Hertzsprung-Russell 다이어그램과 같은 색상 (또는 표면 온도)에 대해 우리 근처에있는 수천 개의 별의 밝기를 플롯하면 대부분이 거의 직선, 대각선, 선에 있음을 알 수 있습니다 희미하고 빨간색에서 밝고 파란색으로. 그 선이 주된 순서입니다 (물론, 명백한 밝기가 아닌 절대 밝기 또는 광도를 플롯해야합니다. 이유를 알고 있습니까?).
예상 한 바와 같이, 주 계열의 발견은 적어도 수백 개의 별까지의 거리가 합리적으로 잘 추정 될 수있을 때까지 기다려야했습니다 (따라서 절대 크기 또는 광도가 해결 될 수 있음). 이것은 20 세기 초반에 일어났습니다 (재미있는 사실 : Russell의 발견은 절대 광도가 색이 아닌 스펙트럼 클래스 – OBAFGKM과 어떻게 관련되어 있는지)입니다.
그렇다면 왜 대부분의 별들이 주 계열에있는 것처럼 보입니까? H-R 다이어그램에서 별을 찾지 못하는 이유는 무엇입니까?
19 세기에 양자 이론이 발명되지 않았으며 핵융합, 또는 태양의 동력에 대해 아무도 알지 못했기 때문에 이러한 질문에 대답하기가 불가능했을 것입니다. 그러나 1930 년대까지, 해답의 주요 개요가 명확 해졌습니다. 주요 순서의 별은 수소 융합에 의해 구동되며, 핵에서 일어나는 주요 순서는 단지 질량의 연속입니다 (빨간 희미한 별은 가장 작습니다) 거대한 것 – 태양의 10 분의 1에서 시작 – 밝은 파란색은 가장 – 약 20 배). 별은 Hertzsprung Russell 다이어그램의 다른 곳에서 발견되며, 그 위치는 핵 반응이 어떤 핵 반응을 일으키는 지, 그리고 어디에서 발생 하는지를 나타냅니다 (또는 백색 왜성이 서늘하고 천천히 냉각됩니다). 따라서 H-R 다이어그램의 다른 곳과 비교할 때 주 계열에는 별이 너무 많습니다. 별은 다른 방식으로 에너지를 생산하는 것보다 핵에서 수소를 연소시키는 데 훨씬 더 많은 시간을 소비하기 때문입니다!
항성의 진화에 대한 세부 사항, 즉 별의 질량과 구성에 대한 핵 반응, 별의 크기가 내부 구조와 구성을 반영하는 방법, 일부 별이 오래 지속될 수있는 방법 등을 연구하는 데 수십 년의 연구가 필요했습니다. 백색 왜성 등이 될 수 있습니다. 오늘날에도 여전히 답이없는 질문이 많이 있습니다 (아마도 문제를 해결할 수 있을까요?).
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천문학 캐스트는 태양의 삶과 다른 별들의 삶에서 항성 진화의 관점에서 주요 순서를 다룹니다. 꼭 확인하십시오.
참고 문헌 :
NASA
과 물리학
