당신은 별 시스템을 만들고 싶거나 별과 함께 재미를 원하지만… 왜 다른 별은 다른 색상을 가지고 있습니까? 별의 종류는 무엇입니까? 문제 없습니다. 오늘은 별과 별이 나오는 맛에 대해 알려 드리겠습니다.
개요
아무튼 이 별들을 한번 살펴볼까요?
메인 시퀀스
주계열성은 평형 상태에 있습니다. 그들은 핵융합의 연료로 수소를 행복하게 태우고 헬륨으로 변환합니다. 이들은 가장 흔한 별이며 로마 숫자 V로 분류됩니다. 태양은 주계열성입니다.
O형 주계열성은 Wolf-Rayet 별을 제외하고 가장 무거운 별이며 파란색입니다. 그들의 온도는 최소 30,000K이고 일반적으로 태양의 16~100배의 질량을 가지고 있습니다(게임 내에서 무작위로 생성된 별이 그렇게 거대할 수는 없는 것 같습니다). 그것들은 수명이 짧고 모든 주계열성들의 약 0.00003%를 차지하는 극히 드물다!
O형 별은 나이가 들어감에 따라 질량이 많이 줄어들고(게임 내에서 표시되지 않음), 연료를 빠르게 소모하기 때문에 주계열에서 수백만 년만 보낼 것입니다. 그들은 아마도 행성을 가지지 않을 것입니다. 왜냐하면 그들은 행성 디스크 물질을 그들로부터 날려버릴 것이기 때문입니다.
B형 주계열성은 더 흔한 파란색 별입니다. 착색은 O형과 유사하나 약간 희끄무레한 색조를 띤다. 그들의 온도 범위는 10,000~30,000K이며 일반적으로 태양의 2.1~16배에 달하는 질량을 가지고 있습니다.
B형 별은 수명이 짧지만 여전히 O형 별보다 깁니다. 그들이 태어난 후 10천만 년에서 250억 0.13천만 년 사이의 어느 시점에 주계열을 떠날 것으로 예상하십시오. 그들은 모든 주계열성의 약 XNUMX%를 차지합니다.
A형 주계열성은 푸른빛이 도는 흰색 별입니다. 온도 범위는 7,500~10,000K이며 질량은 태양 질량의 1.4~2.1배입니다. 그들은 모든 주계열성의 약 0.6%를 구성하며 수명이 짧습니다.
F형 별은 백색 주계열성이다. 온도 범위는 6,000~7,500K이며 질량은 태양 질량의 1.04~1.4배입니다.
백색 주계열성은 적어도 3억년 동안 주계열성으로 남아 있으며, 주계열성의 약 XNUMX%를 차지한다. 당신의 시스템에 더 높은 질량의 별을 가진 생명체가 살 수 있는 생명체가 살고 있는 행성이 있다면, 질량 범위의 아래쪽을 목표로 삼으십시오. 이렇게 하면 복잡한 생명체가 발달하기에 충분한 시간이 될 것이기 때문입니다.
G형 별은 "황색 왜성"이라고 불리지만 실제로는 약간 노란빛이 도는 흰색을 보입니다. 온도 범위는 5,200~6,000K이며 일반적으로 질량은 태양 질량의 0.8~1.4배입니다.
이 별들은 주계열성의 약 7.6%를 차지하며 약 10억년 동안 지속됩니다. 태양은 G형 별이다.
"주황색 왜성"이라고도 불리는 K형 별은 황색-주황색을 띠며 온도 범위는 3,700~5,200K입니다. 이들의 질량은 일반적으로 태양의 0.45~0.8배이며 모든 주요 별의 약 12.1%를 차지합니다. - 시퀀스 스타.
이 별들은 적어도 14억년 동안 지속됩니다.
"적색 왜성"이라고도 알려진 M형 별은 태양의 0.08~0.45배 범위의 가장 가벼운 별이며 온도 범위는 2,400K에서 3,700K입니다. 이들은 가장 일반적인 주계열성입니다. 별이 76%를 차지하기 때문입니다. 그럼에도 불구하고 그들은 너무 희미해서 지구에서 맨눈으로 볼 수 있는 사람은 하나도 없습니다.
이 별을 도는 행성은 조석으로 잠겨있을 것입니다. 즉, 한쪽은 끝없는 햇빛과 마주하고 다른 쪽은 끝없는 어둠에 직면하게 될 것입니다.
또한 많은 적색 왜성은 UV Ceti 또는 "플레어 별"이며, 이는 그들이 종종 표면에서 태양 플레어를 분출한다는 것을 의미합니다. 이것은 가까운 행성에 있는 어떤 생명체에게도 도전적일 것입니다.
포스트 주계열 별
후주계열성들은 주계열성을 떠났고 중심핵에 있는 수소가 고갈되고 있다. 그것들은 원래 크기의 몇 배로 부풀어 오르고 밝기가 크게 증가할 것입니다. 그러나 온도는 낮아질 것입니다. 그것들은 여전히 OBAFGKM 시스템을 사용하여 분류되지만 로마 숫자 IV(아거성), III(거성), II(밝은 거성), Ib(어두운 초거성), Iab(중간 광도 초거성) Ia( 밝은 초거성) 또는 0(초거성, Ia+로도 표시됨).
준거성은 수명 주기의 주계열 단계를 막 끝내기 시작했으며 온도는 질량과 나이에 따라 별마다 다릅니다. 같은 온도의 주계열성일 경우 더 크고 더 밝을 것입니다.
거인은 아거성 단계에서 발전한 별입니다. 그들은 주계열성보다 훨씬 크고 아거성보다 밝을 것입니다.
질량이 태양과 비슷하다면 결국 질량이 감소한 아거성 단계로 돌아가고 무증상 거대가지(AGB)에서 다시 거대 단계로 되돌아갑니다. 그런 다음 그들은 맥동할 것이고 매번 질량을 잃게 될 것이고, 남은 모든 것이 핵이 될 때까지, 그 시점부터 백색 왜성이라고 부를 것입니다(나중에 더 자세히 설명함).
그러나 그것들이 태양보다 더 거대하다면, 그들은 더 발전할 것입니다…
이들은 거인과 비슷하지만 더 밝고 더 큽니다.
초거성은 거대한 거성에서 발전했으며, 이것은 거대할 것입니다. 이 별들은 II형 초신성으로 생을 마감하지만 모든 별 중에서 가장 질량이 큰 별은 훨씬 더 발전할 수 있습니다…
극대거성은 거대합니다. 반경은 최대 6AU입니다! 그들은 또한 매우 드물며, 초거성처럼 초신성으로 갈 예정이며, 그 후에 중성자별이나 블랙홀이 될 것입니다.
죽은 별
주계열 이후 단계 이후에, 별들은 일반적으로 별의 잔해를 남길 것이며, 이들 모두는 크기는 작지만 해당 크기에 비해 질량은 높습니다.
백색 왜성은 태양과 같은 별이 죽은 후에 생겨난 결과입니다. 그들은 상당한 양의 질량을 잃을 것이고 나이가 들면서 점차 냉각될 것입니다. 결국(가상적으로) 그들은 절대 영도(섭씨 0K 또는 -273도)까지 냉각될 것이며, 이 시점에서 그들은 "흑색 왜성"이라고 불릴 것입니다.
백색 왜성은 반지름이 지구의 반지름과 비슷하지만 질량은 태양과 비슷합니다. 더 이상하게도 질량이 증가하면 반경이 감소합니다.
백색 왜성은 태양 질량의 약 1.4배를 초과하면 Ia형 초신성으로 폭발합니다.
중성자별은 II형 초신성의 결과로, 거성의 질량이 태양의 8배를 초과할 때 발생합니다. 이들은 수백 킬로미터 정도의 백색 왜성보다 훨씬 작지만 질량은 태양의 질량과 훨씬 비슷할 것입니다!
중성자별에 자기장이 있고 빠르게 회전하면 펄서가 됩니다.
블랙홀은 크기에 따라 분류되지만, 우리는 항성질량 블랙홀에 초점을 맞출 것입니다. 그들은 질량이 태양의 15배 이상인 별이 죽을 때 형성됩니다(게임 내에서는 더 낮은 것처럼 보이지만). 블랙홀은 반지름이 아니라 슈바르츠차일드 반지름으로 측정됩니다. 이것은 블랙홀의 "검은" 부분을 나타냅니다. 즉, 이것을 가로 지르는 어떤 빛도 탈출 할 수 없습니다.
