[천문학]챤드라세카 한계, 오펜하이머-볼코프 질량, 슈바츠실트 반지름

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목차

챤드라세카 한계
오펜하이머-볼코프 질량
슈바츠실트 반지름
참고문헌

본문내용

이 온도는 중심의 헬륨 핵 주위의 수소가 다시 한번 수소 연소를 시작하기에 필요한 1000만도 이상 까지 올라가고 이때의 폭발력 때문에 별의 크기가 100정도로 팽창하고 표면온도가 떨어져서 적색거성이 된다. 적색 거성에서 수소가 대부분 소모되면 다시 한번 수축하여 헬륨 핵의 온도가 1억도 이상으로 올라가고 헬륨 연소가 시작된다. 헬륨연소의 결과 헬륨원자핵 두개가 융합하면 8-베릴륨이 되는데 이는 반감기가 초 밖에 안 되어 금방 붕괴하나 밀도가 커서 붕괴 전에 또 하나의 헬륨과 충돌하여 12-탄소 원자핵이 되고 이 과정을 삼중 알파 충돌이라 한다. 12-탄소와 알파입자가 반응하면 16-탄소가 된다.
헬륨 연소는 1억년정도 계속되는데 헬륨이 소모되고 중심에 탄소의 핵이 생기면 그 이후의 진로는 별의 질량에 의해 크게 좌우된다. 찬드라세카 한계(Chandrasekhar limit)인 1.4M⊙(별의 일생의 진로를 결정해주는 중요한 값으로 별의 내부에서는 중력과 폭발력이 균형을 이루고 있고 별의 질량은 중력 수축의 크기를 결정하는데 중요함) 이하인 별은 헬륨 연소가 끝나면 폭발력이 떨어져서 다시 한번 수축이 일어나 백색왜성이 된다. 백색왜성이 되면 지구 정도의 크기가 되므로 밀도는 엄청 높아지고 온도가 올라가서 적색에서 백색으로 바뀌게 된다. 온도가 올라가면 탄소와 산소의 연소가 시작되어야 하나 이 온도라 함은 수축에 의한 것이고 수축은 중력에 의한 것이고 중력은 질량에 관계되므로 결국 별의 질량에 따라 그 다음 단계의 연소가 일어날지의 유무가 결정되는 것이다. 그러므로 백색왜성의 경우에는 그 다음 단계 핵융합이 일어나지 못하고 공중에서 빛만 발하는 것이다. 또한 백색왜성이 빛을 다하면 흑색왜성을 되어 우주의 공동묘지로 사라지는 것과 같다.

참고자료

· 1) 태양계와 우주 2001. 8. 31 3판 안홍배, 이형목 부산대학교 출판부
· 2) 자연과학의 세계 2000. 8. 30 1판 김희준 자유아카데미
· 3) 천문학 및 천체 물리학 서론 1994 Michael Zeilik,
· Stephen A. Gregory, Elske v. P. Smith
· 4) 천문학 1993. 2. 10 H.Karttunen P.Kroger, H.Oja M.Poutanen,
· K.J.Donner 형설출판사
· 5) 지구과학개론 1999. 1. 30 2판 한국지구과학회 교학연구사