별의 진화
1. 서론
가. H-R도와 광도 계급
1911년 덴마크 천문학자 헤르츠스프룽(Hertzsprung)과 1913년 미국의 러셀(Russell)이 독자적으로 별의 분광형과 절대등급 사이의 관계를 조사하여 2차원 도표를 만들었는데 이를 두 사람의 머리 글자를 따서 H-R도(Hertzsprung-Russell Diagram)라 부른다. 그 결과는 별이 도
1. 정역학평형
별은 자체적으로 중력과 복사압에 의한 평형을 이루고 있기 때문에 구형을 띠고 있다. 이렇게 별의 대기를 구성하고 있는 기체가 평형을 이루고 있는 것을 정유체 평형 혹은 정역학 평형(hydrostatic equilibrium)이라고 한다. 정역학 평형에 대한 식은 아래와 같다.
우리는 정역학 평형식을
별은 먼저 중력수축을 하고, 중심부의 온도가 1000만 K를 초과하면 수소가 핵융합을 시작한다. 이 핵에너지의 발생과 별표면으로부터의 빛에너지의 방출이 균형을 이루면 중력수축은 멈추고 주계열성 단계로 정착된다. 별은 중심부의 수소가 모두 소비될 때까지 일생의 약 90%를 주계열성으로서 지낸다.
1. 변광성의 정의와 구분
변광성은 별의 밝기가 변하는 것으로 맥동성, 폭발성, 플레어별, 스펙트럼 변광성, 자기 별(magnetic star) 등 여러 가지가 있다. 먼저, 대표적인 변광성의 종류중 하나로 맥동변광성이 있는데 이는 항성 대기의 주기적 수축과 팽창으로 밝기가 변하는 별로 세페이드 변광성, 거문