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  1. 2012.12.17 항성 -2- 중성자 별
  2. 2012.12.17 항성의 종류 -1- 백색 왜성
  3. 2012.12.16 지구에서 가까운 별 순위

항성 -2- 중성자 별

기타 관심사/천문 2012. 12. 17. 01:56 Posted by Lucidity1986

출처 : 위키백과


중성자별(中性子-, 중성자성)은 항성 진화에서의 종점의 하나이다. 중성자별은 무거운 항성이 항성 진화의 마지막 단계에서 II형, Ib형 혹은 Ic형 초신성을 겪은 다음에 남게 되는 핵이 중력 붕괴를 거치면서 만들어진다.

일반적인 중성자별은 태양 질량의 1.35배에서 2.1배에 해당하는 질량을 가지는 반면, 태양 반지름의 1/30,000에서 1/70,000에 해당하는 10-20 킬로미터의 반지름을 가진다. 그러므로 중성자별의 밀도는 원자핵의 밀도와 맞먹는 8×1013g/cm³ ~ 2×1015 g/cm³(세제곱 센티미터당 8000만~20억 t)수준이다.

 반면, 찬드라세카르 한계, 즉 외부 껍질이 날아간 이후에 남은 핵의 질량이 태양 질량의 1.44배 보다 가벼운 항성은 백색왜성으로 변하며, 외부 껍질을 제외한 핵의 질량이 1.44배보다 이상이면, 별의 자체 중력으로 인하여 원자핵과 전자의 경계가 모호해져 모든 내부 물질이 중성자로 바뀌는 중력 붕괴과정을 거친 후 블랙홀이나, 중성자성으로 변하게 된다.


중성자별은 원래의 별이 지니고 있던 각운동량의 대부분을 유지하는 반면, 중력으로 인해 반지름은 매우 작아져있는 상태이므로, 1.07초에서 30초 정도에 한바퀴라는 매우 빠른 자전 속도를 보이게 된다. 또한, 중성자별의 표면 중력은 지구 중력의 2000억 배에서 3조 에 이른다. 

중력을 측정하는 한가지 방법은 탈출 속도를 측정하는 것이다. 탈출 속도란 중력권에 있는 물체를 무한대의 거리로 옮겨가기 위해 필요한 속도를 의미한다. 중성자별에서 탈출 속도는 의 속도의 절반 정도인 150,000 km/s나 된다. 

반대로, 어떤 물체가 무한대의 거리에서 중성자 별의 표면으로 낙하하게 된다면 그 낙하 속도 역시 150,000 km/s이 될 것이다. 만약 보통의 사람이 이 속도로 중성자별과 충돌하게 된다면, 이는 200 Mt 정도의 핵폭탄의 위력과 맞먹을 것이고, 이는 인류가 폭발시킨 가장 큰 핵폭탄인 차르 폭탄의 4배에 해당한다.




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항성의 종류 -1- 백색 왜성

기타 관심사/천문 2012. 12. 17. 01:53 Posted by Lucidity1986

출처 : 위키백과


파일 : 시리우스 A와 B 허블 photo.jpg


백색왜성(白色矮星)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 죽어가며 생성하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵에서는 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 않는다. 대신, 헬륨 연소 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다.

백색왜성에서는 핵융합이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없기 때문에 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 대개는 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 전자축퇴압에 의해 더 이상 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1.44배 정도이다. 이를 찬드라세카 한계라고 한다. 백색왜성은 이 한계를 넘지 못한 별을 일컬으며, 찬드라세카르 한계를 넘어섬과 동시에 질량이 태양의 약 3배 이내이면 중성자별, 3배를 넘어가면 블랙홀이 된다고 알려져 있다.

더 에너지를 생성할 수 없는 백색왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색왜성이라 할지라도 여전히 수천 켈빈의 온도를 유지하고 있다는 것을 알 수 있다.

백색왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6% 정도를 차지하고 있다.


1. 형성


중간 이하의 질량을 지닌 항성은 자신이 지닌 수소 헬륨으로 핵융합을 마친 이후에, 거의 모두가 백색왜성으로 변하게 된다. 핵융합을 거의 마쳐갈 때쯤, 항성은 적색거성으로 변하게 되며, 거의 모든 외부 대기의 물질을 행성상 성운을 형성하며 방출하게 된다. 결국 100,000 켈빈 이상의 뜨거운 핵만이 남게되며, 이 핵은 초기 백색왜성으로 안정하게 된다.

일반적인 백색왜성은 태양 질량의 절반이며, 지름은 지구보다 약간 더 큰 수준이다. 즉 백색왜성의 밀도는 109 kg·m−3 정도이며, 이 밀도보다 높은 밀도를 지니는 것은 중성자별, 블랙홀, 가설상의 쿼크별 정도이다. 일반적인 물질이 부피가 클수록 질량이 많이 나가는 것에 반해, 이른바 축퇴물질로 이루어진 백색왜성은 질량이 높을수록 중력으로 인해 크기는 작아진다. 백색왜성의 최대 질량 한계는 찬드라세카 한계라고 하며, 이는 태양 질량의 1.4배 수준이다. 이 질량이 넘어서게 되면, 전자축퇴압에 의해 지탱되던 별이 마침내 높은 중력으로 인해 붕괴하게 되며, 중성자별을 형성하게 된다.

비록 이러한 질량 면에서의 한계로 말미암아 질량이 높은 수많은 항성은 백색왜성이 될 수 없을 것으로 보이지만, 실제로 대부분의 항성은 백색왜성으로 수명을 마치게 된다. 이는 핵융합 최후의 단계에서 대부분의 질량을 우주로 방출하기 때문이다. 심지어 태양의 8배의 질량을 지닌 항성조차도 백색왜성이 될 것으로 생각된다.


2. 특징


경우에 따라 어느 정도의 차이는 있겠지만, 대부분의 백색왜성은 지구 정도의 크기에 태양 질량의 0.5~0.6배의 질량이 응집되어 있다. 지구는 태양 직경의 1/100에 불과하므로, 백색왜성의 부피는 태양 부피의 100만 분의 1 가량이며, 따라서 백색왜성의 밀도는 태양의 밀도의 100만 배 정도에 해당한다. 

그 정도의 높은 밀도를 가진 물질은 축퇴물질이라고 불린다. 축퇴물질에 대한 것은 1930년대 양자역학으로 설명되었다. 백색왜성이 중력으로 인해 붕괴하지 않을 수 있는 이유는 전자축퇴압 때문이며, 이 힘은 온도와는 무관하며 밀도에만 관련 있다는 것이다.

모든 관측된 항성에 대해 절대 등급에 대한 색지수의 표, 즉 헤르츠스프룽-러셀 도표를 작성한다면, 도표상에서 절대 등급과 색지수의 모든 가능한 조합이 가능한 것은 아니다. 대부분의 별은 도표상에서 주계열이라고 불리는 띠를 이루며 놓이게 된다. 

주계열은 좌측 상단의 뜨겁고 밝은 영역에서 우측 하단의 차갑고 어두운 영역으로 이루어져 있다. 주계열상의 차갑고 질량이 낮은 별은 붉게 보이기 때문에 적색왜성이라고 하며, 때로 더욱 차가운 별은 갈색왜성이라고 불리기도 한다.

 이러한 종류의 별은 백색왜성과는 완전히 다른 천체이다. 적색왜성에서 붕괴로부터 질량을 지탱하는 힘은 이상 기체 방정식을 따르는 뜨거운 기체이다.

반면, 백색왜성은 헤르츠스프룽-러셀 도표상에서 좌측 하단, 즉 뜨겁고 어두운 부분에 위치하고 있다. 대부분의 백색왜성은 극도로 뜨겁다. 이러한 열은 붕괴 과정에서 발생한 열로, 인근 별에서 물질을 흡수하지 않는한 계속해서 생성되는 것은 아니다. 

하지만 백색왜성은 매우 작으며, 따라서 백색왜성의 열은 매우 적은 면적을 지니는 지표면을 통해서만 발산될 수 있다. 이러한 이유로 백색왜성은 매우 오랜 기간 동안 뜨거운 채로 남아 있을 수 있는 것이다. 여러 증거로 판단하건데, 백색왜성의 내부는 세월이 지나면서 식어감에 따라 서서히 결정화되는 것으로 추측된다. 즉 마침내는 다이아몬드와 같은 결정체로 안정화 된다는 것이다. BPM 37093은 이러한 예이다.


수많은 시간이 지나 백색왜성이 주변온도와 동일하게 완전히 식고나면 마침내 흑색왜성으로 변하게 된다. 이론에 따르면, 흑색왜성은 주변 우주와 동일한 온도이며, 단지 전자기파만 약하게 생성하고 있을 뿐이다. 하지만 실제로 우주의 나이는 어떤 백색왜성도 흑색왜성으로 식을 만큼 오래되지 않았다. 

즉 현재 우주에는 흑색왜성이 존재하지 않는 것으로 생각되며, 현재까지 발견된 가장 차가운 백색왜성은 3,900 켈빈 정도이다. 백색왜성이 식어가는 속도는 식어감에 따라 점점 느려진다. 20,000 켈빈에서 5,000 켈빈까지 식는 시간과 5,000 켈빈에서 4,000 켈빈까지 식는 시간은 동일하다. 결국 20,000 켈빈의 온도를 지니는 태양 질량의 절반 정도인 백색 왜성이 주변 온도와 동일해지려면 250억 년 정도의 시간이 걸린다. 반면 우주의 추정 나이는 130억 년 정도이다.

많은 인근의 젊은 백색왜성은 약한 X선을 방출하는 것으로 밝혀졌다. 이는 X선 천문학 자외선 천문학을 통해 백색왜성의 얇은 대기구조와 조성에 대한 연구를 가능하게 해준다.

백색왜성은 찬드라세카 한계로 말미암아 태양 질량의 1.4배를 초과할 수 없다. 

하지만, 이 한계를 넘어설 수 있는 방법이 존재한다. 쌍성계를 이루는 백색 왜성은, 동반성으로부터 물질을 계속해서 받아들인다. 

만약 흡수한 물질이 백색왜성을 짓눌러서 축퇴압력이 더이상 버티지 못하는 수준에 이른다면, 백색왜성은 폭발하게 된다. 이것은 Ia형 초신성이라고 하며, 모든 초신성 형태가운데 가장 강력한 형태이다.


 만약 흡수 물질이 백색왜성을 짓누르지 않고 대신 표면에서 핵융합을 일으킨다면, 백색왜성은 생성된 에너지로 말미암아 밝게 빛나면서 대기를 우주로 발산하게 된다. 이러한 현상을 신성이라고 한다. 이 경우 백색 왜성의 핵은 실제 반응하지 않고 그대로 유지되므로, 동반성으로부터 수소만 계속 유입된다면 몇번이고 신성이 될 수 있다.



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지구에서 가까운 별 순위

기타 관심사/천문 2012. 12. 16. 01:39 Posted by Lucidity1986

출처 : 위키백과

질량, 밝기는 태양 기준, 거리의 단위는 광년(약 9.46조 km)이다.

이름

거리 (광년)

질량

지름  (km)

밝기

형태

태양

0.000158

1

1,392,000

1

G형  주계열성

프록시마 센타우리

4.24

0.12

194,880

0.00017

M형 주계열 성

센타우루스자리 알파 A

4.36

1.08

1,698,240

1.5

G형 주계열성

센타우루스자리 알파 B

4.36

0.86

1,197,120

0.5

K형 주계열성

바너드 별

5.96

0.15

292,320

0.0004

M형 주계열성

울프 359

7.77

0.09

222,720

0.0009

M형 주계열성

랄랑드 21185

8.29

0.41

668,160

0.025

M형 주계열성

시리우스 A

8.59

2.02

2,381,712

25.4

A형 주계열성

시리우스 B

8.59

0.978

11,693

0.026

백색 왜성

루이텐 726-8 A

8.72

0.11

208,800

0.000006

M형 주계열성

루이텐 726-8 B

8.72

0.10

194,880

0.000004

M형 주계열성

로스 154

9.68

0.17

334,080

0.0038

M형 주계열성

로스 248

10.33

0.092

208,800

0.000015

M형 주계열성

에리다누스자리 ε

10.5

0.85

1,169,280

0.28

K형 주계열성

라카유 9352

10.74

0.45

793,440

0.021

M형 주계열성

로스 128

10.92

0.156

292,320

0.00029

M형 주계열성

물병자리 EZ

11.26

0.11

264,480

0.0000484

M형 주계열성

프로키온 A

11.402

1.46

3,285,120

7.73

준거성(F형)

베텔게우스

640

19

1,642,560,000

14만

적색 초거성

나오스

1130

64

23,664,000

79만

청색 초거성

세페우스자리 VV

2400

25

2,644,800,000

57만

적색 극대거성

큰개자리 VY

4900

25

2,923,200,000

56만

적색 극대거성

용골자리 에타

7500

100-150

250,560,000

500만

극대거성(Peculiar)

피스톨별

25000

120

473,280,000

100만 이상

극대거성

WR 102ka

26000

175

139,200,000

320만

극대거성

LBV 1806-20

49000

150

208,800,000

400만

극대거성

SGR 1806-20

50000

3.2

20

-

중성자별

WOH G64

163000

22

2,784,000,000

28만

적색 극대거성

R136a1

165000

265

49,276,800

870만

극대거성

HD 269810

170000

150

25,752,000

220만

극대거성

안드로메다

2540000

1.2조

142경 50조

-

은하


 

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