별의 죽음

목차

1. 백색왜성과 갈색 왜성
2. 중성자별
3. 블랙홀

본문내용

백색왜성은 적색 거성으로부터 진화(진화경로는 질량에 의존)
태양과 같은 별은 탄소핵의 수축이 탄소를 융합시키지 못함 → 핵이 매우 압축된 상태로 수축, 온도 상승으로 핵 바로 밖에 있는 헬륨 구각의 연소률을 가속시켜 포피부를 방출 → 맥동운동 → 얇은 껍질의 형태로 핵에서 분리되어 팽창하여 냉각(행성상 성운)
중간 정도 질량의 별들이 적색 거성에서 백색왜성으로 진화하는 도중에 강한 항성풍으로 질량을 잃고 있음(적외선 망원경, 전파 망원경으로 관측)
분출류는 어떤 경우에는 한 축을 다라 양쪽으로 흘러나오는 물질을 동반하는 쌍극류를 이룸

⑴ 물리적 성질
백색왜성은 밀도가 대단히 크기 때문에 구성 물질이 더 이상 기체처럼 행동하지 않음(심하게 압축되어 전자들이 자유롭게 이동하지 못함)
전자들은 다른 전자들과 궤도를 교환 → 속도를 바꿈
양자역학의 법칙 성립 파울리베타의 원리 적용
반대 방향의 스핀을 가진 단 2개의 전자만이 주어진 부피 속에서 주어진 에너지를 가질 수 있다.
꽉 채워져 있어 공간에 여유가 없으므로 한 전자에 허용되는 속도의 수(에너지의 수)가 적어진다. 축퇴된 전자 기체라고 함
축퇴된 기체속에서는 전자들이 핵들을 둘러싸고 매질 저네에 걸쳐서 거의 고르게 분포.
고밀도 상태가 되는 원인? 모든 핵에너지가 소진된 반면 별은 중력에 의해 계속 압축되기 때문
정유체 평형과 축퇴된 전자 기체의 성질에 의하여 결정되는 별의 구조상의 제한 조간 때문
백색왜성의 특이한 성질은 축퇴된 물질로 이루어졌다는 것
질량 반지름 관계에서 질량이 클수록 크기는 작아짐
완전히 축퇴된 비상대론적인 물질 내의 압력과 밀도의 관계

질량 반지름 관계에서 M 이 클수록 R이 작아짐
백색왜성이 최대질량의 한계를 가짐(찬드라세카 한계)
거리가 결정된 별들에 대해서는 유효온도를 측정하여 질량을 구할 수 있음
거리를 모른 경우 분광 관측과 모형대기를 합해서 별의 표면 중력을 추산 → 질량-반지름 관계를 적용, 질량을 얻음

참고 자료

없음