대부분의 별들은 수소기체(H2)로 이루어진 거대한 성간운 속에서 만들어진다. 별 생성의 원료가 되는 성간운은 아직까지 정확하게 밝혀지지는 않았지만, 우리은하와 같은 나선은하 내에서는 밀도파(density wave)가 수축하는 지점에서 형성되거나 거대한 별이 초신성(supernova) 폭발 이후 남은 잔해가 중력적
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
별은 그들이 가진 질량에 따라 최종적인 진화단계가 달라진다. 태양과 같은 별은 언젠가 적색거성열(Red Giant Branch) 단계에 도달한 후, 헬륨섬광(Helium flash) 단계 그리고 수평가지(horizontal branch) 단계를 거쳐 언젠가 맥동변광성(pulsating variable star)이 될 것이며 맥동을 위한 에너지가 모두 소진될 때 행성상
맥동이 있는 라인에 적용될 수 있으며, 유체계통의 운전상황에 따라 체크밸브의 운전특성을 변경시킬 수 있는 장점도 있다. 체크밸브(스윙)를 엘보우 후단에 설치(3"밸브의 경우에는 엘보우 후단에서 2×D 위치에 설치한 경우를 L/D=0로 보면 됨)한 BASELINE떨림(배관계통의 정상적인 유체맥동에 따라 발
별의 생성과 진화
Star formation and evolution
1. 별의 탄생(Star formation)
별은 수소(H2) 가스로 이루어진 성간 구름(interstellar cloud)에서 탄생
성간구름(성운)의 온도는 대략 10~20Kelvin T 정도
온도가 낮은 성운이 회전 → 중력수축 → 고밀의 중심핵 형성
→ 원시성(protostar) → 전주계열성(premain sequence star)