찬드라세카르 한계에 대해서 설명해주세요
찬드라세카르한계라는게 있던데요,이 찬드라세카르 한계가 백색왜성의 질량한계라던데... 이게 무슨 말인지 찬드라세카르 한계에 대해 설명해주세요.
안녕하세요. 김두환 과학전문가입니다.
찬드라세카르 한계란 별을 구성하는 물질 중 페르미온(fermion)의 축퇴압과 중력이 평형을 이루는 지점을 뜻합니다. 이 한계 지점에서 별의 질량이 조금만 더 컸더라면 중력이 강하여 축퇴압을 이겨내 중력 붕괴가 일어나 중성자별이나 블랙홀이 될 가능성이 존재합니다.
찬드라세카르 한계를 이해하기 앞서 양자역학에 대한 몇가지 용어를 이해할 필요가 있습니다.
양자역학에서 설명하는 입자들은 크게 보존(boson)과 페르미온(fermion)으로 나눌 수 있습니다. 우리의 몸을 포함하여 우리의 우주를 구성하는 대표적인 입자들로는 광자(빛, photon), 전자(electron), 양성자, 중성자 등이 있습니다. 이러한 입자들은 스핀(각운동량)이라는 물리량을 지니고 있습니다. 마치 우리가 질량을 가지고 있는 것 처럼요. 스핀은 0, 1/2, 1, 3/2, 2... 등과 같이 정수인 스핀과 반정수인 스핀으로 나뉩니다. 여기서 단순하게 설명드리면 정수의 스핀을 가지면 보존(광자), 반정수의 스핀을 가지면 페르미온(전자, 양성자, 중성자)이라고 하죠. 보존의 경우 같은 상태로 존재가 가능하지만, 페르미온의 경우 같은 상태로 존재가 불가능합니다. 이러한 것을 파울리 베타 원리라고 합니다. 보존의 경우 같은 스핀을 갖는 입자가 같은 에너지, 같은 운동량을 가질 수 있는 반면, 페르미온의 경우에는 같은 에너지라면 다른 스핀, 다른 운동량을 가져야합니다. 여기서 같은 에너지, 같은 상태를 갖는 것을 축퇴라고 하며 보존은 축퇴가 가능하지만 페르미온은 축퇴가 불가능해 축퇴압이 발생하게 되죠. 즉, 특정 공간에 페르미온을 구겨넣을 수 없다는 것을 의미합니다.
이제 별에 대해 살펴보겠습니다. 별 또한 광자(빛, photon), 전자(electron), 양성자, 중성자 등으로 이루어져 있으며, 페르미온과 보존으로 구성됩니다. 거대한 별의 경우 강한 중력으로 인해 수축이 일어날 수 있습니다. 질량이 크면클수록 중력이 더 강해져 더욱 수축이 일어날 수 있죠. 그런데, 별을 구성하는 물질 중 페르미온은 축퇴압이 존재하여 한 공간에 구겨넣을 수 없습니다. 하지만 중력이 너무 강하게 되면 이러한 축퇴압도 무시하고 수축이 일어나게 되죠. 이 때 축퇴압과 중력의 크기가 동일하여 축퇴압을 무시하지 못하는 그 한계점을 찬드라세카르 한계라고 합니다.
안녕하세요. 홍성택 과학전문가입니다.
찬드라세카르 한계(Chandrasekhar Limit)는 흔히 별의 진화 과정 중 발생하는 한계로, 백색왜성의 최대 질량을 의미합니다. 이 한계는 인도의 천문학자 서브라마니안 찬드라세카르(J. Chandrasekhar)에 의해 1930년에 처음으로 제안되었습니다.
찬드라세카르 한계는 별 내부에서의 압력과 중력의 균형에 관련되어 있습니다. 별은 핵융합 반응을 통해 에너지를 생성하고, 이에 의해 내부에서 압력이 발생합니다. 그러나 별의 질량이 특정 값 이상으로 증가하면, 중력이 압도적으로 강해져 별 내부의 압력을 균형시키기 어려워집니다. 이때 찬드라세카르 한계를 초과하는 질량을 가진 별은 중력 붕괴에 의해 더욱 밀도가 높아지며, 백색왜성이나 신성 중성체, 블랙홀과 같은 매우 조밀한 천체로 진화하게 됩니다.
찬드라세카르 한계(Chandrasekhar limit)는 백색왜성의 최대 가능한 질량을 나타내는 한계값을 말합니다. 이 한계는 백색왜성이 충격파로 인해 중심부에서 붕괴하는 것을 방지하고 안정적인 상태를 유지하는 최대 질량을 나타냅니다. 이 한계를 넘어서면 백색왜성은 중력 붕괴를 통해 더 밀집된 중성자성 또는 흑구로 붕괴될 수 있습니다.
찬드라세카르 한계는 인도-미국 출신의 천문학자 수브라마니안 찬드라세카르(Subrahmanyan Chandrasekhar)에 의해 1930년대에 처음 제시되었습니다. 그는 백색왜성의 질량과 인성력(중심 압력)의 상관 관계를 연구하면서, 백색왜성의 중심 온도와 압력이 헬륨 핵의 평균 분자량과 연결되어 있다는 것을 발견했습니다. 이를 바탕으로 그는 백색왜성이 일정한 질량을 넘어서면 중심에서 충격파가 발생하여 중력 붕괴를 막을 수 없게 되어 붕괴와 함께 헬륨 핵이 수소 핵으로 합성되면서 온도와 밀도가 증가하는 현상이 발생할 것이라 예측했습니다.
결국, 찬드라세카르 한계는 백색왜성의 질량이 대략 1.4 태양 질량(약 2.765 x 10^30 kg)를 넘어설 경우 중력 붕괴가 불가피하게 일어나는 경계값입니다. 이를 초과하는 백색왜성은 중성자성 또는 흑구로 붕괴하게 되며, 이러한 과정에서 중성자성은 중성자의 상태로 밀집되어 중성자 별이 되고, 흑구는 중심에 블랙홀을 형성합니다.