다양이 '성인기'가 된 이후에는 어떻게 될까요?
태양은 성년기에 접어든 후 100억년 동안 안정 상태를 유지합니다
이제 태양은 이미 성년기에 접어들었습니다(50억년 동안 지속)
5 10년이 지나면 태양은 노년기로 접어들면서 급속도로 팽창하여 오늘날보다 1,000배 밝은 적색거성을 형성하게 되며, 이 과정은 10억년 동안 지속됩니다. 나중에는 태양이 붕괴하고 그 크기가 급격하게 줄어들어 지구만한 크기의 백색 왜성이 형성되지만 밀도는 매우 높다.
시간이 지나면 갈색 왜성으로 변해 결국 죽는다
별의 진화 과정
1. 별의 형성
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우주가 발전할 때 일정 기간이 지나면 우주는 균일한 중성 원자 가스 구름으로 채워집니다. 대용량 가스 구름은 자체 중력으로 인해 불안정해지고 붕괴됩니다. 이런 식으로 별은 형성 단계에 들어갑니다. 붕괴 초기에는 가스 구름의 내부 압력이 매우 작으며, 자체 중력의 작용으로 물질이 가속되어 중심을 향해 낙하합니다. 물질의 선형 차원이 몇 배로 줄어들면 상황은 달라지며, 반면에 손실된 중력 위치 에너지가 열에너지로 부분적으로 변환되어 가스의 밀도가 급격히 증가합니다. , 가스의 온도도 크게 변합니다. 가스의 압력은 밀도와 온도의 곱에 비례하므로 이러한 방식으로 압력이 더 빠르게 증가합니다. 자기 중력과 경쟁할 만큼 충분한 압력이 가스 내부에서 빠르게 형성됩니다. 이 압력은 마침내 중력 붕괴를 막아 별 파괴라고 불리는 새로운 기계적 평형 구성을 확립합니다.
별 기지의 기계적 균형은 자체 중력과 경쟁하는 내부 압력 구배에 의해 발생하며, 압력 구배의 존재는 내부 온도(즉, 내부 온도)의 불균일성에 따라 달라집니다. 항성 기지의 중심이 주변 온도보다 높기 때문에 열적으로 이것은 불균형 시스템이며 열은 점차 중심에서 빠져 나가게 됩니다. 열 평형을 향한 이러한 자연스러운 경향은 역학을 약화시키는 효과를 갖습니다. 따라서 별 기지는 천천히 수축해야 하며 중력 위치 에너지가 감소하여 온도가 상승하여 기계적 균형을 회복하는 동시에 중력 위치 에너지가 감소하여 별 기반 방사선에 필요한 에너지를 제공합니다. 이것이 스타 블랭크 진화의 주요 물리적 메커니즘입니다.
아래에서는 고전 중력 이론을 사용하여 이 과정을 대략적으로 논의합니다. 밀도 ρ, 온도 T 및 반경 r을 갖는 구형 가스 구름 시스템을 고려하십시오. 가스의 열 운동 에너지는 다음과 같습니다.
ET= RT= T
(1) 가스를 단일 원자 이상 가스로, μ는 몰 질량, R은 가스 보편적 상수입니다.
가스 구름 공의 중력 에너지 Eg를 얻기 위해 워프 공의 질량은 다음과 같습니다. 조금씩 무한대로 이동하면 모든 공이 제거됩니다. 필드 힘이 한 일은 -Eg와 같습니다. 공의 질량이 m이고 반경이 r인 경우 표면에서 dm을 제거하면 자기장력이 작용합니다.
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
( 2) 그래서: -Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3
그래서: Eg=- (2),
합계 가스 구름의 에너지: E=ET+EG (3)
열 운동으로 인해 가스가 고르게 분포되고 중력으로 인해 가스가 집중됩니다. E>0일 때 열 운동이 지배적이고 가스 구름이 형성됩니다. 안정적이고 작은 교란은 가스 구름의 균형에 영향을 미치지 않습니다. E<0일 때 중력이 지배적이면 작은 밀도 교란은 균일성에서 편차를 일으키고 밀도가 높은 곳에서는 중력이 증가하여 편차가 심화되고 균형이 파괴되기 시작합니다. 수축에 대한 임계 반경은 E≤0에서 얻습니다.
(4) 해당 가스 구름의 임계 질량은 다음과 같습니다.
(5) 원래 가스 구름 밀도 크기가 작고 임계질량이 매우 작기 때문에 단독으로 생성되는 별은 거의 없으며, 대부분이 함께 생성되는 성단은 105→107개의 별을 포함할 수 있으며, 이는 동시에 생성된다고 볼 수 있습니다.
우리는 태양의 질량을 알고 있습니다. MΘ=2×1033, 반경 R=7×1010, 이를 (2)로 가져오면 태양이 수축하면서 방출되는 중력 에너지를 얻을 수 있습니다. 현재 상태
태양의 총 광도 L=4×1033erg .s-1 이 광도가 에너지원인 중력에 의해 유지되는 경우 지속 시간은 다음과 같습니다.
다수 증거에 따르면 태양은 5×109년 동안 현재 상태를 안정적으로 유지해 왔습니다. 따라서 항성 폭발 단계는 태양이 오늘날과 같은 안정된 상태에 도달하기 전의 짧은 과도기일 수 있습니다.
이것은 새로운 질문을 제기합니다: 공백 별의 중력 수축은 어떻게 멈추나요? 그러면 태양복사는 무엇을 에너지원으로 사용하나요?
2.2 주계열성 단계에서는 수축 과정에서 밀도가 증가하며, 식 (4)에서 rc∝r3/2가 ρ∝r-3이므로 rc가 r보다 빠르게 감소합니다. . 수축하는 가스 구름의 일부는 새로운 조건에서 임계점에 도달하며 작은 교란으로 인해 새로운 국지적 붕괴가 발생할 수 있습니다. 이것이 계속되면 특정 조건에서 거대한 가스 구름이 수축하여 원시성이 됩니다. 원시성은 주변의 가스 구름을 흡수한 후 계속 수축하고 중심 온도는 계속 상승하여 온도 변화를 일으킵니다. , 밀도 및 가스 구성. 열에너지의 발생으로 온도가 극도로 올라가고, 가스 압력이 중력에 저항하여 원시별을 안정시켜 별의 진화가 시작됩니다.
별의 구성성분 대부분은 H와 He이다. 온도가 104K 이상, 즉 입자의 평균 열운동에너지가 1eV 이상에 도달하면 수소원자는 열충돌을 통해 완전히 이온화된다. 수소의 이온화 에너지는 13.6eV), 온도가 더 상승하면 플라즈마 가스 내 수소핵의 충돌로 인해 핵반응이 발생할 수 있습니다. 순수한 수소의 고온 가스에 대해 가장 효과적인 일련의 핵반응은 소위 P-P 연쇄입니다.
주요 반응은 2D(p,γ)3He 반응입니다. D 함량은 수소의 약 10-4에 불과하며 빨리 연소됩니다. 초기에 3He보다 D가 더 많으면 반응에 의해 생성된 3H가 별의 초기 단계에서 대류로 인해 별 표면에 도달한 이 3He가 지금까지 남아 있을 수 있습니다.
Li, Be, B 및 기타 가벼운 핵은 D와 같이 결합 에너지가 매우 낮으며 그 함량은 H의 약 2×10-9K에 불과합니다. 중심 온도가 3×106K를 초과하면 시작됩니다. 연소되면 (p,α)가 (p,α)와 반응하여 빠르게 3He와 4He가 됩니다. 중심온도가 107K에 도달하고 밀도가 약 105kg/m3에 도달하면 생성된 수소는 41H→4He 과정을 통해 He로 변환됩니다. 이는 주로 p-p 및 CNO 주기입니다. 1H와 4He를 동시에 포함하면 p-p 연쇄 반응이 발생하며 이는 다음 세 가지 가지로 구성됩니다.
p-p1(1H만 포함) p-p2(1H와 4He를 동시에 포함) p -p3
또는 1H와 4He의 중량비가 동일하다고 가정합니다. 온도가 증가함에 따라 반응은 점차적으로 p-p1에서 p-p3으로 전환됩니다.
T>1.5×107K일 때 별에서 H를 연소하는 과정은 CNO 순환으로 전환될 수 있습니다.
중원소 C와 N이 별에 혼합되면 1H를 4He로 전환하는 촉매 역할을 할 수 있습니다. 이것이 CNO 순환입니다.
또는 전체 반응 속도는 가장 느린 14N(p,γ)15O에 따라 달라지며, 15N의 (p,α) 및 (p,γ) 반응 분기 비율은 약 2500:1입니다.
이 비율은 온도와 거의 무관하므로 2500 CNO 주기 중 하나는 CNO-2입니다.
p-p 체인과 CNO 사이클 동안 순 효과는 H가 연소되어 He를 생성한다는 것입니다.
방출된 26.7MeV 에너지 중 대부분은 가열과 조명에 소비됩니다. 별, 별의 주요 원천이 됩니다.
앞서 별의 진화는 주계열에서 시작된다고 했는데, 주계열이란 무엇일까요? H가 지속적으로 He로 연소되면 별은 주계열성이 됩니다. 별의 80~90%가 주계열성인 것으로 밝혀졌으며, 이들의 가장 일반적인 특징은 핵 영역에서 수소가 연소되고 있다는 점이며, 이들의 광도, 반경, 표면 온도는 모두 다르다는 것이 나중에 입증되었습니다. 주계열성 사이의 변화는 주로 질량과 나이, 화학적 구성에 따라 결정됩니다. 태양의 이 과정은 약 수천만 년이 걸립니다.
주계열성에서 관측된 최소 질량은 약 0.1M 정도입니다. 모델 계산에 따르면 질량이 0.08M ⊙ 미만이면 별의 수축이 수소의 발화 온도에 도달하지 못하여 주계열성이 형성될 수 없는 것으로 나타났습니다. 이는 주계열의 질량 한계가 더 낮음을 나타냅니다. 별. 주계열성의 최대 관측 질량은 대략 태양 질량의 수십 배에 이릅니다. 이론적으로 질량이 너무 많은 별은 강한 방사선을 방출하고 내부 에너지 과정이 폭력적이므로 구조가 더 불안정합니다. 그러나 이론적으로 품질에는 절대적인 상한선이 없습니다.
특정 성단에 대해 통계분석을 하다가 주계열성에는 상한선이 있다는 사실이 밝혀졌다. 우리는 주계열성의 광도가 질량의 함수라는 것을 알고 있습니다. 이 함수는 거듭제곱 공식으로 부분적으로 표현될 수 있습니다:
L∝Mν
여기서 υ는 상수가 아닙니다. 그 값은 아마도 3.5에서 4.5 사이일 것입니다. 큰 M은 주계열성에서 연소할 수 있는 질량이 더 많다는 것을 나타내고, 큰 L은 빠른 연소를 나타냅니다. 따라서 주계열성의 수명은 대략 M과 L이라는 상표로 표시할 수 있습니다. p>
T∝M- (ν-1)
즉, 성단 전체의 나이가 증가하면 질량이 증가함에 따라 주계열성의 수명은 거듭제곱의 법칙에 따라 감소합니다. T이면 T와 M 컷오프 질량 MT 사이의 관계로부터 계산할 수 있습니다. MT보다 큰 질량을 가진 주계열성은 핵에서 H 연소 단계를 마쳤으며, 같은 연령의 많은 수의 별들로 구성된 성단이 상부를 갖는 것으로 관찰되는 이유입니다. 한계.
이제 관측된 별의 대부분이 주계열성인 이유에 대해 논의하겠다. 3) 시간(년)
H 4×107 4 7×106
He 2×108 6×102 5×105
C 7×108 6×105 5×102
Ne 1.5×109 4×106 1
O 2×109 1×107 5×10-2
Si 3.5× 109 1× 108 3×10-3
연소 단계의 총 수명은 7.5×106입니다.
별 진화 모델은 다양한 요소의 발화 온도와 연소 기간을 나열합니다. . 원자번호가 큰 핵일수록 발화온도가 높다는 것을 표에서 알 수 있다. 핵이 클수록 발화하기 어려울 뿐만 아니라 발화 후 더욱 격렬하게 연소되므로 연소 지속시간이 더 짧다는 것을 알 수 있다. 이 25M⋅ 표 1 25M⋅ 별진화모델은 모델별 연소단계의 전체 수명이 7.5×106년이고, 그 시간의 90% 이상이 수소 연소단계, 즉 주계열단계이다. 통계적으로 보면 이는 주계열성에서 별을 찾을 확률이 더 높다는 것을 의미합니다. 이것이 관측된 별의 대부분이 주계열성인 기본적인 이유이다.
2.3 별 형성의 주성분은 수소이고, 수소의 발화 온도는 다른 원소보다 낮기 때문에 별 진화의 첫 번째 단계는 항상 수소의 연소입니다. .스테이지, 즉 메인 시퀀스 스테이지이다. 주계열 단계에서 별은 별 내부의 안정적인 압력 분포와 표면 온도 분포를 유지하므로 긴 단계 전체에 걸쳐 광도와 표면 온도는 약간만 변합니다. 다음으로 우리는 별핵의 수소가 다 소진된 후 별이 어떻게 더 진화할 것인지 논의합니다.
별은 코어 영역의 수소를 태운 후 밖으로 나가는데, 이때 코어 영역은 주로 연소 생성물인 수소이며, 외부 영역의 물질은 주로 연소되지 않습니다. 수소가 소진된 후 별은 방사선 에너지가 없으면 핵심 요소인 중력 수축을 겪게 됩니다. 핵 연소 단계가 끝나면 별의 모든 곳의 온도가 점화를 일으키는 데 필요한 온도 아래로 떨어졌음을 나타냅니다. 이는 실제로 다음 핵 점화를 찾는 과정입니다. 필요한 온도에 도달하면 중력 수축은 별 전체의 온도를 전반적으로 증가시킵니다. 주계열 이후의 중력 수축은 먼저 핵의 헬륨(점화 온도가 너무 높음)이 아닌 핵과 주변부 사이에서 점화됩니다. 수소 껍질, 수소 껍질이 점화된 후 핵심 영역은 고온 상태에 있지만 여전히 원자력 에너지가 없으며 계속 수축됩니다. 이때, 핵심 영역에서 방출되는 중력 위치에너지와 수소 연소에 의해 방출되는 핵에너지로 인해 주변부의 비연소 수소층이 격렬하게 팽창해야 하는데, 즉 매질 방사선이 더욱 투명해진다. 수소층의 팽창은 별의 표면온도를 낮추어 광도가 증가하고 반지름이 증가하며 표면이 냉각되는 과정이다. 이 과정은 별이 주계열성에서 적색거성으로 변하는 과정이다. 공정이 어느 정도 진행되면 수소 영역 중심부의 온도가 수소 점화 온도에 도달한 후 새로운 단계인 헬륨 연소 단계로 전환됩니다.
별의 중심에서 헬륨 점화가 일어나기 전에 중력은 수축하여 밀도가 103g.cm-3 정도에 도달합니다. 이때 가스의 압력은 온도에 매우 약하게 의존합니다. , 그래서 핵반응에 의해 방출되는 에너지는 온도가 상승하게 되고, 온도 상승은 차례로 핵반응 속도를 증가시키게 됩니다. 한번 점화되면 폭발할 정도로 격렬하게 연소됩니다. , 그래서 현상에서는 별의 광도가 갑자기 매우 높은 수준으로 상승했다가 매우 낮은 수준으로 떨어지는 것을 볼 수 있습니다.
반면 중력이 수축하면 밀도는 도달하지 않습니다. 가스의 압력은 온도에 비례하며, 점화온도가 높아지면 압력이 높아지며, 팽창으로 인해 온도가 낮아지므로 연소가 안정적으로 진행될 수 있습니다. 따라서 이 두 가지 점화 조건이 진화 과정에 미치는 영향은 다릅니다.
'헬륨 섬광' 이후 별은 어떻게 진화합니까? 헬륨 핵은 별의 바깥층에서 떨어져 나가고, 헬륨 핵 영역의 밀도는 팽창으로 인해 감소하며, 헬륨 연소의 결과로 탄소가 생성됩니다. , 별은 남은 질량으로 인해 탄소 코어 영역에 헬륨 껍질을 가지게 되며, 중력 수축이 너무 작아서 탄소의 발화 온도에 도달할 수 없으므로 헬륨 연소의 진화가 끝나고 열사멸에 이르게 됩니다. p>
중력붕괴는 질량과 관련이 있기 때문에 질량이 다른 별들이 진화하고 있다.
M<0.08M⊙ 별: 수소는 점화되지 않고 헬륨이 연소되지 않고 바로 소멸된다.
0.08 0.35 2.25 He 반응의 초기 단계에서 온도가 108K 수준에 도달하면 CNO 사이클에 의해 13C와 17O가 생성됩니다. 새로운 (α, n) 반응에서 4He와 반응하여 16O와 20Ne를 형성할 수 있습니다. He 반응이 진행된 후 오랜 시간이 지나면 21Na와 22Ne에서 20Ne(p,γ) 21Na(β+,ν) 21Na가 형성됩니다. 두 개의 4He를 흡수하면 (α,n) 반응을 거쳐 24Mg과 25Mg 등이 형성될 수 있습니다. 이러한 반응은 에너지원 역할을 하지만 방출된 중성자는 추가로 중성자 핵반응을 일으킬 수 있습니다. M<8→10M⊙ 별, 이것은 불분명한 범위입니다. 어쩌면 탄소는 점화되지 않을 수도 있습니다. 어쩌면 "탄소 섬광"은 최종 중심부 온도가 이미 더 높고 중성미자의 에너지 손실과 같은 좀 더 민감한 요인 때문에 정상적으로 연소될 수도 있습니다. He 반응이 완료된 후 중심 온도가 109K에 도달하면 C, O 및 Ne 연소 반응이 일어나기 시작하는데, 이는 주로 C-C 반응, OO 반응 및 γ입니다. , 20Ne의 α 반응: 8→10M⊙< M별: 수소, 헬륨, 탄소, 산소, 네온, 규소는 단계별로 정상적으로 연소할 수 있습니다. 마지막으로, 중앙에는 에너지를 방출할 수 없는 코어 영역이 형성됩니다. 코어 영역 외부에는 연소할 수 있지만 연소되지 않는 다양한 수소 원소 껍질이 있습니다. 핵 연소 단계가 끝나면 별 전체가 내부에서 외부로 층상(Fe, Si, Mg, Ne, O, C, He, H) 구조를 나타냅니다. 2.4 별의 종말 이제 우리는 질량이 8→10Mdra 미만인 별의 경우 다음 단계에 도달하지 못하고 점화되기 때문에 수명을 다하게 된다는 것을 이미 알고 있습니다. 더 무거운 별의 경우 핵 영역의 연료가 고갈되면 핵 연소 단계가 종료됩니다. 연소가 멈추면 별은 중력 수축을 겪어야 합니다. 왜냐하면 기계적 평형을 유지하기 위한 별 내부의 압력은 온도와 관련되어 있기 때문입니다. 따라서 별이 "최종" 평형 구성에 있다면 "차가운" 평형 구성에 있어야 합니다. 즉, 별의 압력은 온도와 관련이 없습니다. 주계열성 핵 H 탈진한 후 주계열의 출구는 마지막 여정을 시작합니다. 결과는 주로 품질에 달려 있습니다. 질량이 매우 작은 별의 경우 질량이 작기 때문에 물체 내부의 자체 중력은 중요하지 않습니다. 고체 내부의 균형은 양이온과 음이온 사이의 순 쿨롱 인력과 전자 사이의 압력에 의해 달성됩니다. 별의 질량이 커지고 자체 중력을 무시할 수 없을 때 자체 중력으로 인해 내부 밀도와 압력이 증가하여 물질이 압력 이온화를 겪게 됩니다. 고체 전해질이 되고, 구속이 파괴되어 플라즈마 가스로 전환됩니다. 질량을 늘리는 것, 즉 밀도를 높이는 것입니다. 이때 압력은 온도와 아무런 관련이 없으므로 "차가운" 평형 구성에 도달합니다. 플라즈마 내 전자의 운동 에너지는 베타 붕괴를 일으킬 만큼 큽니다. 물질 내부: 여기서 p는 핵의 양성자입니다. 이러한 반응은 밀도가 108g.cm-3에 도달하면 음이온체의 원자핵을 중성자가 풍부한 핵으로 점차 변화시킵니다. .핵에는 중성자가 너무 많아 밀도가 4×1011g.cm-3을 초과하면 중성자가 핵에서 분리되기 시작하여 자체 중력이 균형을 이룹니다. 중성자 사이. 질량이 증가하면 중성자 가스 사이의 압력이 더 이상 물질의 자체 중력에 저항할 수 없게 되어 블랙홀이 형성됩니다. 그러나 대부분의 별은 진화 이후 단계로 인해 질량이 그보다 작아집니다. 항성풍, "헬륨 섬광", 초신성 폭발 등과 같은 초기 질량은 별의 질량을 상당 부분 잃게 만듭니다. 따라서 별의 운명은 초기 질량으로 판단할 수 없습니다. 진화 과정에 따라 달라집니다. 그러면 우리는 이런 결론을 내릴 수 있습니다. 8→10M 이하의 별은 결국 질량의 일부 또는 대부분을 버리고 백색왜성이 된다. 8→10M⊙ 이상의 별은 별핵의 중력붕괴로 인해 결국 중성자별이나 블랙홀이 됩니다. 3． 종료 현재 관측된 항성 질량 범위는 0.1→60M⊙이며, 질량이 0.08M 미만인 물체는 점화 온도에 도달할 수 없습니다. 그러므로 빛을 내지 않으면 별이 될 수 없다. 질량이 60M⊙ 이상인 천체의 중심온도는 너무 높고 불안정하며 아직까지 발견되지 않았습니다. 토론을 통해 우리는 별의 진화 과정을 일반적으로 이해할 수 있는데, 주로 가스 구름 → 붕괴 단계 → 주계열성 단계 → 주계열 후 단계 → 최종 단계로 진행됩니다. 이것은 별의 진화에 대한 우리의 이해를 높이는 데 매우 중요합니다. 지구에서 밤하늘을 보면 우주는 별들의 세계다. 우주의 별 분포는 고르지 않습니다. 그들은 태어난 날부터 무리 지어 모여 서로를 반사하며 쌍성, 성단, 은하계를 형성했는데... 별은 불타는 행성이다. 일반적으로 별은 크기와 질량이 상대적으로 큽니다. 별빛이 그토록 약하게 보이는 것은 단지 그들이 지구에서 너무 멀리 떨어져 있기 때문이다. 고대 천문학자들은 별이 빛나는 하늘에 있는 별의 위치가 고정되어 있다고 믿어 '영원한 별'이라는 뜻의 '싱싱(Xingxing)'이라는 이름을 붙였다. 그러나 오늘날 우리는 그것들이 끊임없이 고속으로 움직이고 있다는 것을 알고 있습니다. 예를 들어, 태양계는 은하계 중심을 중심으로 전체 태양계를 움직입니다. 그러나 다른 별들은 우리로부터 너무 멀리 떨어져 있기 때문에 그 위치의 변화를 거의 감지할 수 없습니다. 별은 빛을 발산하는 능력이 강하거나 약하다. 천문학에서는 '광도'로 표현합니다. 소위 '광도'란 별의 표면에서 빛의 형태로 방출되는 힘을 말합니다. 별 표면 온도도 높은 곳에서 낮은 곳으로 다양합니다. 일반적으로 별 표면의 온도가 낮을수록 그 빛은 더 붉어지고, 온도가 높을수록 그 빛은 더 푸른색을 띠게 됩니다. 표면 온도가 높을수록 표면적이 넓어지고 광도도 커집니다. 과학자들은 별의 색상과 광도로부터 많은 유용한 정보를 추출할 수 있습니다. 역사적으로 천문학자 헤르츠스프룽(Hertzsprung)과 철학자 러셀(Russell)은 별 분류, 색, 광도의 관계를 최초로 제안했고, '헤르츠-라우터 다이어그램'으로 알려진 항성 진화 관계를 확립했으며, 별 분류 간의 관계를 밝혀냈다. 그리고 색상과 광도. 별 진화의 비밀. "H-Ro 다이어그램"에서 왼쪽 상단의 고온 및 강한 광도 영역부터 오른쪽 하단의 저온 및 약한 광도 영역까지 우리 태양을 포함하여 좁은 별 밀도 영역이 있습니다. 주계열이라 불리는 별의 90% 이상이 주계열에 집중되어 있습니다. 주계열 영역 위에는 거대거성 영역과 초거성 영역이 있고, 왼쪽 아래에는 백색왜성 영역이 있다. 별은 우주의 성간 먼지에서 탄생합니다(과학자들은 이를 '성운' 또는 '성간 구름'이라고 생생하게 부릅니다). 스타의 '청춘'은 인생에서 가장 긴 황금기, 즉 인생 전체의 90%를 차지하는 주계열기이다. 이 시간 동안 별은 거의 일정한 광도로 빛나고 가열되어 주변 공간을 비춥니다. 그 후 별은 격동하게 되어 적색 거성으로 변하고, 적색 거성은 폭발을 통해 모든 임무를 완수하고 대부분의 물질을 우주로 방출하게 됩니다. 백색왜성이 되고, 중성자별이 되고, 심지어 블랙홀이 되기도 하는데… 이렇게 별은 성운에서 나왔다가 성운으로 돌아와 영광스러운 일생을 완성하게 된다. 밤하늘의 화려한 별은 언제나 가장 아름다운 광경이 될 것이다.