별의 탄생과 소멸의 단계까지󰡓

목차

1. 별의 종류

2. 별의 탄생

3. 별의 성장

4. 별의 나이

5. 별의 죽음

☆ 결론

본문내용

가열되어 X선이 복사된다.
아래의 화상은 찬드라에 의해 촬영한 X선 화상으로, 빨강 노랑 파랑의 순으로 에너지가 높은 파장역을 나타내고 있다. 빨강은 실리콘, 파랑은 대부분 철에 의한 X선이며, 왼쪽 위의 방향에 실리콘, 왼쪽 아래 방향에 철(화상에서는 색이 겹쳐 보라색)의 제트가 뿜어 나오고 있는 것이 포착되어 있다. X선은 이처럼 고에너지 천체의 구조를 밝힐 수 있다.
이 초신성 잔해의 중앙에는 별의 잔해가 강한 중력에 찌부러져 생긴 중성자별이 존재한다. 일반적으로 젊은 중성자별은 고속으로 회전하고 있다. 그러나 찬드라의 관측 결과에 의하면 카시오페이아 A의 중성자별로부터는 회전하고 있는 증거가 왠지 얻어지고 있지 않다.
☆ 별의 죽음
별의 내부에서 핵융합이 진행됨에 따라 별의 중심에는 점차 무거운 핵들이 형성된다. 그리고 별의 핵융합이 종결되면, 핵융합에 의한 압력과 중력 사이의 균형이 깨지게 되어, 별은 냉각되면서 수축하기 시작한다.
(1) 백색 왜성(white dwarf)
별이 중력에 의한 수축을 하게 되면, 별을 이루는 원자들 사이의 거리가 줄어들게 된다. 이때 원자들 사이에 작용하는 중력은 전자기적인 반발력보다 훨씬 세기 때문에, 원자의 구조가 깨지게 되어 원자핵들끼리 뭉쳐진 별이 된다. 그리고 전자들은 별 전체에 고르게 분포하게된다. 이런 상태에서는 전자들 사이에 파울리 배타원리가 적용되어 전자들이 더 이상 가까워지지 못한다. 즉, 전자들 사이의 반발력과 중력이 균형을 이뤄 별이 더 이상 수축하지 않는 상태가 된다. 이런 상태의 별을 백색 왜성이라 한다.
다만, 질량이 약 1.4M [찬드라세카의 한계(Chandrasekhar limit)]이하의 별만이 안전한 백색왜성이 될 수 있다.
(2) 중성자별(neutron star)
별의 질량이 1.4M 이상이 되는 별에서는 중력이 파울리 배타원리에 의한 반발력보다 더 커지게 된다. 그렇게 되면, 원자핵 내부에서 역-베타 붕괴가 일어난다.
p ^{+} +e ^{-} -> n+v
위의 역-베타 붕괴가 일어나게 되면, 별은 중성자들로만 이루어진 중성자별이 된다. 이러한 별은 중성자들 사이에 작용하는 배타원리에 의한 반발력에 의해 지탱될 것이다. 즉 중성자 사이의 배타원리에 의한 반발력이 중력과 균형을 이뤄 안정된 중성자별이 되는 것이다.
(3) 블랙홀(black hole)
질량이 3M 이 넘는 별은 배타원리에 의한 반발력이 더 이상 중력을 지탱할 수 없기 때문에, 계속 수축을 하게 되어 무한대의 밀도로 붕괴하게 된다. 그렇게 되면 중력이 매우 커져 결국에는 빛조차도 빠져 나올 수 없는 시공의 영역이 생기게 될 것이다. 이것이 별의 또 다른 최종상태인 블랙홀(black hole)이다.
☆ 결론
별의 탄생에서부터 별의 죽음까지는 별에 따라 다르다는 것을 볼 수 있다. 길게 사는 별이 있는가 하면 짧게 생을 마감하는 별이 있는 것이다. 많은 사람들이 별이 없어지면 우리 눈에서만 보이지 않고 우주 어디론가 갔다고 생각하는 사람이 많을 것이다. 사람이 죽듯이 별도 죽음을 맞이한다는 것을 알게 되었고, 많은 생각을 하게 된 것 같다. 아름답게만 보이는 별들도, 우리가 사회에서 어려움을 부딪치며 발전하듯이, 별 또한 우주에서 많은 충돌과 시간의 흐름으로 진정한 별이 되고, 죽음을 맞이하는 것을 알 수 있었다.
☆ 출처
http://blog.naver.com/ewwiz.do?Redirect=Log&logNo=18984020
http://quanta.khu.ac.kr/physics/99Undergraduate_Theses/nam/hylee/black2.htm
http://joilmyung.com.ne.kr/

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별의 종류,   별의 생성,   별의 나이,   별의 죽음