모든 별들은 그들의 수명에 있어서 근본적으로 같은 형태를 따라 간다
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작성자 타라곤 댓글 0건 조회 1,963회 작성일 12-06-14 22:55
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단계: 거대 분자 구름
거대 분자 구름은 크고 밀도가 높은 (먼지가 포함된) 구름인데, 이곳은 분자가 형성될 만큼 충분히 차갑다. 수천 개의 거대 분자 구름이 우리 은하의 원반 부분에 존재한다. 각각의 분자 구름에 있는 물질들은 태양 질량의 10만 배에서 수백만 배에 이르는 질량을 가진다.
가까운 예로 오리온자리의 칼 부분에 있는 보풀 모양의 오리온 성운이다. 오리온 성운은 약 1500광년 떨어져 있으며 29광년의 폭을 가진다. 이 성운은 성운의 중심부에 있는 네 개 별로 이루어진 사다리꼴 성단에 있는 O형 별 주위의 수소 가스의 발광으로 빛을 낸다. O형 별은 대단히 뜨거워서 많은 양의 자외선을 방출하는데, 이 자외선은 주위의 수소 가스를 이온화한다. 전자들이 다시 수소핵과 재결합하면 가시광선이 방출된다. 사다리꼴 별들 근처에는 아직 생성중인 별들이 있다. 이 별들은 밑의 그림에서 그 장축이 뜨거운 사다리꼴 별들을 향한 타원형의 덩어리들이다. 그림을 선택하면 사다리꼴 성단의 확대된 영상을 볼 수 있다. 이 영상들은 허블 우주망원경이 촬영한 것이다. (courtesy of Space Telescope Science Institute)
수소를 방출하는 성운들은 "H II 구역" 이라 불린다. 이 성운들은 뜨겁고 젊은 별에 의해 형성되므로 별이 생성되는 지역을 구분하는 특성이 된다. 이 장의 첫 부분의 표에서 O형 별들의 수명이 별에 있어서는 매우 짧은 기간인 수 백 만년에 불과하다는 것을 상기해보자. 이 별들은 그들이 생성된 곳으로부터 벗어날 만큼 오래 살지 못한다. 오리온 성운의 가시 영역 뒤에는 가스와 먼지로 이루어진 더욱 밀도가 높은 부분이 있는데, 이곳은 분자가 형성될 만큼 충분히 차갑다. 많은 별들이 지금 이 곳에서 생성되고 있다.
태양의 수십 배에서 수백 배의 질량을 가진 거대 분자 구름의 파편들은 어떤 원인으로 인해 동시에 수축하기 시작한다. 가능한 원인에는, 근처에 있는 질량이 큰 별이 죽음에 이르러 폭발하면서 방출했거나, 또는 나선 은하들의 나선 팔 부분에 있는 중력이 강한 구역을 통과해 온 구름이 방출한 충격파가 있다. 이 충격파는 가스 구름을 압축해서 중력 수축을 하게 만든다. 만약 가스 구름이 동시에 붕괴하기에 충분할 정도로 차갑고 무 겁다면 외부의 힘 없이도 자발적으로 붕괴하기 시작할 것이다. 그 이유가 무엇이든 간에 결과는 똑같다. 가스 덩어리들은 수축해서 원시별을 형성한다.
2단계: 원시별
가스 덩어리가 수축하면 가스 입자들은 서로 다가가므로 온도가 높아지게 된다. 즉, 가스 입자들이 중력에 의해 떨어지면서 얻은 에너지는 열에너지로 전환된다. 가스 덩어리가 충분히 뜨거워지면 많은 양의 적외선과 마이크로웨이브가 방출된다. 이 단계의 뜨거운 덩어리를 원시별이라 부른다. 가스 덩어리는 그 중심에 원시별과 함께 원반을 형성한다. 원반 안의 다른 물질들은 결합해서 다른 별이나 행성을 형성한다.원시별의 온도는 2000K에서 3000K까지 올라가서 적색으로 달아오르게 된다. 하지만 원시별을 둘러싸고 있는 가스의 막과 먼지가 가시광선을 차단한다. 주위의 먼지는 충분히 뜨거워져서 막대한 양의 적외선과 마이크로웨이브 에너지를 방출한다. 이 장파장대의 전자기파 복사는 먼지를 통과할 수 있다. 적외선 망원경과 전파 망원경이 우리 은하 안의 많은 먼지 구름에서 밝은 덩어리들은 관측해왔다. 별은 원시별의 단계에서 짧은 시간 동안만 머무르므로, 그들의 일생에서 이 단계에 있는 별들을 많이 관측하기는 어렵다. 적외선 탐지기의 성능은 밑의 그림에 설명되어 있다. 사다리꼴 별들의 우측 상단 부분 성운에서는 실제로 많은 별들이 형성되고 있다. 이 별들은 오직 오른쪽 그림에 있는 자외선 영상으로 밖에 볼 수 없다. 그림을 선택하면 확대된 영상을 볼 수 있다. 이 영상들은 허블 우주망원경이 촬영한 것이다.(courtesy of Space Telescope Science Institute)
핵융합은 핵에서 시작되고, 여기서 발생되는 외부로의 압력이 더 이상의 붕괴를 막는다. 하지만, 주변 구름에 있는 물질은 계속 원시성으로 떨어진다. 원시성으로부터 생성된 대부분의 에너지는 구름 물질의 중력 수축에 의한 것이다.
젊은 별들은 군샌한다.--거대한 분자 구름이 분열하여 거의 동시에 원시성들이 생성된다. 별들은 성단의 형태로 태어나는 것으로 관찰되었다. 이를 확증하는 다른 증거로는 고립된 젊은 별이 존재하지 않는다는 것을 들 수 있다. 이러한 관찰은 별의 진화 모델의 유용한 검증은 성단 모델과의 비교에서 얻어질 수 있다는 점에서 중요하다. 이러한 분석은 모델들은 확인하는데 쓰이는 성단안의 별들이 모두 거의 동시에 생성된다는 가정에 기초한다.
허블 우주망원경은 오리온 성운과 독수리 성운에 있는 원시성을 직접 관측하였다. 허블 망원경이 관측한 원시성들은 너무 이르게 그 모습을 드러냈다. 근처에 있는 뜨거운 O 나 B 타입의 별들이 방출하는 강한 복사에 의해 아직도 형성되어 가는 과정인 작은 별들 주변의 먼지가 증발되고 가스가 걷혔다. 모든 가스가 날아가 중심에 원시성을 가진 어두운 먼지 원반만 남아있는 것이 오리온 성운에 하나 이상 존재한다. 완전히 노출된 먼지 원반의 모습이 위의 그림에 나타나있다. 중앙에 있는 원시성 주변에 두드러지게 보이는 누에고치 성운의 오른쪽에 있는 검은 점이 바로 그것이다. 원시성 주변의 눈물 방울 모양의 누에고치 성운은 그림의 오른쪽에 있는 사다리꼴 별들을 향해 있다. 독수리 성운에 있는 어둡고 조밀한 모양의 가스와 먼지의 증발은 오른쪽 아래에 있는 유명한 "가스 기둥"그림에 나타나있다. 이 그림을 허블 우주망원경으로 더 확대해서 관측하였다. (courtesy of Space Telescope Science Institute).
3단계: T-Tauri
젊은 별은 황소자리 원시성을 따서 붙인 이름인 T-Tauri 스테이지에서 강한 바람을 생성한다. 이 강한 바람은 주변의 많은 코쿤 가스와 먼지를 밀어낸다. 바람은 가스와 먼지로 이루어진 원반의 회전 축 방향으로 한정되어 분다. 코쿤 가스가 다 날아가면, 생성중인 별이 최초로 관측가능 하여 진다. 아래 그림은 허블 우주 망원경으로 관찰한 세 젊은 별의 가스 및 먼지 분출 모양이다. 각각의 사진의 좌측 아래에 표시된 스케일은 1500억 킬로미터 또는 지구와 달 사이 거리의 1000배 거리를 나타낸다. (courtesy of Space Telescope Science Institute).
4단계: 주계열
유체정적평형 을 이루면서 마침내 별은 안정된 상태에 이른다. 이제 별은 생애의 90%를 주계열성으로 지내게 된다. 별은 core에서 수소를 헬륨으로 융합한다.별들은 초기에는 성단안에서 다른별들과 함께 일생을 시작한다. 은하의 중심을 몇번 돈 후, 은하내의 다른 별들에 의한 중력으로 인해 혼자 또는 다른 한 둘의 별들과 함께 성단을 떠나게 된다. 플레이아데스는 젊은 별들로 된 성단으로 여름철에 황소자리의 어깨부분에서 쉽게 관측된다. 이 별들은 나이가 4천만년이다(46억년인 태양의 나이와 비교해보라!). 그 별들 주위에 있는 가스와 티끌들은 별들의 생성후 남은 물질일 수도 있고 단지 그 성단이 지나가고 있는 성운일 수도 있다.
5단계: 소거성, 적색거성, 초거성
주계열단계의 긴 시간 동안 안쪽으로 작용하는 중력과 core에서의 핵융합에 의한 바깥방향으로의 압력이 균형을 이루게 된다. 마침내 모든 수소가 헬륨으로 변화된 후 핵융합은 멈추고, 중력에 의해 core는 수축하게 된다. core의 바깥쪽에 있는 층들도 수축하게 되는데, core에서 가까운 층일수록 더 빠르게 수축한다. 층들이 수축하면서, 가스가 압축되고 뜨거워진다.마침내는 core의 바로 바깥쪽에 있는 껍질층(shell layer)이라 불리는 층이 핵융합이 일어날 만큼 고온, 고밀도가 된다. core바로 바깥쪽층 에 의해 일어나는 핵융합을 껍질융합(shell burning)이라고 불린다. 이 층은 계속 압축되면서 뜨거워지고 있는 상태이기 때문에 융합은 매우 빠르게 진행된다. 별의 광도는 주계열상으 값보다 더 높아지게 된다. core를 싸고 있는 가스층은 증가한 압력으로 인해 바깥쪽으로 팽창하게 된다. 팽창하면서 별은 소거성(subgiant)가 되고 이는 곧 적색거성(red giant)이 된다.
팽창된 표면적에서 에너지가 더 넓게 퍼지면서, 단위면적당 온도는 떨어지게 된다. 표면은 온도가 매우 낮아서 빨간색을 띄게 되고, 주계열에 때보다 별의 중심에서 훨씬 멀리 떨어져 있다. 태양이 적색거성이 되는 날에는, 수성과 금성, 그리고 아마도 지구까지도 집어삼켜지게 될 것이다. 지구가 안 삼켜지더라도, 지구표면은 생명이 살기에 불가능한 환경이 될 것이다. 태양의 증가한 광도는 지구의 표면을 엄청나게 뜨겁게 하고 바다와 대기는 모두 증발해 버릴 것이다. 무거운 주계열성은 이보다 더 크게 팽창해서 초거성(super giant)이 될 것이다. 오리온자리의 왼쪽 위에 있는 밝고 붉은 별인 베텔게우스는 초거성의 한 예다. 만약 태양계의 중심에 놓는다면 목성까지의 모든 행성은 베텔게우스의 안에 놓일 것이다. 몇몇 초거성은 베텔게우스보다도 더 크다!
적색거성이 낼 수 있는 강한 "바람"은 주계열단계에서 불었던 보든 바람보다도 더 많은 양의 질량을 밀어낼 수 있다. 그러나 별의 질량의 대부분은 알에 기술된 최후의 단계(행성 성운이나 초거성)에서 잃어버 린다. 처음 핵반응이 일어난 후의 별의 생애를 통들어 약간의 질량은 에너지로 바뀌고 나머 지는 "바람"에 의해서 소실되는 일련의 과정을 통하여 그 별의 질량을 잃어버린다. 이것은 적색 거성이 그 전에 주 계열성으로 존재했을 때에 비해 크기는 크지만 질량이 더 작다는 것을 의미한다. 적색 거성은 온도와 말도의 양극성을 가지고 있다: 그것의 표면은 차갑고 밀 도가 매우 낮지만, 중심핵은 매우 뜨겁고 밀도가 높다.
6단계: 중심핵의 핵융합
만약 별들이 충분히 무겁다면 중력은 온도를 매우 높이고 헬륨 핵융합(혹은 이 단계를 반 복하면 더 무거운 물질도 가능할 것이다.)을 시작할 수 있게 중심핵을 수축시킬 것이다. 그 러나 태양과 같은 질량이 적은 별들에서는 헬륨 핵융합의 매우 바르게 진행되어 'Helium flash'라고 하는 에너지의 폭발이 일어난다. 종종 이 반응률이 작아지게 된다. 이 단계에서 중심핵의 핵융합으로 주계열성에서의 핵융합에 비해 같은 시간동안 더 많은 에너지가 방출 된고, 그래서 별은 안정한 상태로 커지게 된다. 여기서 중심핵의 '연료'가 다 쓰일 때까지 유체 정역학적 평형은 보존된다.
이 단계에 접어선 혹은 마친 별들은 내부에 그들의 바깥층에서 복사되는 에너지를 가두게 하는 조건을 만든다. 밖을 향한 열적 압력은 충분히 증가하여 별의 바깥층을 확대시킨다. 이 가둬진 에너지는 바깥층이 확장되고 열적 압력이 떨어지면 탈출할 수 있게 된다. 중력은 커 지고 그 별은 수축하게 되지만 평형점 이상까지만 수축한다. 에너지는 다시 가둬지고 이 순 환이 계속된다.
보통의 별들에서 유체 정역학적 평형은 이 맥동을 줄이는 역할을 한다. 그러나 단계6에 접 어든 혹은 마친 별들은 곧바로(별의 전생애에 비교했을 때) 압력과 중력이 동시성을 벗어나 고 일시적으로 맥동이 계속되는 조건을 만들어낸다. 크고 밝은 별들은 중력이 확장된 바깥 층을 잡아당기는데 더 오랜 시간이 걸리기 때문에 작고 희미한 별들에 비해 더 긴 주기를 가지고 맥동한다. 이 '주기-광도 관계'는 밝기의 역제곱 법칙으로부터 어느 광도의 별까지 의 거리를 알아내는데 이용된다. 더 자세한 것은 은하수 단원에서 다루겠다.
7단계: 적색 거성과 초거성
중심핵의 '연료'가 다시 고갈되면 중심핵은 붕괴를 다시 시작한다. 만약 별이 충분히 무겁 다면 이것은 단계7의 과정을 반복할 것이다. 많은 수의 별들은 단계5부터 7까지의 순환이 그 별의 질량에 의존한다. 순환중의 각 시간동안 그 전 순환에서의 핵융합의 잔재물로부터 더 무거운 원소를 만들어 낸다. 이렇게 가벼운 원소로부터 무거운 원소가 생성되는 것을 별의 핵합성 가장 무거운 별들은 이 것을 반복하여 중심 핵에 철을 만들어 낸다. 우리 태양과 같은 별들은 그 중심핵에 탄소나 산소까지 합성 할 것 이다.가장 무거운 별들에서 철의 만들어지기까지 핵 융합과정은 더 가벼운 핵의 융합에서 여분 의 에너지를 만들어 낸다. 그러나 철 핵의 융합은 에너지를 흡수한다. 무거운 별의 중심핵은 내파되어 밀도는 높아져 양성자와 전자들이 결합하여 중성자와 중성미자가 되고 바깥층은 초거성 폭발 때 방출된다. 더 흔한 작은 질량의 별들은 행성성운을 이루면서 조용한 죽음을 맞이한다.
8단계: 행성 성운과 초신성
별들의 일생의 거의 마지막 단계의 바로 옆의 이 단계에서 중심핵이 그것의 가장 조밀한 상태로 침전해 갈 때 바깥쪽의 층들은 내뿜어져 나온다. 이 단계에서 바깥쪽의 층들이 성간 물질로 되돌아 갈 때 질량이 많이 감소한다. 흔히 질량이 작은 별들은 (주 계열성일 때의 질량이 태양의 그것의 0.08~5배정도 되는 별) 별의 뜨거운 부분에서 바깥으로 빠져나가면서 그 수가 증가하는 포톤이나 압축된 중심핵이 별의 차가운 바깥쪽 부분에서 생긴 탄소와 규소 알갱이를 바깥쪽의 층에서 내뿜어 행성 성운이 형성된다. 백색 왜성이라 불리는 뜨겁고 노출된 중심핵에서 나오는 자외선은 그 가스들을 빛나게 한다. 주목할 점은 들뜬 상태에 있는 수소나 질소에서 나오는 적색광선의 방출, 쌍이온화된(doubly-ionized) 산소에서 나오는 녹색광선의 방출, 그리고 들뜬 상태의 헬륨에서 나오는 청색광선의 방출이다. 행성성운은 조밀한 모양과 쌍이온화된(doubly-ionized) 산소(녹색),쌍이온화된(doubly-ionized) 네온, 홀이온화된(singly-ionized) 헬륨의 강한 복사 선 스펙트럼으로 HⅡ region과 구분된다. (왼쪽의 반지 성운의 영상은 Palomar 천문대에서 제공한 것이다.)
행성성운의 명칭은 초기의 망원경에서 둥그런 녹색의 행성같이 보인 것에서 유래한다. 현재 그들은 행성과는 전적으로 다르고 수 광년의 지름(태양계보다 훨씬 크다!)을 가진 것으로 알려져 있다. 많은 행성성운들은 반지 성운처럼 보이는데(예를 들어 거문고 자리의 반지 성운이나[위의 왼쪽그림] 물병자리의 나선 성운[위의 오른쪽 그림]) 이는 우리가 확장된 구형의 껍데기의 중심부를 볼 때보다 가장자리를 볼 때 더 많은 물질들을 보기 때문이다. 같은 이유로 어린 시절에 만들던(혹은 아직도 하고 있는!!) 동그란 비누 거품도 반지처럼 보인다.
행성상 성운의 고해상도 이미지들은 (expanding 성운)에서 복잡한 구조 들을 보여준다. 밑의 그림은 허블 우주 망원경으로 본 나선 성운의 상세한 모습이다. 행성상 성운의 가스 방출물로부터 온 팽창한 가스는 적색 거성풍으로 흩어진 가스와 먼지와 충돌한다. 그것이 더 느리게 움직이는 적색 거성풍의 물질을 지나가면서, 가스는 짙은 얼룩모양을 혜성과 같은 모양이 되게 한다. 그것들은 "comet knots"라고 불리지만, 그것들은 우리 태양계에 있는 실제 혜성과 혼동되지는 않는다. 이 얼룩 모양들 각각은 우리 태양계의 전체 크기보다 두 배이상의 크기이다. 당신이 HSP 이미지의 큰 모습을 원한다면 그 이미지를 선택하시오.
다른 행성상 성운들은 더 비대칭적인 모습을 가진다. 유출은 최외층의 분출물과 이전 시기의 항성풍으로 온 물질과의 복잡한 상호 작용으로 인해 두 개의 극이 있다. 그런 성운의 예는 고양이 눈 성운과 아령 성운이다. 밑의 이미지를 선택하면 고양이 눈 성운의 큰 모습이 나올 것이다.
진화하는 별과 동반성들로부터 온 가스의 이전의 분출물들은 밑에 보이는 모래 시계 성운과 같이 복잡한 구조의 성운을 설명하고 백색 왜성이 중간 부분에 있는 녹색 부분의 중심에 있지 않은 이유를 설명하는데 필요하게 될 것이다. 두 고리는 우리의 시선에서 동쪽으로 60도정도 기운 별의 극에 중심을 두고 있다. 위의 고리는 우리쪽으로 향한 극 주의에 있고 밑의 고리는 우리로부터 멀리 있는 극 주의에 있다. 거문고 자리에 있는 고리 성운이 우리가 모래 시계 성운을 극을 따라 오른쪽에서 그것을 보지 않으면, 그래서 단지 하나의 링만 보이는 모래 시계 성운과 유사하다는 증거가 있다. 모래 시계 성운의 큰 사진을 나타나게 하려면 밑의 이미지를 선택하시오.(Space Telescope Science Institute)
가끔씩 별난 행성 성운의 모양을 유발시키는 이유에 대한 더 자세한 설명은 Bruce Balick의 홈페이지 의 것이 쓸모 있다.
드물게 큰 질량을 가진 별(주계열 상태에 있을 때 태양의 5~50배의 질량을 가진)은 격렬한 초신성의 경로를 가게 된다. 육중한 별의 철로 이루어진 핵이 안쪽으로 파열하면, 양성자와 전자가 결합하여 중성자와 중성미자를 만든다. 그 핵-한 때 지구정도 크기의-은 1초도 안 되는 작은 도회지 정도 크기의 굳은 중성자별이 된다. 침입하는 외부 층들은 핵을 때려서 충격으로 수십 억 도까지 가열한다. 핵이 붕괴할 때 만들어진 충분한 많은 수의 중성미자는 외부 층의 가스와 상호 작용하여 가열하는 것을 도와준다. 초신성이 폭발하는 중엔, 폭발 중에 만들어진 자유 중성자들이 무거운 원자핵과 빠르게 결합하여 다른 것들 중에서 금, 백금, 우라늄과 같은 무겁고 매우 드문 원자핵을 만들기 때문에, 철보다 무거운 원소들이 만들어진다.
과열된 기체는 별의 핵합성 과정에서 생긴 무거운 원소들을 많이 함유하고 공간으로 퍼져 나간다. 이 폭발이 초신성이다. 이 팽창된 기체가 주위의 별과 별 사이의 기체와 초속 수천 킬로미터로 충돌하면, 이 충격파는 별과 별 사이의 기체를 높은 온도로 가열하고 그것은 빛을 내게 된다. 중성의 산소와 이온화된 황에서 나오는 강한 스펙트럼 라인들은 그들의 스펙트럼을 행성의 성운과 H II 지역들과 구분한다. 또한, 개개의 이중으로 이온화된 산소의 스펙트럼 라인의 세기의 비는 충격파 가열로 인한 것이다. 행성 성운과 H II 지역이 자외선이 기체에 작용하여 빛나게 되는 반면에, 초신성은 충격파 가열로 인해 빛을 내게 된다. 초신성 폭발로부터 나온 기체 또한, 자기장 주위를 나선형으로 도는 전자에 의해 만들어진 불연속 열 스펙트럼을 가진 강한 복사를 한다. 최근의 폭발(수 천년 전 이내)로부터 나온 기체는 X-ray 망원경으로 잘 보여 진다.
유명한 초신성 잔여물은 위 그림에 있는 게 성운이다. 중국 천문학자들이 1054년 7월 4일에 폭발을 기록했고, Anasazi 인디언들이 그것에 대한 그림을 적어도 하나는 그렸다. 벨라 초신성은(벨라 별자리에 있는; 아래 그림) 게 성운보다 오래 전에 일어나서, 훨씬 많이 퍼져 있다. 팽창하는 기체의 다른 부분들은 다른 밀도를 가진 성간 매개물에 합류하여 왔다. 그러한 이유와, 또한 팽창하는 초신성 가스의 와류 때문에 오늘날 보이는 잔여물은 빛나는 가스의 희미한 성분이다.
중성자 핵이 만들어지면서 생긴 중성미자들은 굳은 핵으로부터 멀리 날아가는데, 핵이 붕괴되면서 생기는 대부분의 에너지를 가지게 된다. 일부 에너지는 기체 경계를 밖으로 밀고 나가는데 쓰인다. 나머지 에너지는 태양 밝기의 1011(전체 은하계의 밝기) 정도의 초신성을 만드는데 쓰인다! Milky Way의 위성 은하에서 1987(SN1987a)의 처음에 초신성이 일어났을 때, 일본의 중성미자 발견자인 Kakiomande는 위성 은하의 방향으로부터 엄청난 개수의 중성미자들을 발견했다. 이것은 초신성 모델에 확증을 제시하였다. 아래의 영상은 초신성이 되기 전의 별(오른쪽, 화살표)과 폭발 후(왼쪽)의 모습을 보여준다.
최근에 허블 우주 망원경(아래)으로 본 SN1987a의 모습은 중심에 밝은 링을 가진 대충 중심이 맞춰진 두 개의 둥근 돌출부로, 초신성 폭발에서 나온 물질이 스스로 시속 950만 킬로미터로 우선적으로 팽창하는 것을 보여준다. 그 밝은 중심의 링과 두 개의 바깥 링은 별이 죽기 전에 내 놓은 물질로 이루어진다. 이 영상이 위의 모래시계 성운 (Hourglass Nebula above)을 연상시키지 않는가?
초신성은 매우 드물다-어떤 은하에서 백 년에 하나 정도로-왜냐하면 초신성이 될 수 있는 별이 드물기 때문이다. 그러나 우주에는 수백만개의 은하가 있다. 그래서 단순한 확률로는 일 년 동안 보일 수 있는 초신성은 우주 곳곳에 존재한다. 초신성은 매우 광도가 높고 아주 좁은 지역에 에너지가 집중되어 있기 때문에 수백광년 떨어진 곳에서도 두드러지게 보인다.
행성 같은 성운이나 초신성의 밝은 가스 성운은 기껏해야 수 만년 정도 밖에 지속되지 못한다. 성운이 팽창하면 서서히 식고 또 침침해진다. 이미 다 써버린 원료들은 은하 내에서 행성간 물질이 된다.
9단계: 핵의 남은 부분
핵의 질량 때문에 내뿜어진 외피 뒤에는 무엇이 남을까? 핵의 나머지는 다음 장에서 상세하게 기술될 것이다. 여기 여러 가지 종류의 핵의 나머지에 주어진 운명에 대한 간단한 기술이 있다. 핵의 질량이 태양질량의 1.4배보다 작다면 지구 크기의 백색 왜성으로 수축할 것이다. 압축된 가스 속에서 전자는 너무 밀착되어 있어 축퇴 가스 라는 이상한 종류의 가스가 된다.핵의 질량이 태양 질량의 1.4~3배일 때는 중성자가 작은 시(city)정도 크기의 중성자별 내에서 축퇴 가스 내에서 증가한다. 중성자는 핵의 붕괴를 막는다. 높은 질량(태양 질량의 3배보다 큰)의 핵의 붕괴(수축)은 막을 수 없다. 총 붕괴 과정에 있어 중성자는 순간적으로 중성자별을 만드나 결과적으로 초신성 폭발로 귀결된다. 중력이 마침내 승리한 것이다. 그것을 막을 수 있는 것은 없다. 붕괴된 핵 주위의 중력은 아주 커서 중력은 뉴턴의 만유인력으로는 잘 맞지 않고 아인슈타인의 일반 상대성 이론으로 훨씬 더 효과적으로 설명되어진다. 그것은 후에 다루어질 것이다.
극도로 밀도가 높은 지점을 블랙홀이라고 불린다. 왜냐하면 그 지점을 탈출하기 위해서는 속도가 빛의 속도보다 빨라야 하기 때문이다. 빛의 속도는 어떤 복사나 어떤 이동할 수 있 는 속도보다 빠르기 때문에 그 지점은 완전히 검은색으로 보인다. 빛의 속도로 탈출할 수 있는 거리를 event horizon(블랙홀의 가장자리)이라고 부른다. 왜냐하면 event horizon 내 에서 일어나는 어떤 event도 우리는 알 수 없기 때문이다. event horizon의 반지름은 3(Mcore/Msun)Km 이다.
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