いくつかの異なるタイプの星は何ですか？

ほとんどの星は、ドワーフスターとも呼ばれるメインシーケンスと呼ばれる分類クラスに分類されます。 Hertzsprung-russell図として知られるマグニチュードに対して星の色をプロットする標準チャ​​ートでは、メインシーケンススターは、他のカテゴリとは異なり、コヒーレントな曲線を形成します。 通常、チャートには含まれていませんが、重力で崩壊した星であるブラックホールは、ゼロ光度と0°Kのスペクトル署名でチャート上のポイントと見なされる可能性があります。

核燃料を使い果たした星、白い小人は、主要なシーケンス星と同様のスペクトル署名を持っていますが、輝度ははるかに少ないです。 これは、彼らが要素を融合せず、継続的なエネルギー源を持っているからです。違反と熱はすべて残りです。 数十億年にわたって、白い小人が涼しくて黒い小人、または活気のない星の塊になることが期待されています。 しかし、これがまだ起こるのに十分な長さの白い小人はいません。

主なシーケンス星はいくつかのカテゴリーに分類されます。茶色の小人は、約0.08の太陽質量しかない、基本的にはコアの融合反応が弱い大きい大きさの木星です。赤いd星はわずかに熱く、よりエネルギッシュで、質量が大きくなります。 これらの後に黄色のd星が続き、非常に一般的な星が私たちの太陽が例です。

星が水素の形ですべての核燃料を燃やすと、ヘリウムを融合し始めます。 古い星は融合材料の固体コアを構築し始めるため、コアの境界上の強力な重力が上のガス層を圧縮し、融合を加速し、星の光度とsizを増加させますe。 この発達的ルートを通して、星の星は巨人になります。 質量に応じて、最終的には白い小人、中性子星、またはブラックホールに崩壊します。 より大きな星は超新星を引き起こします。これは、融合が恒星のコアで停止するときに逃げる巨大なエネルギーの爆発であり、最終崩壊中にガス層が他の人に対して激しくこすります。