을주지는 않습니다.
별이 어릴 때는 크고 핵이 너무 차가워 수소 융합을 시작하지 못합니다. 그런 다음 핵이 약 3 백만 K 에 도달하면 수축하고 수소 융합이 시작됩니다 (예 : Burrows et al. 1997 .
왜 그렇게 뜨거울까요? 양으로 하전 된 양성자 사이의 쿨롱 반발이 융합을 방지하기 때문입니다. 융합 반응은 양자 역학 터널링에 의해 진행되지만 양성자는 쿨롱 반발을 적어도 부분적으로 극복하기에 충분한 운동 에너지를 가지고 있습니다.
표면 온도 측면에서 수소 융합을 시작하는 가장 낮은 질량 물체는 약 $ 0.075 M_ { \ odot} $. 핵융합이 시작될 때의 표면 온도는 약 2800K이지만 표면은 계속 냉각되므로 우리 은하에서 가장 오래된 것은 이제 약 2300K와 “L 왜성”이 될 수 있습니다 (예 : Chabrier & Baraffe 1997 ).
그러나 적색 거성은 수 소나 헬륨을 태우는 별이기도합니다.또는 둘 다 불활성 코어 주변의 껍질에서. 내부 온도는 위에서 설명한 저 질량 물체보다 훨씬 더 뜨겁지 만 매우 크기 때문에 표면이 매우 시원 할 수 있습니다. 가장 차가운 적색 거성도 온도는 약 2600-2800K입니다.