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ar limitation)
백색왜성의 질량과 반지름의 관계는 역수관계이기 때문에 백색왜성이 가지는 최대 질량이 있음을 암시한다. 실제 초신성 유형에서 백색왜성은 동반 거성으로부터 질량을 유입 받는데 이때 백색왜성의 질량이 에 도달할 때마다 강
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백색
왜성과 마찬가지로 질량이 클수록 반지름은 작아진다. 중성자별의 질량
상한값은 3M정도이다.
중성자별의 지름은 보통 수십 km정도에 불과하다. 하지만 굉장히 고밀도이며, 유체상태이다. 중성자, 전자와 양성자로 이루어진 대기가 존재
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백색왜성의 경우에는 전자의 축퇴압이 중력을 지탱할 수 있으며 중성자별의 경우에는 중성자의 축퇴압이 중력을 지지할 수 있다. 하지만 질량이 이상인 경우에는 어느 것도 중력을 지탱하지 못하여 부피는 0에 가깝게 수렴하게 된다. 보통 고
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별은 앞의 세 과정을 통해서 생을 마감한다. 그러나 다른 한편으론 이러한 과정이 또 다른 시작이 아닌가? 하는 생각이 든다. 생을 마감한 백색왜성은 초거성을 만나 또 다른 반응을 하고 그 결과 중성자별을 만들어 내고 중성자별의 중력과
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이하인 경우 : p-p 순환반응
(SSM에서 이미 다룬내용)
- 1.5M⊙ 이상인 경우 : C-N-O순환반응 별의 일생
갈색 & 적색왜성(Brown & Red Dwarf)
백색왜성 (White Dwarf)
초신성 폭발(Supernova Explosion)
중성자 별 (Neutron Star)
블랙홀 (Black Hole)
참고문헌
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