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  • 백색 왜성
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  • [[파일:Sirius A and B Hubble photo.jpg|thumb|right|허블 우주 망원경이 찍은 시리우스 A와 시리우스 B의 사진. 밝은 시리우스 A의 밑에 희미하고 작은 점처럼 보이는 백색 왜성 시리우스 B가 보인다.]] 백색 왜성(白色矮星)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 죽어가며 생성하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵에서는 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 않는다. 대신, 헬륨 연소 과정 동안 적색 거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색 왜성을 형성하게 된다. 더 에너지를 생성할 수 없는 백색 왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색 왜성이라 할지라도 여전히 수천 켈빈의 온도를 유지하고 있다는 것을 알 수 있다. 백색 왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6% 정도를 차지하고 있다.
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  • [[파일:Sirius A and B Hubble photo.jpg|thumb|right|허블 우주 망원경이 찍은 시리우스 A와 시리우스 B의 사진. 밝은 시리우스 A의 밑에 희미하고 작은 점처럼 보이는 백색 왜성 시리우스 B가 보인다.]] 백색 왜성(白色矮星)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 죽어가며 생성하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵에서는 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 않는다. 대신, 헬륨 연소 과정 동안 적색 거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색 왜성을 형성하게 된다. 백색 왜성에서는 핵융합이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없기 때문에 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 대개는 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 전자축퇴압에 의해 더 이상 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1.4배 수준이다. 이를 찬드라세카 한계라고 하며, 이 질량을 넘어서는 백색 왜성은 붕괴하면서 Ia형 초신성으로 폭발하게 된다. 더 에너지를 생성할 수 없는 백색 왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색 왜성이라 할지라도 여전히 수천 켈빈의 온도를 유지하고 있다는 것을 알 수 있다. 백색 왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6% 정도를 차지하고 있다.
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