에너지를 방출하면서 다른 종류의 원자핵으로 변한다. 별의 내부에서는 여러 종류의 핵융합 반응이 일어나지만 그 중에서도 수소가 헬륨으로 바뀌는 반응이 가장 중요한데, 이런 반응에는 양성자-양성자 연쇄 반응과 탄소 순환 반응이 있다.
2. 별의 스펙트럼과 구성 성분
1. 별의 표면온도와 색
* 분
광도는 주계열 단계에 비해 매우 높다.
전주계열 단계에서는 별 전체가 정유체 평형이 이루어져 있어 중력에 의해 준정적으로 서서히 수축하게 되는데 이를 중력 수축(gravitational contraction)이라 한다. 별이 수축하면서 광도와 표면온도가 증가하여 H-R도 상에서 오른쪽 아래에서 윗 방향으로 이동한다.
질량에 의하면 밀도가 높고 온도가 낮으면 별이 생성될 수 있는 임계질량의 값이 작아지는 것을 알 수 있다.
이제 구름 덩어리가 임계질량보다 무거워 수축하기 시작할 때 어떤 일이 일어나는지 알아보자.
높은 곳의 물체가 낮은 곳으로 떨어지면 중력에 의한 위치에너지가 줄어들고 그 대신에 운동
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
질량이 크고 밝은 은하
표면밝기 요동법 (John L. Tonny)
먼 은하일수록 관측시 표면밝기가 일정하고 가까운 은하일수록 그 편차가 크다.
페이버-잭슨 관계 (Faber-Jackson relation)
타원은하의 절대광도가 그 은하의 측정된 가스의
속도분산의 4제곱에 비례.
스펙트럼 선넓