천문학

항성의 최후

적색거성, 초신성, 백색왜성·중성자별·블랙홀 스케치.

기초

주계열 이후

중심 수소가 바닥나면 핵이 수축하고 껍질에서 수소가 타며 별이 부풀어 적색거성이 됩니다. 태양 질량급은 헬륨 섬광 뒤 수평가지·점근거성가지를 거칩니다. 바깥 대기를 흘려 행성상성운을 남기고 중심은 백색왜성으로 식습니다. 질량이 훨씬 크면 경로가 짧고 격렬합니다. HR도에서 오른쪽으로 갔다가 내려오는 그림입니다.

백색왜성과 중성자별

백색왜성은 전자 축퇴압이 지탱합니다. 찬드라세카르 한계(~1.4 M_☉)를 넘기면 안정하지 않습니다. 더 무거운 핵은 중성자별로 붕괴하고, 중성자 축퇴와 핵력이 버팁니다. 펄서는 빔이 지구를 스칠 때 펄스로 보입니다. 밀도는 원자핵에 가깝습니다. 질량·반지름 관계는 상태방정식에 달립니다.

초신성

Ia형은 백색왜성이 동반성에서 물질을 받아 한계 근처에서 열폭주하는 그림이 흔합니다. 광도가 비슷해 거리 지표로 씁니다. 핵붕괴 초신성(II형 등)은 큰 별의 철 핵이 무너질 때입니다. 중성미자와 충격파가 외피를 날립니다. 스펙트럼의 수소 유무로 형을 나눕니다. 잔해가 성간물질을 풍부하게 합니다.

블랙홀 스케치

사건지평선 밖으로는 빛도 빠져나오지 못합니다. 슈바르츠실트 반지름은 2GM/c² 입니다. 항성질량 블랙홀은 큰 별의 잔해, 초대질량은 은하 중심에 있습니다. 우리가 보는 것은 강착원반·제트·중력렌즈이지 지평선 “표면”이 아닙니다. 호킹 복사는 미시·이론 이야기이고, 관측 천체에는 아직 미미합니다.

공식

슈바르츠실트 반지름

r_s = 2 G M / c²

비회전·전하 없는 블랙홀의 지평선 스케치.

기호

M 질량
G 중력상수

찬드라세카르 한계 (대략)

M_Ch ≈ 1.4 M_☉

이상 백색왜성. 조성·회전에 조금 흔들림.

기호

M_☉ 태양 질량

에딩턴 광도 (스케치)

L_Edd ∝ M

복사압이 중력을 이기는 대략 상한. 강착에 인용.

기호

L_Edd 에딩턴 광도

핵심 표

태양의 운명	백색왜성. 초신성은 아님
중성자별 반지름	대략 10–15 km 질량 ~1.4 M_☉
사건지평선 망원경	M87·Sgr A 그림자 이미지를 공개