문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 항성 (문단 편집) ==== 전주계열성 ==== 전주계열성은 주계열성이 되기 전의 항성으로 이 시점부터 가시광선 파장으로 관측이 가능하다. 중력 중심에는 분자들이 낙하하면서 위치에너지가 열의 형태로 축적되고 질량이 커지면 또 다시 중력이 강해지며, 중력이 강해진 만큼 분자들을 더욱 끌어들이는 양성 되먹임이 발생하여 점차 온도가 올라간다. 이후 중수소, 리튬 등을 핵융합하며 주변의 분자 구름을 밀어내고 강착 원반이 사라진다. 전주계열성은 서서히 수축하면서 중력 에너지와 핵융합 에너지를 발산하며, 중심핵은 점점 압축되어 온도가 올라간다. 이 온도가 수소 [[핵융합]]이 가능한 온도까지 올라가면 중심핵에서는 마침내 핵융합 에너지를 안정적으로 생산하게 된다. 핵융합으로 발생하는 에너지는 복사압을 형성하여 중심핵으로 낙하하려는 분자의 움직임을 막아 중력붕괴에 저항한다. 복사압과 중력이 평형을 이루면 아기 별은 더 이상 수축하지 않고 중심핵에서 생산되는 핵융합 에너지를 [[전자기파]]의 형태로 우주 공간에 방출하기 시작한다. 전주계열성이 진화해 [[주계열성]] 단계로 진입한 것이다. 주계열 단계로 막 진입했을 때를 '주계열 영년'[* 또는 '영년 주계열'로도 번역한다. 영어로는 Zero Age Main Sequence라고 하고, [[두문자어]]인 ZAMS로도 흔히 불린다.]이라고 부른다. 중력 중심의 질량이 매우 크면 핵융합 반응이 폭발적으로 일어나 새로 탄생한 별은 평형을 이룰 새도 없이 박살나서 도로 흩어지거나 버틸 수 있는 한계까지만을 남겨두고 나머지 질량을 항성풍으로 도로 우주 공간으로 흩뿌려 버린다. 박살나지 않고 항성을 이룰 수 있는 한계가 '에딩턴 한계'이다. 에딩턴 한계를 넘는 [[황새치자리]]의 [[볼프-레이에별]] [[R136a1]]과 같은 경우도 있는데, 이는 별이 형성될 때 주변의 성간 물질의 농도가 높아서 막대한 복사압을 이기고 성간 물질을 더 끌어모을 수 있었기 때문이다. 다만 탄생 후 태양 질량 50배의 물질을 항성풍으로 방출해 버렸다고. 또한 아기 별이 함유한 중원소 함량이 낮을수록 에딩턴 한계도 올라간다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기