별의 進化진화

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【背景배경】10tonggwa1-0202 ｜ 太陽태양 에너지와 에너지 轉換전환 ／ 【深化심화】變光星변광성과 超新星초신성 ｜ 星團성단과 우리 銀河은하의 構造구조

■ 12地지球구03-03: 多樣다양한 質量질량을 가진 별의 進化진화 過程과정을 H-R圖도에 나타내고 解釋해석할 수 있다.

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H-R圖도

별의 表面표면 溫度온도와 光度광도

밤하늘의 별은 밝기와 色색이 저마다 다릅니다. 별의 色색은 表面표면 溫度온도를 알려 줍니다. 뜨거운 별일수록 짧은 波長파장의 빛을 많이 내어 파랗게, 차가운 별일수록 붉게 보입니다. 天文學者천문학자들은 별빛의 스펙트럼에 나타나는 吸收線흡수선의 特徵특징으로 별을 分類분류하는데, 이를 分光型분광형이라 하며 表面표면 溫度온도가 높은 것부터 O, B, A, F, G, K, M으로 나눕니다. O型형 별의 表面표면은 3萬만 K를 넘고, M型형 별은 3,000 K 안팎이며, 太陽태양은 約약 5,800 K의 G型형 별입니다.

별의 밝기는 지구에서 보이는 밝기와 별이 實際실제로 내는 에너지를 區別구별해야 합니다. 가까운 어두운 별이 먼 밝은 별보다 밝게 보일 수 있기 때문입니다. 별이 單位단위 時間시간에 내놓는 에너지의 總量총량을 光度광도라 하고, 별을 모두 같은 距離거리(10 파섹)에 두었다고 假定가정한 밝기를 絶對절대 等級등급이라 합니다. 光度광도는 表面표면 溫度온도와 크기로 정해집니다. 表面표면의 單位단위 面積면적이 내는 에너지는 溫度온도의 네제곱에 比例비례하므로(슈테판-볼츠만 法則법칙), 반지름이 $R$, 表面표면 溫度온도가 $T$인 별의 光度광도는 다음과 같습니다.

$\sigma$는 슈테판-볼츠만 常數상수입니다. 이 式식은 表面표면 溫度온도가 같아도 반지름이 크면 훨씬 밝고, 光度광도가 같아도 溫度온도가 낮으면 반지름이 커야 한다는 것을 알려 줍니다.

H-R圖도의 構造구조

20世紀세기 初초 덴마크의 헤르츠스프룽과 美國미국의 러셀은 각각 별의 表面표면 溫度온도(또는 分光型분광형)와 光度광도(또는 絶對절대 等級등급)의 關係관계를 그래프로 나타냈습니다. 두 사람의 이름을 딴 이 그래프를 H-R圖도라 합니다. 가로軸축에는 表面표면 溫度온도를 왼쪽이 높고 오른쪽이 낮게, 세로軸축에는 光度광도를 위쪽이 밝게 놓습니다. 溫度온도가 왼쪽으로 갈수록 높아지게 그리는 것은 分光型분광형의 順序순서를 따른 歷史的역사적 慣例관례입니다.

수많은 별을 H-R圖도에 찍으면 별들이 아무렇게나 흩어지지 않고 몇 무리로 모입니다.

H-R圖도는 별의 分類表분류표인 同時동시에 별의 一生일생을 보여 주는 地圖지도이기도 합니다. 별은 태어나 죽을 때까지 表面표면 溫度온도와 光度광도가 바뀌므로 H-R圖도 위에서 자리를 옮겨 다닙니다. 하늘에 보이는 별들은 서로 다른 나이와 質量질량을 가진 별들을 한 時點시점에 찍은 寫眞사진과 같아서, 많은 별이 모인 자리는 별이 오래 머무르는 段階단계, 별이 드문 자리는 빨리 지나가는 段階단계를 뜻합니다. 主系列주계열에 별이 가장 많은 것은 별이 一生일생의 대부분을 主系列星주계열성으로 보내기 때문입니다.

별의 誕生탄생

星雲성운에서 原始星원시성으로

별은 宇宙우주 空間공간의 氣體기체와 먼지가 모인 星雲성운에서 태어납니다. 特특히 溫度온도가 10~20 K 程度정도로 차갑고 密度밀도가 높은 分子분자 구름이 별의 産室산실입니다. 分子분자 구름의 一部일부가 가까운 超新星초신성 爆發폭발의 衝擊波충격파 等등으로 壓縮압축되어 密度밀도가 어느 限界한계를 넘으면, 氣體기체 內部내부의 壓力압력이 自體자체 重力중력을 견디지 못하고 收縮수축하기 始作시작합니다.

收縮수축하는 氣體기체 덩어리는 重力중력 位置위치 에너지가 熱열로 바뀌면서 中心중심이 漸漸점점 뜨거워지는데, 이 段階단계를 原始星원시성이라 합니다. 原始星원시성은 아직 核融合핵융합을 하지 않으며, 收縮수축에서 나오는 에너지로 빛납니다. 周圍주위를 두꺼운 먼지가 감싸고 있어 可視光線가시광선으로는 잘 보이지 않고 赤外線적외선으로 觀測관측됩니다. 回轉회전하며 收縮수축하는 原始星원시성 周圍주위에는 氣體기체와 먼지가 圓盤원반을 이루는데, 이 圓盤원반에서 行星행성이 만들어집니다.

主系列주계열의 始作시작

收縮수축이 이어져 中心중심 溫度온도가 約약 1,000萬만 K에 이르면 水素수소 原子核원자핵이 融合융합해 헬륨이 되는 核融合핵융합 反應반응이 始作시작됩니다. 核融合핵융합에서 나오는 에너지가 中心중심을 뜨겁게 유지해 氣體기체의 壓力압력이 커지면, 바깥으로 미는 壓力압력과 안으로 당기는 重力중력이 均衡균형을 이루어 收縮수축이 멈춥니다. 이 均衡균형을 靜水壓정수압 平衡평형이라 합니다. 이 時點시점부터 별은 主系列星주계열성이 됩니다.

이 過程과정을 H-R圖도 위에 그려 보면, 原始星원시성은 主系列주계열의 오른쪽에서 出發출발합니다. 收縮수축을 막 始作시작한 原始星원시성은 表面표면 溫度온도는 낮지만 반지름이 매우 커서 光度광도가 크므로 H-R圖도의 오른쪽 위에 놓입니다. 太陽태양 程度정도의 原始星원시성은 收縮수축하면서 表面표면 溫度온도는 거의 그대로인 채 光度광도만 줄어 거의 垂直수직으로 내려오다가, 內部내부가 뜨거워지면 表面표면 溫度온도가 올라가 왼쪽으로 옮겨 가며 主系列주계열에 다다릅니다. 앞의 垂直수직에 가까운 經路경로는 이를 硏究연구한 日本일본의 天文學者천문학자 이름을 따 하야시 經路경로라 부릅니다. 質量질량이 큰 原始星원시성은 이 垂直수직 經路경로를 거의 거치지 않고 光度광도를 維持유지한 채 곧바로 왼쪽으로 移動이동합니다.

質量질량이 클수록 重力중력이 强강해 收縮수축이 빠르므로 主系列주계열에 이르는 時間시간도 짧습니다. 太陽태양 程度정도의 별은 原始星원시성 段階단계가 수천萬만 秊년 걸리지만, 太陽태양 質量질량의 15倍배인 별은 10萬만 秊년도 걸리지 않습니다. 그래서 質量질량이 큰 별은 H-R圖도의 왼쪽 위에서, 質量질량이 작은 별은 오른쪽 아래에서 主系列주계열에 自身자신의 자리를 잡습니다. 主系列주계열의 어느 位置위치에 자리 잡는지가 質量질량으로 定정해지는 것입니다.

質量질량이 太陽태양의 約약 0.08倍배보다 작은 天體천체는 中心중심 溫度온도가 水素수소 核融合핵융합을 일으킬 만큼 올라가지 못합니다. 이런 天體천체는 별과 行星행성의 中間중간쯤 되는 褐色갈색 矮星왜성이 되어 收縮수축의 餘熱여열로 희미하게 빛나다 식어 갑니다. 0.08倍배는 별이 되기 위한 最小최소 質量질량인 셈입니다.

主系列星주계열성

質量질량이 運命운명을 정한다

主系列星주계열성의 位置위치는 質量질량으로 정해집니다. 質量질량이 큰 별은 自體자체 重力중력이 커서 中心중심이 더 强강하게 壓縮압축되고 뜨거워지므로, 核融合핵융합이 훨씬 活潑활발하게 일어나 表面표면 溫度온도가 높고 밝습니다. 主系列주계열의 왼쪽 위에는 質量질량이 큰 푸른 별이, 오른쪽 아래에는 質量질량이 작은 붉은 별이 놓입니다. 主系列주계열은 곧 質量질량의 順序순서입니다.

主系列星주계열성의 光度광도는 大略대략 質量질량의 3~4제곱에 比例비례해 커집니다. 質量질량이 10倍배인 별은 光度광도가 수천 倍배에 이릅니다. 별이 主系列주계열에 머무는 時間시간, 곧 水素수소를 태우는 壽命수명은 燃料연료의 量양(質量질량)을 燃料연료를 쓰는 速度속도(光度광도)로 나눈 것에 比例비례하므로, 質量질량이 클수록 壽命수명이 오히려 짧습니다.

太陽태양은 約약 46億억 秊년 前전에 태어났으므로 主系列주계열 壽命수명의 절반쯤을 보낸 셈입니다. 反面반면 質量질량이 太陽태양의 0.1倍배 程度정도인 赤色적색 矮星왜성은 壽命수명이 宇宙우주의 나이(約약 138億억 秊년)보다 훨씬 길어서, 宇宙우주에서 이런 별이 主系列주계열을 떠난 例예는 아직 없습니다.

中心중심의 核融合핵융합

主系列星주계열성의 中心중심에서 水素수소가 헬륨으로 바뀌는 經路경로는 두 가지입니다. 太陽태양 程度정도의 質量질량을 가진 별에서는 水素수소 原子核원자핵이 차례로 結合결합하는 陽性子양성자-陽性子양성자 連鎖연쇄 反應반응이 主주로 일어나며, 이 過程과정은 「太陽 에너지와 에너지 轉換」에서 다루었습니다. 太陽태양보다 質量질량이 조금 더 큰 별(約약 1.3倍배 以上이상)에서는 中心중심 溫度온도가 더 높아, 炭素탄소·窒素질소·酸素산소 原子核원자핵을 觸媒촉매처럼 쓰며 水素수소를 헬륨으로 바꾸는 CNO 循環순환이 主주된 經路경로가 됩니다. CNO 循環순환은 溫度온도에 매우 敏感민감해서, 質量질량이 큰 별이 엄청난 光度광도로 빛나며 빠르게 燃料연료를 消耗소모하는 理由이유가 됩니다.

主系列주계열 以後이후의 進化진화

中心중심의 水素수소가 바닥나면 별은 主系列주계열을 떠납니다. 이후의 經路경로는 質量질량에 따라 크게 갈립니다.

太陽태양 程度정도의 별

中心중심의 水素수소가 모두 헬륨으로 바뀌면 中心중심에서 核融合핵융합이 멈추고, 에너지를 잃은 헬륨 中心核중심핵은 重力중력으로 收縮수축하며 뜨거워집니다. 그 熱열로 中心核중심핵을 둘러싼 껍질에서 水素수소 核融合핵융합이 始作시작되고, 별의 바깥층은 크게 부풀어 오릅니다. 반지름이 커진 만큼 表面표면 溫度온도는 낮아져 붉게 빛나지만 全體전체 光度광도는 커집니다. 이것이 赤色적색 巨星거성이며, H-R圖도에서는 主系列주계열에서 오른쪽 위로 옮겨 갑니다.

헬륨 中心核중심핵의 溫度온도가 約약 1億억 K에 이르면 헬륨 原子核원자핵 세 個개가 結合결합해 炭素탄소가 되는 核融合핵융합이 始作시작되고, 炭素탄소의 一部일부는 헬륨과 더 結合결합해 酸素산소가 됩니다. 太陽태양 程度정도의 별에서는 헬륨 核融合핵융합이 갑작스럽게 爆發的폭발적으로 點火점화되는데, 이를 헬륨 閃光섬광이라 합니다. 中心중심의 헬륨마저 바닥나면 炭素탄소와 酸素산소로 된 中心核중심핵을 헬륨과 水素수소의 두 껍질이 둘러싸고 核融合핵융합을 하는 段階단계에 들어서며, 별은 다시 크게 부풀어 오릅니다.

이 段階단계의 별은 不安定불안정해져 바깥층을 宇宙우주 空間공간으로 서서히 날려 보냅니다. 흩어진 氣體기체는 남은 뜨거운 中心核중심핵이 내는 紫外線자외선을 받아 빛나는데, 이것이 行星狀행성상 星雲성운입니다. 옛 天文學者천문학자들이 작은 望遠鏡망원경으로 보았을 때 行星행성처럼 둥근 圓盤원반으로 보여 붙은 이름일 뿐, 行星행성과는 關係관계가 없습니다. 行星狀행성상 星雲성운은 수萬만 秊년 만에 흩어져 사라지고, 中心중심에는 炭素탄소와 酸素산소로 된 뜨거운 中心核중심핵이 남습니다. 이것이 白色백색 矮星왜성입니다.

白色백색 矮星왜성은 太陽태양 程度정도의 質量질량이 地球지구만 한 크기로 壓縮압축된 天體천체로, 찻숟가락 하나 分量분량이 수 톤에 이를 만큼 密度밀도가 높습니다. 더 以上이상 核融合핵융합을 하지 않으며 남은 熱열로 빛나다가 아주 오랜 時間시간에 걸쳐 식어 갑니다. 白色백색 矮星왜성이 重力중력에 눌려 더 收縮수축하지 않는 것은, 電子전자들이 같은 狀態상태에 겹쳐 들어갈 수 없다는 量子양자 力學역학의 原理원리(파울리 排他배타 原理원리)에서 나오는 壓力압력, 곧 電子전자 縮退壓축퇴압이 버티기 때문입니다. 1930秊代년대 인도 出身출신의 物理學者물리학자 찬드라세카르는 이 壓力압력이 버틸 수 있는 白色백색 矮星왜성의 質量질량에 上限상한이 있음을 밝혔는데, 그 값은 太陽태양 質量질량의 約약 1.4倍배입니다. 이를 찬드라세카르 限界한계라 합니다.

H-R圖도에서 太陽태양 程度정도의 별은 主系列주계열에서 오른쪽 위의 赤色적색 巨星거성으로 갔다가, 바깥층을 잃고 왼쪽으로 가로지른 뒤 왼쪽 아래의 白色백색 矮星왜성으로 내려옵니다.

質量질량이 큰 별

質量질량이 太陽태양의 約약 8倍배를 넘는 별은 더 劇的극적인 一生일생을 보냅니다. 主系列주계열을 떠난 뒤 超巨星초거성이 되고, 中心중심이 매우 뜨거워 헬륨 다음 段階단계의 核融合핵융합까지 차례로 일어납니다. 炭素탄소가 네온과 마그네슘으로, 네온이 酸素산소로, 酸素산소가 硅素규소와 黃황으로, 硅素규소가 鐵철로 바뀝니다. 中心중심으로 갈수록 무거운 元素원소가 層층을 이루어, 별의 內部내부는 양파처럼 여러 겹의 껍질 構造구조가 됩니다. 뒤 段階단계로 갈수록 核融合핵융합의 溫度온도는 높아지고 期間기간은 짧아져, 硅素규소가 鐵철로 바뀌는 段階단계는 며칠 만에 끝납니다.

이 時期시기 質量질량이 큰 별이 H-R圖도에서 움직이는 經路경로는 太陽태양 程度정도의 별과 다릅니다. 質量질량이 큰 별은 主系列주계열에서 이미 光度광도가 매우 커서, 主系列주계열을 떠난 뒤에도 光度광도는 크게 變변하지 않고 表面표면 溫度온도만 크게 달라집니다. 그래서 H-R圖도의 맨 위쪽을 거의 水平수평으로 가로질러, 푸르게 빛나는 靑色청색 超巨星초거성과 붉게 빛나는 赤色적색 超巨星초거성 사이를 오갑니다. 오리온자리의 베텔게우스는 質量질량이 太陽태양의 15~20倍배 程度정도로 推定추정되는 赤色적색 超巨星초거성이고, 같은 별자리의 리겔은 靑色청색 超巨星초거성입니다.

中心核중심핵은 收縮수축하는데 바깥층은 부풀어 오르는 理由이유는 中心核중심핵을 둘러싼 껍질의 核融合핵융합에 있습니다. 中心核중심핵이 收縮수축하며 뜨거워지면 그 바로 바깥 껍질도 뜨거워져 核融合핵융합이 活潑활발해지고, 여기서 쏟아져 나오는 에너지가 바깥층에 쌓여 바깥층을 밀어 올립니다. 바깥층은 膨脹팽창하면서 식어 表面표면 溫度온도가 낮아집니다. 太陽태양 程度정도의 별이 赤色적색 巨星거성이 될 때 일어나는 일도 같은 原理원리입니다.

核融合핵융합은 鐵철에서 멈춥니다. 鐵철 原子核원자핵은 原子核원자핵을 이루는 粒子입자 하나당 結合결합 에너지가 가장 큰, 다시 말해 가장 安定안정한 原子核원자핵에 屬속하므로, 鐵철을 融合융합하거나 分裂분열해서는 에너지를 얻을 수 없습니다. 「元素의 週期性」에서 原子원자들이 安定안정한 狀態상태를 向향해 結合결합한다고 했는데, 原子核원자핵의 世界세계에서는 鐵철 附近부근이 그 安定안정의 終點종점입니다. 에너지를 더 만들지 못하는 鐵철 中心核중심핵이 太陽태양 質量질량의 1.4倍배 程度정도를 넘으면 自體자체 重力중력을 견디지 못하고 1秒초도 안 되는 사이에 崩壞붕괴합니다.

崩壞붕괴하는 中心核중심핵에서는 電子전자와 陽性子양성자가 합쳐져 中性子중성자가 되고, 中性子중성자들이 더 以上이상 壓縮압축되지 않을 만큼 빽빽해지면 崩壞붕괴가 멈추고 튕겨 나오는 衝擊波충격파가 생깁니다. 이 衝擊波충격파와 엄청난 量양의 中性微子중성미자가 바깥층을 날려 버리는 大爆發대폭발이 超新星초신성입니다. 超新星초신성은 한동안 銀河은하 全體전체에 맞먹는 밝기로 빛납니다.

中性子중성자별과 블랙홀

超新星초신성 爆發폭발 뒤에 남는 中心核중심핵의 質量질량이 太陽태양의 約약 1.4~2倍배 程度정도이면, 지름 20 km 안팎의 공 안에 太陽태양보다 무거운 質量질량이 들어찬 中性子중성자별이 됩니다. 中性子중성자별은 빠르게 回轉회전하며 强강한 磁場자장을 가지는데, 磁極자극 方向방향으로 내뿜는 電波전파가 回轉회전에 따라 等臺등대의 불빛처럼 地球지구를 쓸고 지나가면 規則的규칙적인 펄스로 觀測관측됩니다. 1967秊년 英國영국의 大學院生대학원생이던 벨이 처음 發見발견한 이 天體천체를 펄서라 합니다.

남은 中心核중심핵이 太陽태양의 約약 3倍배보다 무거우면 中性子중성자의 壓力압력으로도 重力중력을 막지 못해 끝없이 收縮수축하고, 빛조차 빠져나올 수 없는 블랙홀이 됩니다.

별과 元素원소

별의 一生일생은 元素원소가 만들어지는 過程과정이기도 합니다. 宇宙우주가 처음 생겼을 때 만들어진 元素원소는 大部分대부분 水素수소와 헬륨이었습니다. 炭素탄소·窒素질소·酸素산소를 비롯해 鐵철까지의 元素원소는 별의 中心중심에서 核融合핵융합으로 만들어졌고, 行星狀행성상 星雲성운과 超新星초신성 爆發폭발을 통해 宇宙우주 空間공간으로 흩어졌습니다.

鐵철보다 무거운 元素원소는 核融合핵융합으로 만들어지지 않습니다. 이런 元素원소는 原子核원자핵이 中性子중성자를 붙잡은 뒤 中性子중성자가 陽性子양성자로 바뀌는 過程과정을 거쳐 만들어집니다. 赤色적색 巨星거성 末期말기의 별 內部내부에서 中性子중성자를 천천히 붙잡는 過程과정, 그리고 超新星초신성이나 中性子중성자별 두 個개가 衝突충돌할 때처럼 中性子중성자가 매우 많은 環境환경에서 빠르게 붙잡는 過程과정이 있습니다. 2017秊년 두 中性子중성자별의 衝突충돌에서 나온 重力波중력파가 처음 檢出검출되었고, 뒤이은 觀測관측에서 金금이나 白金백금 같은 무거운 元素원소가 大量대량으로 만들어진 證據증거가 確認확인되었습니다.

이렇게 흩어진 元素원소는 새로운 星雲성운에 섞여 다음 世代세대의 별과 行星행성의 材料재료가 됩니다. 太陽태양과 地球지구에 鐵철과 酸素산소와 炭素탄소가 있는 것은 太陽태양이 태어나기 前전에 이미 여러 世代세대의 별이 살다 죽었기 때문입니다. 우리 몸을 이루는 炭素탄소와 酸素산소, 피 속의 鐵철도 모두 옛 별 속에서 만들어진 것입니다.

觀測관측으로 確認확인하는 進化진화

星團성단의 H-R圖도

별의 一生일생은 수백萬만 秊년에서 수조 秊년에 이르므로 한 별의 進化진화를 처음부터 끝까지 지켜볼 수는 없습니다. 天文學者천문학자들은 그 대신 星團성단을 이용합니다. 星團성단은 같은 星雲성운에서 거의 同時동시에 태어난 별들의 무리이므로, 星團성단의 별들은 나이와 化學화학 組成조성이 같고 質量질량만 다릅니다.

星團성단의 별들을 H-R圖도에 찍으면, 質量질량이 큰 별부터 차례로 主系列주계열을 떠나므로 主系列주계열의 위쪽 끝이 잘려 나가고 그 자리에서 赤色적색 巨星거성 쪽으로 꺾여 올라가는 模樣모양이 나타납니다. 主系列주계열이 꺾이는 이 點점을 轉向點전향점이라 합니다. 轉向點전향점에 있는 별의 主系列주계열 壽命수명이 곧 星團성단의 나이이므로, 轉向點전향점이 아래쪽에 있을수록 오래된 星團성단입니다. 수백 個개의 젊은 별이 모인 散開산개 星團성단은 轉向點전향점이 높아 푸른 主系列星주계열성이 남아 있지만, 수十萬십만 個개의 별이 공 모양으로 모인 球狀구상 星團성단은 轉向點전향점이 太陽태양 程度정도의 質量질량까지 내려와 있어 나이가 100億억 秊년이 넘는 것으로 推定추정됩니다. 球狀구상 星團성단의 나이는 宇宙우주의 나이를 가늠하는 端緖단서가 되기도 했습니다.

記錄기록에 남은 超新星초신성

超新星초신성은 歷史역사 記錄기록에도 남아 있습니다. 1054秊년 中國중국 宋송나라의 天文천문 記錄기록에 낮에도 보일 만큼 밝은 새 별이 나타났다고 적혀 있는데, 그 자리에는 오늘날 게 星雲성운이라는 超新星초신성 殘骸잔해가 있고 그 中心중심에서 펄서가 發見발견되었습니다. 1604秊년에 나타난 超新星초신성은 유럽에서 케플러가 觀測관측했고, 朝鮮조선에서도 「朝鮮王朝實錄조선왕조실록」에 客星객성으로 여러 次例차례 記錄기록되었습니다. 1987秊년에는 우리 銀河은하 바로 옆의 大대마젤란 銀河은하에서 超新星초신성이 나타났는데, 日本일본과 美國미국의 地下지하 檢出器검출기가 이 超新星초신성에서 날아온 中性微子중성미자를 檢出검출해 中心核중심핵 崩壞붕괴의 理論이론을 直接직접 確認확인했습니다.

太陽태양의 未來미래

太陽태양은 主系列주계열에서 앞으로 50億억 秊년 程度정도를 더 보낸 뒤 赤色적색 巨星거성이 됩니다. 그 사이에도 太陽태양은 조금씩 밝아져, 只今지금부터 約약 10億억 秊년 뒤에는 地球지구의 表面표면이 뜨거워져 바다가 蒸發증발하기 始作시작할 것으로 豫想예상됩니다. 赤色적색 巨星거성이 된 太陽태양의 반지름은 只今지금의 100倍배를 넘어 水星수성과 金星금성을 삼키고 地球지구 軌道궤도 附近부근까지 부풀어 오를 것입니다. 그 뒤 太陽태양은 바깥층을 날려 보내 行星狀행성상 星雲성운을 만들고, 地球지구만 한 크기의 白色백색 矮星왜성으로 남아 천천히 식어 갈 것입니다. 太陽태양은 質量질량이 작아 超新星초신성이 되지 않습니다.

整理정리

별의 一生일생은 自體자체 重力중력과 그에 맞서는 壓力압력의 싸움입니다. 主系列주계열에서는 核融合핵융합의 熱열이, 白色백색 矮星왜성에서는 電子전자의 縮退壓축퇴압이, 中性子중성자별에서는 中性子중성자의 壓力압력이 重力중력을 버팁니다. 어느 壓力압력도 버티지 못할 만큼 무거우면 블랙홀이 됩니다. 그리고 그 싸움을 決定결정하는 가장 重要중요한 값은 별이 처음 태어날 때의 質量질량입니다. 같은 星雲성운에서 태어난 별이라도 質量질량에 따라 수백萬만 秊년 만에 爆發폭발하기도 하고, 宇宙우주의 나이보다 오래 빛나기도 합니다.