별에서 열 핵연료를 "연소"시킨 후에 질량은 태양 질량에 비례하며, 중심부 (코어)에서 물질의 밀도가 높아져 기체의 성질이 급격히 변한다. 그러한 가스는 퇴화 된 것으로 불려지며, 그것으로 구성된 별들은 퇴보하는 별들이다.

퇴화 된 핵이 생성 된 후, 구형 층의 형태를 갖는 핵 주위에서 열 핵적 연소가 계속된다. 이 경우, 별은 적색 거성으로 변합니다. 그러한 별의 외피는 거대한 크기, 즉 태양의 반경 수백에 이르며 10-100000 년의 기간 동안 우주로 퍼집니다. 폐기 된 껍질은 때때로 행성상 성운으로 간주됩니다. 나머지 고온 코어는 서서히 냉각되어 중력이 퇴화 된 전자 가스의 압력에 의해 반대되는 백색 왜성으로 변하여 별의 안정성을 보장합니다. 백색 왜성의 태양 반경 근처의 질량은 단지 수천 킬로미터에 불과합니다. 그 중 물질의 평균 밀도는 종종 109kg / m3 (ton per cubic centimeter)를 초과합니다.

백색 왜성의 공간 밀도를 추정하는 것이 가능했다 : 반경이 30 광년 인 구체에 약 100 개의 별이 있어야한다는 것이 판명되었다. 문제는 모든 별들이 진화의 길 끝에서 백색 왜성이되는 것인가? 그렇지 않다면 별의 어떤 부분이 백색 왜성 단계에 들어간 것입니까? 이 문제를 해결하는 가장 중요한 단계는 천문학 자들이 행성상 성운의 중심 별의 위치를 ​​온도 - 광도 다이어그램에 플로팅 한 것입니다. 행성상 성운의 중심에 위치한 별들의 성질을 이해하기 위해,이 천체들을 고려하십시오. 사진에서, 행성상 성운은 중심에 약하지만 뜨거운 별이있는 타원형 가스의 확장 된 질량처럼 보입니다. 실제로이 질량은 15-50 km / s의 속도로 팽창하는 복잡한 난류 동심원 껍질입니다. 이러한 구조물은 고리처럼 보일지라도 실제적으로 그것들은 포탄이며 그들 속의 난기류 이동 속도는 약 120km / s에 이릅니다. 거리를 측정 할 수 있었던 몇몇 행성상 성운의 지름은 1의 오더였습니다. 빛의 해, 또는 약 10 조 킬로미터이다.

위에 표시된 비율로 팽창하면 포탄의 가스가 매우 방출되어 흥분 될 수 없으므로 10 만 년 후에는 볼 수 없습니다. 오늘날 우리가 보는 많은 행성상의 성운은 지난 5 만년 동안 태어 났으며, 그들의 전형적인 나이는 2 만년에 가깝습니다. 그러한 성운의 중심 별은 자연에서 알려진 것들 중에서 가장 뜨거운 물체입니다. 그들의 표면 온도는 50,000에서 100 만까지 다양합니다. K. 비정상적으로 높은 온도 때문에 대부분의 별의 복사는 전자기 스펙트럼의 원 자외선 영역에서 발생합니다.

이 자외선은 스펙트럼의 가시 영역에서 쉘 가스에 의해 흡수, 변환 및 재 방출되어 껍질을 관찰 할 수 있습니다. 즉, 별의 엄청난 양의 방사선이 보이지 않는 부분에 있기 때문에 껍질이 중앙 별보다 훨씬 밝다는 것을 의미합니다. 행성상 성운의 중심 별의 특성을 분석 한 결과, 질량의 전형적인 값은 태양의 질량의 0.6-1 범위에있다. 그리고 별의 깊이에 무거운 원소를 합성하기 위해서는 큰 질량이 필요합니다. 이 별들의 수소 양은 중요하지 않습니다. 그러나 가스 포탄은 수소와 헬륨이 풍부합니다.

일부 천문학 자들은 50-95 세의 모든 백색 왜성은 행성상 성운으로부터 비롯된 것이 아니라고 믿습니다. 따라서, 백색 왜성의 일부는 전적으로 행성상과 관련이 있지만, 적어도 절반 이상은 행성상의 성운 단계를 통과하지 않는 정상적인 주 계열성 별에서 유래했다. 백색 왜성의 형성에 대한 완전한 그림은 안개가 끼고 불확실하다. 기껏해야 진화 과정에 대한 설명이 논리적 인 결론에 의해서만 만들어 질 수있는 많은 세부 사항이 빠져 있습니다. 그럼에도 불구하고, 일반적인 결론은 이것이다 : 많은 별들은 백색 왜성의 무대와 유사하게 최종 물질로가는 도중에 물질의 일부를 잃어 버리고 검은 색의 보이지 않는 난쟁이 형태로 천체의 "묘지"에 숨어있다. 별의 질량이 태양의 질량의 약 두 배라면, 그러한 별들은 진화의 마지막 단계에서 안정성을 잃어 버린다. 그러한 별들은 초신성 (supernovae)으로 폭발 할 수 있고, 그 후 반경이 수 킬로미터 인 볼 크기로 축소 될 수있다. 중성자 별로 변합니다.

백색 왜성 안의 핵 반응은 가지 않습니다. 느린 냉각으로 인해 광선이 발생합니다. 백색 왜성의 열 에너지의 주원료는 15,000 켈빈 이하의 온도에서 결정 격자를 형성하는 이온의 진동 운동에 포함되어 있습니다. 비 유적으로 말해서, 백색 왜성은 거대한 뜨거운 결정이다. 점차적으로, 백색 왜성의 표면 온도는 감소하고 별은 백색으로 변하게됩니다 (갈색). 갈색 또는 갈색 왜성입니다. 백색 왜성의 질량은 특정 값을 초과 할 수 없습니다. 이것은 Chandrasekhar 한계라고합니다 (미국의 천체 물리학, 인도 원산지 인 Subrahmanyan Chandrasekhar 이후), 그것은 약 1.4 태양 질량입니다. 별의 질량이 클수록 퇴화 된 전자의 압력은 중력에 견딜 수 없으며 몇 초 만에 흰색 왜성의 치명적인 압박이 발생합니다 - 붕괴. 붕괴하는 동안 밀도는 급격히 증가하고 양성자는 퇴화 된 전자와 결합하여 중성자를 형성하며 (물질 중성화라고 함), 방출 된 중력 에너지는 주로 중성미자를 제거합니다. 이 과정을 끝내는 것은 무엇입니까? 작성자 현대적인 견해붕괴는 중성자 자체가 퇴화되고 중성자 별이 형성 될 때 약 1017 kg / m3의 밀도로 멈출 수있다. 방출 된 에너지가 백색 왜성을 완전히 파괴하거나 붕괴는 본질적으로 폭발로 변합니다.

죽은 항성 잔해는 암흑 물질을 포착하고, 서로 충돌하며, 우주 공간에서 분산되고, 마침내 파괴되어, 존재하지 않게됩니다.

백색 왜성의 표면 근처 어딘가의 15 번째 우주 론적 시대 :

미란다는 우주선의 기내 현창에 매달려서 그녀의 세계를 마지막으로 보았다. 발사 준비가 시작되었을 때, 그녀는 동시에이 문명을 떠나 식민지 기초를위한 새로운 장소를 찾으려는 그런 가까운 전망에 의해 야기 된 슬픔과 흥분을 느꼈습니다. 아래로 연장 된 구형 금속 플랫폼은 매우 평평하여 표면의 곡률이 거의 구별 할 수 없었습니다. 희미하게 빛난 도시와 무수한 세대의 인공 경관을 가진이 광대 한 건축물은 조상들의 안식처로 사용되었습니다.

식민지가있는 금속 표면은 결정화 된 백색 왜성을 거의 완전히 둘러 쌌다. 이 디자인은 완벽하게 정밀하게 설계 되었기 때문에이 나머지의 장구 한 별이 여전히 생산하고있는 낮은 복사 에너지를 포착 할 수있었습니다. 암흑 물질을 포획하고 멸종시키는 자연스러운 과정 덕분에, 백색 왜성은 10 억 명의 시민을 유지하기에 충분한 에너지를 개발했습니다. 인구가 늘어 나면 자원이 필요합니다. 새로운 서식지를 찾을 때입니다.

생각을 잃어 버렸던 미란다는 먼 과거가 수많은 수소 구름에서 태어난 밝은 별이 어땠는지 상상했습니다. 그것은 은하계마다 수십억 개의 별빛에 의해 비춰지는 하늘처럼 보였을 것입니다. 그러나 과거에이 낭비적인 우주는 오래 전에 죽었습니다. 몇 백 년 밖에 살지 않는 사람들은 일반적으로 수조 년에 해당하는 시간을 완전히 이해할 수 있습니까? 그녀가 그녀의 눈을 감았을 때,이 신비에 비추어 우주선이 부드럽게 표면에서 들어왔다.

한편, 백색 왜성 표면 바로 아래에서 끔찍한 무서운 사건이 발생했습니다. 표면에 살고있는 온혈 동물에게는 고통스럽고 천천히 그리고 눈에 띄지 않게 화학 반응 동안 더 큰 사슬로 점진적으로 커졌습니다. 이 복잡성의 증가는 별 깊이에서 누출되는 고 에너지 방사선의 무작위 파열에 의해 유발되었습니다. 미란다와 그녀의 종족은 점점 우울한 우주에 존재하는 반면, 새로운 유형의 생물학의 형성을위한 빌딩 블록의 합성이 처음으로 시작되었습니다.

별들이 빛나는 것을 멈 추면 어떻게 될까요? 백조의 년 안에, 마지막 세대의 별들은 고갈 된 성간 구름으로부터 압착 될 것이고, 아직도 살아있는 몇몇 적색 왜성의 진화조차도 점차 끝날 것입니다. 별들의 출생과 죽음의 역동적 인 순환이 단순한 기억으로 바뀌 자마자 우주는 기질을 바꾸고 그 내용을 보충하며 진화를 계속할 것입니다.

우주가 들어설 때 쇠퇴의 시대, 그 변화는 꽤 명백 해지고 있습니다. 수소의 연소로 인해 존재하는 보통 별은 갈색 왜성, 백색 왜성, 중성자 별 및 블랙홀과 같은 별의 잔재가되었습니다. 그리고이 물체들은 차갑고 가쁜 것처럼 보일지라도 우주에서의 행동과 흥분의 원천이 될 것입니다. 이벤트 전개 속도를 측정하는 시간은 훨씬 느려집니다. 천체 물리학 적 사건이 발생하기 시작한다. 그것은 시간 제약으로 인해 현대 우주에서는 결코 일어나지 않을 수있다.

타락한 별의 잔재를 만나십시오.

항성 찌꺼기의 덩어리는 분해의 시대에 대한 일종의 "둥지 알 (egg)"역할을합니다. 우리는 이전 장에서이 퇴보 한 대상들의 계급을 이미 만났습니다. 이 별들의 잔해 전체에 걸쳐, 수조 년 동안 지속 된 항성 진화의 결과는 갈색 왜성, 백색 왜성, 중성자 별 및 블랙홀의 네 가지 보통 등급이다 (그림 13 참조). 그러나, 완전성을 위해, 우리는 다섯 번째 옵션의 존재 가능성을 잊어서는 안됩니다. 상당히 거대하고 평범한 별에서 불안정성이 발생할 때, 결과로 나타나는 초신성 폭발은 때로는 너무 강해서 모든 항성 물질이 우주에 뿌려집니다. 다른 말로하면 아무것도 남지 않았다.. 이러한 결과는 중력의 힘과의 전투에서 열역학의 신속하고 결정적인 승리입니다. 다른 네 가지 경우에 중력이 너무 쉽게 포기하지 않습니다.

도 4 13. 왼쪽 그림은 다양한 질량 범위에서 태어난 별의 상대적인 수를 보여준다. 가장 큰 부문은 태양의 질량으로 0.01-0.08 범위의 갈색 왜성을위한 것입니다. 또 다른 대형 부문은 적색 왜성 하에서 할당되며, 그중 질량은 태양 질량이 0.08 ~ 0.43입니다. 다음 대형 섹터는 0.43에서 1.2 태양 질량까지의 중형 별을 포함하며, 거대한 별은 1.2에서 8 태양 질량의 범위에 속하며, 가장 작은 섹터는 질량이 8 태양 질량을 초과하는 무거운 별을 대상으로합니다. . 오른쪽 도표는 항성 진화의 끝에서 남아있는 항성 잔해의 분포를 보여줍니다. 갈색 왜성은 갈색 왜성을 유지하지만 대부분의 별 (질량이 8 태양 질량 미만)은 백색 왜성의 형태로 삶을 완성합니다. 그리고 질량이 8 태양을 넘는 별들의 단지 작은 부분 만 블랙홀과 중성자 별을 만들 수 있습니다. 블랙홀과 중성자 별을 위해 예약 된 섹터의 크기는 명확성을 위해 과장되었습니다.

갈색 왜성

갈색 왜성은 행성보다 크지 만 평범한 별보다 작으며 가장 가벼운 종류의 퇴화 된 잔해를 나타낸다. 이들은 원자로 수소 점화가 그들의 깊이에서 발생할 수 없다는 점에서 별 패자입니다. 그들은 별의 에너지 원천에 접근 할 수 없기 때문에, 태어난 순간부터 냉정과 압축의 겸손한 삶을 계속 이어갑니다.

갈색 왜성이 별들로 변환 할 수 없다는 몇 가지 물리적 인 이유가 있습니다. 가장 중요한 것 중 하나는 핵반응 율이 온도 변화에 매우 민감하다는 것입니다. 별 내부의 온도가 조금 상승하면 수소 합성 과정에서 생성되는 에너지가 엄청나게 증가합니다. 결과적으로 수소가 별에서 생성되는 온도는 항상 천만도에 가깝습니다. (별의 핵이 뜨거워지면 초과 에너지가 증가하면 팽창과 냉각이 일어납니다.) 또한 온도가 천만도 정도 일정하게 유지되면 별의 질량이 감소함에 따라 핵 밀도가 증가합니다. 작은 별은 1000 만 도의 중앙 온도에 도달하기 위해 더 강하게 줄어들어야하며, 그 결과 거대한 질량보다 훨씬 밀도가 높습니다. 마지막 빨대는 밀도가 증가함에 따라 퇴화 된 물질에 의해 생성 된 압력이 급격히 증가한다는 것입니다. 즉, 퇴화 된 물질 조각을 압축하려고하면 매우 어려울 것이며 압축에 저항 할 것입니다.

우리가 위의 모든 현상을 연결하면, 왜 수소를 태우기 위해 별이 특정 최소치를 초과하는 질량을 가져야하는지 명확하게 알 수 있습니다. 별의 질량이 감소함에 따라 내부 영역의 밀도가 증가합니다. 그러나이 밀도가 너무 높은 값에 도달하면 퇴행성 기체의 압력이 정상 열 압력보다 우세하여 온도가 요구되는 1,000 만도에 도달 할 때까지 별을 유지합니다. 따라서 퇴화 된 가스의 압력이 발생하면 중심부의 최대 온도가 생성되어 별이 주어진 질량에 도달 할 수 있습니다. 상당히 작은 항성의 최대 중앙 온도는 수소가 연소하는 값인 천만도에 도달하지 않습니다. 별이되기를 갈망하는 대상이있는 경우 낮은 질량그는 수소를 태울 수 없으므로 결코 진짜 별이 될 수 없습니다.

핵융합 반응을 지원할 수있는 가장 작은 별은 태양의 약 8 %의 질량을 가지고있다. 질량이이 최소치에 미치지 못하는 항성물은 갈색 왜성입니다. 갈색 왜성의 반지름 크기는 태양의 크기의 1/10, 즉 지구의 크기의 약 10 배인 보통 작은 별의 크기와 거의 비슷합니다. 갈색 왜성의 마지막 중요한 특성은 화학 성분입니다. 그들이 실제로 아무것도하지 않는다는 사실 때문에,이 준 별 육종가들은 그들이 태어난 요소의 풍부함을 거의 완벽하게 유지합니다. 따라서 그들은 주로 수소로 구성됩니다.

지난 몇 년 동안, 천문학 자들은 점점 더 많은 새로운 갈색 왜성을 발견했으며, 실제로 과학자들은 우주에 그들 중 상당수가 있다고 믿습니다. 은하수 크기의 은하에는 아마도 수십억의 갈색 왜성이 들어있을 것입니다. 그리고 지금까지 갈색 왜성은 우주에 큰 영향을 미치지 않았지만, 실패한 별은 우주가 더 오래 될 때 스스로를 보여줄 것입니다. 부패의 시대에, 갈색 왜성은 그 순간에 우주에 남아있을 것입니다 unburned 수소의 대부분을 포함합니다.

백색 왜성

삶의 끝에서 우리 태양을 포함하여 엄청난 수의 별이 백색 왜성으로 변합니다. 태양의 8 %에 불과한 희미한 별이 태양의 8 배 태양을 가진 뜨거운 별보다 100 배나 가볍고 3 천개의 태양 빛과 같은 빛을 낸다는 사실에도 불구하고 진화가 끝나면 흰색이 될 운명이다 난쟁이. 별이 끝나면 우리 은하에는 거의 1 조의 백색 왜성과 같은 양의 갈색 왜성이 포함됩니다. 백색 왜성은 개별적으로 훨씬 더 큰 질량을 가지고 있기 때문에 우주의 일반적인 바리톤 물질의 가장 큰 부분을 포함하게됩니다.

백색 왜성의 질량 범위의 평균값은 태양 질량보다 약간 적습니다. 가장 작은 전구 스타는 진화하여 백색 왜성이되고, 질량은 매우 적습니다. 진화의 마지막 단계에서, 작은 빨간 왜성은 거의 동일한 질량의 백색 왜성으로 변합니다. 적색 거성으로 팽창 할 운명의 태양과 같은 별은 원래 질량의 상당 부분을 잃어 버립니다. 태양은 태양의 질량이 0.6 인 백색 왜성을 생산합니다. 반대로, 백색 왜성으로 변하는 더 큰 별들은 질량의 대부분을 잃어 버린다. 예를 들어, 수명이 다한 8 개의 태양 질량을 갖는 별은 1.4 태양 질량의 질량을 갖는 백색 왜성으로 변합니다. 나머지 질량은 항성이 적색 거성 단계에있을 때 항성풍에 의해 사라져 버릴 것이다. 이 항성 물질은 성간 매질로 되돌아 가서 재사용 될 것입니다.

오늘날 우리가 하늘에서 볼 수있는 백색 왜성은이 별들의 가능한 질량의 상반부에 속합니다. 상대적으로 젊은 나이의 우주와 그 별의 내용으로 인해, 질량이 태양 질량의 0.8 배를 넘는 별이 죽었습니다. 더 작은 별들은 훨씬 더 크고 훨씬 더 오래 산다. 가장 작은 항성 (태양 질량의 최소 0.08에 가까운 질량)은 진화를 시작했습니다. 그러나 먼 미래에는이 별들조차도 타면서 백색 왜성이 될 것입니다. 붕괴 초기에 가장 일반적인 백색 왜성은 상대적으로 질량이 적습니다.

0.25 태양 질량의 전형적인 질량을 가진 백색 왜성은 14,000 킬로미터의 반경을 가지고 있는데, 이는 지구의 반경의 약 2 배입니다. 이상하게도 무거운 백색 왜성은 더 작습니다. 태양과 질량이 같은 백색 왜성은 반경이 8700 킬로미터에 불과합니다. 백색 왜성의 이상한 특성은 다음과 같습니다. 더 거대한 물체는 퇴화 된 물질로 구성되어 있기 때문에 크기가 작습니다. 이 이상한 속성은 보통 사물의 속성과 정반대입니다. 돌 질량을 늘리면 크기가 커집니다. 백색 왜성의 질량이 증가하면 축소됩니다!

왜 백색 왜성이 전혀 보이지 않는가? 이 물체들이 핵융합 과정이 끝난 후에 일어나는 항성 진화의 최종 결과라면, 어떻게 이들 별들이 빛을 발할 것입니까? 이 항성 잔해들은 그들의 삶의 불타는 기간에서 남겨진 엄청난 양의 열 에너지를 포함하고 있습니다. 이 거대한 열 저장소는 에너지를 우주로 아주 천천히 방출합니다. 결과적으로 백색 왜성이 하늘에서 보입니다. 나이가 들수록 별은 더 차갑게 점점 더 약 해지며 화재의 감동을 불어 넣습니다. 백색 왜성이 완전히 차가워지기까지 수십억 년이 걸립니다. 현대 우주 시대와 비슷한시기입니다. 지금으로부터 수조 년 후, 우주가 부패의 시대에 접어들 때, 백색 왜성은 액체 질소의 차가운 온도에 도달 할 것입니다. 비정상적인 내부 에너지 원에 의해 냉각이 방지되며, 나중에이 장에서 살펴 보겠습니다.

백색 왜성의 더 작은 질량으로 더 큰 크기를 갖는 흥미로운 속성은 또 다른 의문을 제기한다. 퇴화 된 별의 잔여 물의 ​​질량이 지속적으로 감소하면 어떻게 될까요? 이 물체는 점진적으로 증가하고 있습니까? 아니요 약간의 제한이 있습니다. 질량이 감소하고 별 크기가 증가하면 재료의 밀도가 감소합니다. 밀도가 특정 임계 수준 아래로 떨어지 자마자, 물질은 퇴화되지 않으며 더 이상 비논리적 인 방식으로 행동하지 않습니다. 별의 질량이 너무 작아서 퇴화 될 수 없으면, 그것은 보통의 물질처럼 행동합니다. 따라서 별 모양의 물체는 퇴화되기 위해 최소한의 질량을 가져야합니다. 이 질량은 태양 질량의 약 1/1000이며 목성의 질량과 거의 같습니다. 태양 질량의 천분의 일을 넘지 않는 질량의 물질은 퇴화 된 물질의 성질을 나타내지 않습니다. 그들은 보통 물질처럼 행동하며 행성이라고 불립니다.

다른 한편으로, 백색 왜성은 너무 거대 할 수 없다. 너무 무거운 백색 왜성은 강력한 폭발을 예상합니다. 질량이 증가함에 따라 백색 왜성은 더 작아지고 밀도가 높아져 반대편의 중력과 함께 투쟁을 유지하는 데 더 높은 압력이 요구됩니다. 이 높은 압력,이 경우에는 퇴화 된 전자 가스의 압력을 유지하기 위해 입자는 더 빨리 움직여야합니다. 밀도가 입자의 요구되는 속도가 빛의 속도에 가까워지는 큰 값에 도달하면, 별은 큰 문제가되기 시작합니다. 아인슈타인의 상대성 이론은 어떤 속도에서도 엄격한 제한을 설정합니다. 입자는 빛의 속도를 초과하는 속도로 움직일 수 없습니다. 별이 입자가 빛의 속도를 초과하는 속도로 움직여야하는 상태에 도달하면 운명에 처하게됩니다. 중력은 퇴화 된 가스의 압력을 극복하고 격변적인 붕괴를 일으켜 초신성 폭발 인 별 폭발을 일으킨다. 크기면에서 볼 때이 화려한 섬광은 거대한 별의 죽음을 나타내는 광과 비교할 수 있습니다 (이전 장에서 말했던 것처럼).

초신성 폭발로 인한 불이 붕괴되는 것을 피하기 위해 백색 왜성은 1.4 태양 질량을 초과하지 않는 질량을 가져야합니다. 이 중요한 규모는 찬드라 세 카르 질량뛰어난 천체 물리학 자 S. Chandrasekhar에게 경의를 표하여 18 세의 나이에, 그는 1930 년대 캠브리지 대학에서 대학원 공부를 시작하기 전에도 인도에서 영국으로의 항해 중 계산을 통해이 질량 한계를 발견했습니다. 이후 천체 물리학에 기여한 그는 노벨 물리학상을 받았다.

중성자 별

엄청나게 높은 밀도의 백색 왜성에도 불구하고, 중성자 별은 훨씬 더 고밀도의 항성 물질입니다. 백색 왜성의 전형적인 밀도는 물의 밀도를 "만"백만 배로 초과합니다. 그러나 원자핵은 물보다 밀도가 약 수 천배 (1015 배), 또는 백색 왜성보다 10 억 배나 고밀도입니다. 별이 엄청나게 높은 밀도의 원자핵으로 압축되면 항성 물질은 이국적이지만 안정된 형태를 취할 수 있습니다. 이러한 고밀도에서 전자와 양성자는 중성자 형태로 존재하기 때문에 본질적으로 모든 물질이 중성자의 형태로 존재합니다. 이 중성자들은 퇴화하고, 불확정성 원리의 작동으로 인해서 다시 생성 된 압력은 항성을 중력 붕괴로부터 구속한다. 그 결과 중성자 별은 거대한 크기의 분리 된 원자핵과 매우 유사합니다.

아마도 중성자 별의 형성에 필요한 높은 밀도는 자연의 끝에서 거대한 별이 경험하는 붕괴 중에 성취 될 수 있습니다. 진화의 후기 단계에 도달 한 별의 중앙 영역은 중력자 붕괴 동안 압축되어 초신성 폭발을 일으키는 퇴화 된 철 코어로 변하고, 그 후 중성자 별이 자주 남는다. 또한 백색 왜성의 붕괴로 인해 중성자 별이 형성 될 수 있습니다. 백색 왜성이 천천히 질량을 증가시켜 별 위성으로부터 얻는다면, 때때로 초신성과 수축으로 죽음을 피하면서 중성자 별로 변할 수있다.

흰색과 갈색 왜성에 비해 중성자 별은 비교적 드뭅니다. 어쨌든 그들은 출생시 질량이 태양 질량보다 8 배 이상 큰 별이 죽은 결과로만 형성 될 수 있습니다. 이 거대한 별들은 항성 질량 분포의 질량이 큰 "꼬리"만을 나타냅니다. 대다수의 별은 너무 작습니다. 오직 4 백 번째 별 만이 폭발하여 중성자 별을 떠날만큼 충분히 크게 태어났습니다. 그러나 그러한 작은 기회 일지라도, 충분히 큰 은하계에는 수백만 개의 중성자 별이 들어있을 것입니다.

전형적인 중성자 별의 질량은 태양 질량의 약 1.5 배입니다. 퇴행성 전자 가스의 압력 때문에 존재하는 백색 왜성의 경우처럼, 중성자 퇴화의 압력은 임의로 큰 질량의 별의 나머지 부분을지지 할 수 없다. 질량이 너무 커지면 중력은 퇴화 된 가스의 압력을 극복하고 별은 줄어든다. 중성자 별의 가능한 최대 질량은 태양의 2 ~ 3 질량 사이의 간격에 있지만 정확한 값을 알 수는 없습니다. 의심 할 여지없이 높은 밀도로 물질이 중성자 별의 중심에 도달하면, 그것은 매우 이국적이고 다소 정의되지 않은 특성을 얻습니다. 중성자 별이 태양보다 무겁다는 사실에도 불구하고, 반경은 매우 작습니다 : 단지 10 킬로미터. 큰 질량과 결합 된 작은 크기는 물질의 엄청난 밀도를 나타냅니다. 중성자 별을 구성하는 물질의 입방 센티미터 (사탕 큐브의 크기)는 거의 십억 코끼리만큼 큽니다!

블랙홀

네 번째 가능한 별의 죽음은 블랙홀로의 변형입니다. 가장 거대한 별이 폭발하고 멸종 한 후에는 질량이 중성자 별 (태양 질량이 2 ~ 3 개인 값)의 최대 허용치를 초과하는 물체가 남아있을 수 있습니다. 충분히 거대한 항성 잔류 물은 퇴화 된 가스의 압력 때문에 존재할 수 없으며 붕괴되어 블랙홀이되어야합니다. 유사하게 완전하게 형성된 백색 왜성들과 중성자 별들은 보통 그들과 동반하는 별들로부터 추가적인 질량을 얻을 수 있고 퇴화 된 가스의 압력 때문에 존재하기에는 너무 커지게된다. 이것의 결과로 나타나는 너무 무거운 찌꺼기는 또한 붕괴되어 때때로 블랙홀을 형성 할 수 있습니다.

블랙홀은 이상한 생물입니다. 중력장이 너무 강해서 심지어 빛으로도 그들을 버릴 수 없습니다. 사실 블랙홀의 특성을 정의하는 것은이 속성입니다. 이러한 물체의 경우, 우주 속도 (표면에서 이탈하는 데 필요한 속도)가 빛의 속도를 초과합니다. 아인슈타인에 의해 부여 된 상대 론적 속도 제한 때문에 - 빛의 속도보다 빠르게 움직이는 것은 없습니다. 입자 나 방사선은 블랙홀을 벗어날 수 없습니다. 그러나이 의심 할 여지없이 엄격한 진술은 하이젠 베르그 (Heisenberg) 불확실성 원칙의 작동 때문에 절대적으로 사실이 아닙니다. 아주 긴 시간이 지난 후에도 블랙홀은 여전히 ​​질량을 너무 강하게 잡아 당겨야하지만, 붕괴 신기원이 끝난 후 오랜 시간이 지나야 만 발생합니다.

블랙홀은 놀라 울 정도로 컴팩트합니다. 태양의 질량을 지닌 블랙홀은 단지 몇 킬로미터 (약 1 마일)의 반경을 가지고 있습니다. 또 다른 예로 야구의 크기 인 블랙홀은 지구보다 약 5 배 더 큽니다. 이 뛰어난 항성 물체는 더 많은 다른 이국적인 특성을 가지며, 다음 장에서 논의 될 것입니다.

거대한 별은 비교적 희귀하며, 형성되는 블랙홀은 훨씬 희귀합니다. 3,000 명 중 1 명 미만의 스타는 삶의 그 단계가 끝나면 수소를 태우는 블랙 홀이 될 기회가 있습니다. 이 부족 때문에 이러한 별 복식은 붕괴 시대가 끝날 때까지 중요한 역할을하지 않습니다.

별이 죽어서 생기는 블랙홀 외에도 우리 우주에는 다른 종류의 물체가 살고 있습니다. 이 두 번째 등급에 속하는 블랙홀은 은하의 중심에 위치해 있습니다. 별의 복식에 비해이 거대한 블랙홀은 정말 거대합니다. 그들의 질량은 백만에서 수십억 태양 질량까지 다양합니다. 비교를 위해, 질량이 백만 태양의 질량과 같은 블랙홀의 실제 반경은 태양 반경의 약 4 배입니다.

충돌 은하계

현재 우리의 은하 인 은하수 (Milky Way)에는 천억 개의 빛나는 별들이 포함되어 있습니다.이 별들은 함께 밤하늘을 가로 지르는 희미하게 빛나는 밴드처럼 보입니다. 쇠퇴의 시대에, 하늘은 검은 피치가 될 것입니다. 그러나 감기에 걸린 별과 암흑 물질의 중력 작용에 의해 붕괴 된 채 유지되는 가장 큰 은하는 그대로 남을 것이다.

그러나 은하수와 같은 보통 은하에 대한 가장 불가피한 위협은 구성 별의 죽음이 아니라 다른 은하계와의 파괴적인 충돌입니다. 일반적으로 은하는 클러스터 또는 그룹에 존재합니다. 퍼짐에서,이 송이는 중력 매력의 효력을, 각 은하는 그것의 자신의 궤도에있는 송이를 통해서 움직인다. 은하수처럼 느슨한 구조를 가진 큰 물체가 서로 옆을 지나갈 때, 어떤 종류의 마찰을 겪고, 물체가 클러스터의 중심쪽으로 움직입니다. 성단의 중심 가까이에서 은하는 상대적으로 자유롭게 위치하며 상호 충돌하는 경향이있다.

은하들의 충돌은 비교적 가까운 장래에 우주에 영향을 줄 것이다. 어떤 은하들은 우리 시대에도 - 별들의 시대에 충돌합니다. 우주가 부패의 시대에 접어 들면, 은하계의 상호 작용은 점점 더 중요한 결과를 낳을 것입니다.

은하가 충돌 할 때 두 원래 은하에 속한 별들이 혼합되어 더 크지 만 덜 조직화 된 복합 은하를 형성합니다. 혼합 된 복합 은하는 우아한 나선 구조를 가진 별 모양의 은하와 달리 혼란스럽고 무정형이다. 충돌하는 동안 은하는 갯벌이라고도하는 긴 줄무늬의 별을 방출합니다. 별들의 궤도는 복잡하고 불규칙해진다. 혼합 된 은하는 죽과 매우 비슷합니다.

은하들의 충돌은 강력한 별 형성의 폭발을 수시로 동반한다. 이 충돌 동안 은하계 내에있는 가스의 거대한 구름은 섞여 있으며 놀라운 속도로 새로운 별을 만듭니다. 거대한 별이 죽어서 생긴 수많은 초신성은 매우 심각한 결과를 초래할 수 있습니다.

충돌 후에는 은하계의 구조가 전체적으로 완전히 다른 것처럼 보이지만 일부 별과 태양계는 거의 그것을 느끼지 못합니다. 은하수는 주로 빈 공간입니다. 은하계의 별은 어떤 방향으로 몇 마일이나 공백이 떨어져있는 별개의 모래 입자와 같습니다. 그리고 심지어 더 밀도가 높은 몇몇 은하 에서조차, 별들 사이의 거리는 태양계보다 천배 더 크고 천만 번 더 많은 별. 충돌 은하계의 행성계는 주변에서 발생하고 수백만 년 동안 계속되는 느린 재앙을 느끼지 못합니다. 지구 같은 행성에 대한 그런 재앙의 가장 두드러진 결과는 밤하늘에 보이는 별들의 수를 점진적으로 두 배로 만드는 것입니다.

실제로, 은하수는 비교적 가까운 미래에 은하계 충돌에서 생존하고 (그리고 그 개성을 잃을 운명) 있습니다. 이웃 한 안드로메다 은하 (M31)는 현재 은하수와의 충돌로 이어질 궤적을 따라 움직이고 있습니다. 그러나 은하의 속도에 대한 정확한 천문학적 인 측정을하기가 어렵 기 때문에 안드로메다가 움직이는 방향을 정확하게 결정할 수 없습니다. 그러나이 큰 은하가 우리 은하에 매우 가까워지며 약 60 억년 내에 충돌 할 수도 있습니다. 태양이 팽창하기 시작하면 적색 거성이됩니다. 안드로메다와 은하계가이 특별한 모임에서 충돌하지 않더라도 조만간 그들은 서로를 피하지 않을 것입니다. 은하수는 확실히 Andromeda와 중력 통신을합니다. 이 두 은하가 서로 궤도를 돌며 움직이는 마찰로 인해 에너지가 손실되기 때문에 미래의 합병은 거의 불가피하게됩니다.

따라서, 은하들의 클러스터들의 장기간의 운명은 완전히 미리 결정된다 : 클러스터에 들어가는 은하들은 결국 상호 작용하고 합쳐질 것이다. 그들의 전체적인 집단이 하나의 거대하고 무질서한 별들의 집합으로 변할 때 그들의 독립적 인 정체성은 연합 할 것이다. 우주가 별의 시대에서 분해의 시대로 이동할 때, 현대 은하의 은하들은 미래의 은하가 될 것입니다. 사실, 은하수와 안드로메다를 포함한 은하계의 전체 지역 집단은 점진적으로 단일 한 은하계로 변할 것입니다.

은하계의 이완 과정

은하수 유형의 은하에있는 별 사이의 간격이 너무 커서 별에서 전혀 생존하지 않으면 별들이 직접 충돌을 거의 경험하지 않았습니다. 적어도 지금은. 이미 우리에게 친숙한 주제를 계속하면서, 우리가 그들에게 충분한 시간을 주면 희귀 한 사건조차도 발생할 수 있다고 말한다. 붕괴 신기원이 가까워짐에 따라 별 충돌이나 그에 가까운 사건이 점차 중요해질 것입니다. 그러한 모임은 은하의 구조를 근본적으로 변화시킬 것이며 궁극적으로는 그 죽음으로 이끌 것이다. 그러나이 파괴의 시대는 붕괴 시대의 고비에 불과할 것이기 때문에 항성은 이미 별의 잔재가 될 것이며 은하는 오래 전에 수많은 은하 핵융합의 거대한 산물이 될 것입니다.

그러나 붕괴의 시대에도 별들의 직접적인 정면 충돌은 비교적 드뭅니다. 가까운 만남과 가까운 만남은 진정한 충돌보다 훨씬 더 자주 발생합니다. 붕괴 신기원이 전개됨에 따라, 별들은 정기적으로 서로 횡단하여 상호 중력적 인 매력을 통해 상호 작용합니다. 두 별이 밀접하게 통과하면 각 별의 속도와 방향이 약간 변경됩니다. 별은 가까이에있을 때마다 그림과 같이 서로 분산되는 경향이 있습니다. 14

도 4 이 다이어그램은 두 별의 반응을 보여준다. 상호 작용이 끝나면 각 별은 새로운 방향으로 움직이기 시작하여 에너지의 다른 값, 따라서 속도를 얻습니다. 매우 많은 수의 그러한 근사는 은하계의 역동적 인 이완을 가져오고, 따라서 오랜 시간이 지나면 그 구조가 바뀔 것입니다.

시간이 지남에 따라 많은 변형이 발생하고 그 효과가 천천히 축적됩니다. 비슷한 유사성의 긴 순서의 최종 결과는 은하 내에서 궤도를 돌고있는 별들의 개별 속도의 재분배이다. 작고 가벼운 별들은 속도와 궤도 에너지를 증가시키는 경향이 있으며 무거운 별들은 궤도 에너지를 잃는다. 많은 별들이이 "재물"의 재분배에 관여 할 때, 은하의 구조는 그 과정에서 천천히 변화한다. 동적 이완. 이 이완이 진행됨에 따라 일부 별의 잔재는 너무 많은 에너지를 습득하여 은하계를 떠나야합니다. 시간이 지남에 따라 죽어가는 은하에서 점점 많은 수의 별이 증발하여 300km / 초 (시간당 675,000 마일)의 속도로 은하 간 우주 공간으로 충돌하고 이동합니다.

동적 인 이완 동안에, 방출 된 별의 수는 증가한다, 그래서 은하계에서 중요한 구조 변화가 일어나는 이유 다. 은하가 최대 에너지를 갖는 별들에 의해 남겨지기 때문에, 나머지 별들은 평균적으로 에너지가 적다. 따라서 에너지 누출이 있습니다. 성장하는 에너지 위기에 대응하여 은하계는 더 작고 밀도가 높아집니다. 이 은하계의 감소는 별의 접근법을 훨씬 더 많이 증가시키고 점점 더 많은 항성을 추방시킨다. 이 과정이 가속화되면 상황이 통제를 벗어날 수 있습니다. 은하계가 별의 대부분을 뿜어 내고, 그 후에는 매우 작게 유지되고 밀도가 높은 덩어리로 그룹화됩니다.

그다지 밝지가 않은 저에너지의 별들은 은하의 중심으로 떨어질 것입니다. 과학자들이 믿는 것처럼, 거대 질량의 블랙홀이 있으며 이것은 모든 은하계에 사실입니다. 이 거대한 블랙홀은 태양 광보다 수백 배나 심지어 수십 배나되는 질량을 가지고 있습니다. 은하계의 이완 과정에서 그 중심에 위치한 블랙홀은 너무 가까이에있는 방황하는 별들을 흡수 할 것입니다 : 그들은 사건의 지평선 내에있을 것입니다. 부패 시대 전반에 걸쳐 이러한 거대 질량 블랙홀은 떨어지는 별의 지속적인 흡수로 인해 무게가 점차 증가합니다.

은하계는 우주의 현대 시대보다 수십억 배 더 오래 존재할 것입니다. 이러한 긴 수명은 개별 별을 분리하는 거대한 거리와 별이 그것을 극복하는 느린 속도에 의해 결정됩니다. 그러나 충분한 시간이 지난 후에, 은하계는 그들 자신의 파괴에 직면해야 할 것입니다. 다음 19 또는 20 우주 시대 (10 19 또는 10 20 년) 동안, 은하계의 죽은 별들은 별이 증발하는 과정에서 대부분 사라질 것입니다. 별의 작고 불행한 부분, 아마도 1 % 정도의 순서는 아마도 은하의 중앙에 위치한 블랙홀에 의해 삼켜 질 것이다. 이 동적 이완 과정이 끝나면 실제로 은하의 수명이 끝납니다.

은하계의 이완과 산란 과정에서, 통과하는 별들의 수렴은 별들의 궤도에서 여전히 회전하는 모든 행성들에 치명적인 영향을 미친다. 별들의 궤도를 바꾸는이 사건들은 행성이 차지하는 궤도에서 행성을 옮겨 놓는 경향이 있는데, 그 결과 행성들은 공간의 광대 한 무효로 옮겨진다. 우리는 이전 장에서 그러한 "노숙자"행성의 운명에 대해 이야기했습니다. 궤도 반경이 우리 지구의 반경과 비슷한 행성은 우주의 15 번째 우주 시대에 태양계에서 방출 될 것입니다. 큰 궤도를 가진 바깥 행성은 더 민감하기 때문에 그 시간까지 오랫동안 영원에 빠져 들었습니다. 궤도 반지름이 30 인 해왕성 같은 행성 천문 단위단지 12 우주 시대에서 - 일조 년 동안 태양계에서 추방 될 것이다. 쇠퇴의 시대에, 가장 깊은 행성조차도 그들의 궤도를 떠날 수 있습니다. 궤도가 지구보다 10 배 작은 행성 (수성 궤도보다 약간 작음)은 약 17 우주 시대 이후에 궤도 밖으로 던져 질 것이다. 따라서 항성들은 은하계를 영원히 떠나고 19 세기와 20 세기의 우주 시대가 오기 훨씬 전에 태양계를 잃을 것이다.

따라서 일반적으로 행성과 지구의 장기적인 미래는 다소 황폐합니다. 가까운 장래에, 행성은 혜성과 소행성으로부터 불을 뿜을 것이고, 그것은 지구의 기후 변화와 일반적인 자연의 파국적 파괴를 야기 할 것입니다. 그 후, 내면의 행성의 부모 별이 붉은 자이언트의 크기로 팽창 할 때,이 행성들은 바닥으로 타면서 완전히 무균 상태가됩니다. 생존하는 모든 행성들은 태양계에서 강제적으로 추방 될 것이고, 하나씩 성간 공간의 영원한 어둠 속으로 던져 질 것입니다.

타락한 별들의 충돌

죽은 항성 잔해의 드문 직접 충돌은 느낌표와 비슷한 진정으로 놀라운 흥분을 안겨주는 순간이며, 거의 무너진 황량한 붕괴 시대에 악센트를 둡니다. 이러한 충돌은 보통의 새 별, 이상한 새 유형의 별 및 눈부신 섬광을 생성 할 수 있습니다.

이 미래 시대에, 은하계의 일반적인 바리 안 물질의 대부분은 백색 왜성에 집중되어있다. 갈색 왜성은 질량이 적고 물질이 적지 만 그 양은 거의 같습니다. 은하수 유형의 큰 은하에서, 백색 왜성과 갈색 왜성의 누적 인구는 수십억에 있어야합니다. 죽은 별이 궤도를 따라 움직이는 과정에서 때때로 직접 충돌이 일어난다. 충돌은 수천 억년마다 한 번 정도 일어난다. 만약 우리가 현재 100 억 년이라는 은하계의 나이를 고려한다면, 지금까지 별 충돌은 없었던 가능성이 약 9 분의 1에 달합니다. 충돌은 우주가 수 천억 년이 넘었을 때 시작됩니다. 열 다섯 번째 우주론 시대에, 은하계는 수백 또는 수천 번의 충돌로 흔들릴 것입니다.

두 갈색 왜성의 충돌은 천문학, 지질학, 아마도 생물학의 관점에서 흥미 롭습니다. 우주에 남아있는 수소의 상당 부분은 갈색 왜성에 둘러싸여있어 더 무거운 원소로 바뀌지 않습니다. 두 개의 갈색 왜성이 직선에 가까운 각도로 충돌 할 때, 그들은 두 개의 별의 원래 질량의 대부분을 포함 할 합성 항성 물체를 형성 할 수 있습니다 (그림 15 참조). 결합 된 질량이 별이 가져야하는 임계 질량을 초과하는 경우,이 상호 작용 생성물은 장기 수소 합성이 새로 형성된 별 코어를 점화 할 때까지 줄어들 수 있습니다. 별이 탄생합니다. 그러한 기괴한 충돌로 인해 생긴 작은 빨간 별은 나중에 수조 수개를 통해 살아납니다.

도 4 15.이 컴퓨터 모델은 두 갈색 왜성의 충돌을 묘사합니다. 처음 세 장의 사진은이 이벤트의 처음 몇 분을 보여줍니다. 네 번째 그림에서 개략적으로 보여지는 충돌의 최종 결과는 실제 스타이며, 그 질량은 수소의 합성을 시작하기에 충분합니다. 충돌은 자연스럽게 신생아 별을 둘러싼 가스 및 먼지 디스크를 생성합니다. 이 디스크는 행성이 형성 될 수있는 매체이다.

이러한 천문학적 재앙을 통해 성간 매개체의 모든 가스 매장량이 오래 끝난 후에도 새로운 별이 생성 될 수 있습니다. 은하에서 어떤 주어진 시간에 은하수의 크기는 약 100 개의 그런 별들을 빛낼 것입니다. 이 희미한 붉은 찌꺼기의 축적 된 발광은 현대의 태양에 비유 할 수있는 총 방사능으로 은하계를 부여합니다.

또한, 갈색 왜성의 충돌은 행성을 생성 할 수 있습니다. 그것이 직접 정면 충돌이 아니라면, 일부의 갈색 왜성 가스는 너무 빠르게 회전하여 새로 형성된 별의 일부가됩니다. 이 회전 물질은 신생아 항성 물체 주변의 가스 및 먼지의 별 모양 디스크를 쉽게 형성합니다. 행성의 형성이 저명한 디스크의 가능한 결과이기 때문에,이 새로운 별들은 새로운 태양계를 생성하는 경향이있다.

2 마리의 갈색 왜성이 충돌 한 행성은 생명의 발달에 필요한 모든 성분을 가지고 있어야합니다. 적색 왜성을 돌보는 행성은 수십억 년 동안 지구의 현대 시대보다 훨씬 더 오래있을 수 있습니다. 이 시스템은 지상 생활의 기초가되는 산소와 탄소를 포함한 무거운 원소를 대량으로 공급합니다. 유리한 궤도를 돌고있는 행성에는 액체 물이있을 수 있습니다. 원칙적으로, 은하가 분해 될 때까지 친숙한 유형의 생명체가 생겨서 그러한 새로운 행성에서 발생할 수 있습니다. 그리고 우주의 20 세기가 지난 후에야 은하가 증발하고 갈색 왜성의 충돌 빈도가 0으로 줄어들 때 마지막 지구와 같은 세계는 영원한 밤의 희생양이 될 것입니다.

백색 왜성의 충돌은 불꽃은 더 짧아 지지만 짧아 질 수 있습니다. 두 개의 백색 왜성이 충돌하여 합쳐지며 새로 형성된 물체의 질량이 Chandrasekhar 한계보다 크다면 퇴화 된 가스의 압력은이 합병의 결과를 중력 붕괴로부터 지킬 수 없습니다. 그러면 새로 태어나지 만 지나치게 무거운 별이 초신성에 폭발해야합니다. 백색 왜성의 충돌 중 약 1/10은 초신성 폭발로 끝날 것입니다. 따라서 은하는 안전하고 건전하게 유지되는 한 약 20 우주 시대 동안 1 조 년마다 그러한 플래시를 경험할 운명입니다. 초신성의 발발은 오늘날에도 여전히 아주 훌륭하지만, 죽어가는 멸망의 은하계의 비참한 환경에서 그들은 정말로 인상적 일 것입니다.

그러나 두 개의 백색 왜성 사이의 희귀 한 충돌의 가장 가능성있는 결과는 초신성 폭발이 아니라 이상한 새로운 형태의 별의 형성이다. 대부분의 백색 왜성은 낮은 질량의 별에서 나온 것으로 대부분은 헬륨입니다. 이러한 전형적인 백색 왜성의 충돌로 헬륨으로 이루어진 약간 더 큰 항성 물체가 형성됩니다. 최종 충돌 제품의 질량이 태양 질량의 0.3 배를 초과하면 원칙적으로 깊이가있는 헬륨이 점화 될 수 있습니다. 그러한 별들은 더 높은 질량을 가진 개발 된 (오래된) 별들과 같은 방식으로 헬륨을 더 무거운 원소들로 녹일 수 있습니다 (이전 장에서 이미 설명했습니다). 그러나 별이 헬륨을 태우려면 충돌이 충분히 큰 열 에너지로 충돌해야합니다. 이는 불타는 성냥의 열을 사용하여 종이를 비추는 일반적인 상황과 매우 유사합니다. 별의 온도가 헬륨을 태울 정도로 높지 않다면 그것은 새로운 충돌이나 은하계 공간으로의 퇴학을 예상하여 은하 주위를 방황하는 다른 백색 왜성으로 줄어들 것이다.

수소가 태우는 기존의 쌍둥이와 비교하여 헬륨을 태우는이 별들은 더 뜨겁고 밝아지고 밀도가 높으며 살기가 훨씬 적습니다. 질량이 태양 전지의 반과 같은 전형적인 별의 반경은 태양의 반경보다 10 배 작으며 광도는 10 배 더 큽니다. 그러한 별의 표면은 엄청나게 뜨겁습니다. 그 온도는 35,000도이며 태양의 표면 온도의 약 6 배입니다. 별의 핵심 부분은 온도가 1 억 (10 8)도이고 밀도가 1 만 그램 / cm3입니다. 이 별들은 인간 표준에 의한 오랜 기간이지만 형성 된 오랜 시간에 비해 단지 1 억년 밖에되지 않습니다. 행성계가이 별들 주위에 형성된다고하더라도, 그들은 분명히, 존재의 부족으로 인해 복잡한 생명체가 생겨나는 것을 볼 시간이 없을 것입니다. 우리가 지구상에서 복잡한 생명체를 개발하는 데 소요 된 시간에 대해 외삽 법을 수행하면 이러한 시스템의 수명이 바이러스 및 단세포 생물상이 나타내는 가장 원시적 인 형태보다 높지는 않습니다.

몇몇 더 무거운 백색 왜성의 충돌에서 다른 이상한 유형의 별이 나타날 수 있습니다. 만약 충돌 물질의 질량이 태양의 0.9 질량을 초과하지만 Chandrasekhar 한계에 도달하지 않는다면 (폭발하지 않기 때문에), 새로운 목표는 원칙적으로 그 핵심 부분에서 탄소 합성을 유지할 수있을 것입니다. 탄소를 태우는 별은 헬륨을 태우는 별보다 훨씬 특이한 성질을 가지고 있습니다. 태양의 질량과 같은 질량의 탄소 별은 태양보다 약 1000 배 더 밝고 표면은 14 만 켈빈에 달한다. 별의 표준에 따르면, 그러한 별의 반경은 지구의 반경보다 조금 작습니다. 별의 중심부에서 온도는 10 억도에 이르고 밀도는 돌의 밀도보다 십만 배 더 큽니다. 이 밝게 빛난 양초는 1 백만 년 밖에 살지 않습니다. 수반되는 모든 행성들은 초기 형성 단계에있을 것인데, 스타가 핵연료를 고갈시키고 나간다. 이시기에는 가장 원시적 인 생물권조차도 발전 할 수 없다.

암흑 물질 소멸

은하의 은하들은 주로 암흑 물질로 이루어져 있으며, 대부분은 암흑 물질과 같은 물질로 이루어져있다. baryonic 물질은 주로 양성자와 중성자로 이루어져 있으며, 그 결과로 우리는 보통의 물질로 간주됩니다. 우리가 첫 번째 장에서 말했듯이, 현대 천문학 자들은 우주 질량의 상당 부분이 비 바론 문제에 빠질 것이라고 믿습니다. 더욱이,이 비정상적인 물질의 상당한 양은 은하의 후광에 있다고 믿어집니다.

암흑 물질의 역할에 대한 후보자 중 한 명이 약하게 상호 작용하는 거대한 입자. 질량이 양성자 질량의 10 배에서 100 배인 다소 이상한 입자는 약한 핵 상호 작용과 중력을 통해서만 상호 작용합니다. 그들은 전자기장의 작용에 무관심한 전기 요금을 가지고 있지 않습니다. 그들은 또한 강한 상호 작용에 취약하지 않기 때문에 서로 얽매이지 않고 핵을 형성하지 못합니다. 이 입자들은 매우 약하게 상호 작용하기 때문에, 은하의 흩어져있는 후광과 같은 영역에서 매우 오래 살 수 있습니다. 특히 그들은 우주의 현대 시대보다 훨씬 오래 살 수 있습니다. 그러나, 충분히 긴 시간이 지난 후에, 이들 입자는 통상적 인 물질과 상호 작용하여 상호간의 소멸을 가져온다.

암흑 물질 소멸은 두 가지 상황에서 발생합니다. 첫 번째 경우, 두 개의 입자가 은하의 후광에서 만나게되면 상호 작용하여 상호간의 직접적인 소멸로 이어진다. 두 번째 경우에, 입자는 별들의 잔해들, 예를 들어 백색 왜성들에 의해 포착되고, 그 후에 별의 중심부 내부에 이미 서로를 소멸시킨다. 이 두 메커니즘은 은하와 우주의 미래에 중요한 역할을합니다.

은하의 후광에서 암흑 물질 입자는 밀도가 낮다 : 1 입방 센티미터 당 하나의 입자 정도이며 상당히 빠른 속도 : 초당 약 200 킬로미터. 이 입자들은 약한 상호 작용만을 느끼기 때문에 소멸 될 확률은 극히 적습니다. 그러나,이 상호 작용으로 23 개의 우주론 적 십년 (10 23 년) 후에, 후광에 서식하는 암흑 물질 입자의 집단은 상당한 변화를 겪을 것이다. 암흑 물질 입자를 죽일 때 대개 상대 론적 속도를 가진 더 작은 입자가 남습니다. 너무 커서 입자가 은하계의 중력을 견뎌 낼 수 있습니다. 따라서, 소멸 과정의 최종 결과는 은하의 은하계의 질량 - 에너지가 은하 공간으로 복사되는 것이다.

암흑 물질의 존재가 우주의 전체 질량의 큰 부분을 차지하기 때문에 암흑 물질 상호 작용으로부터의 소멸의 산물은 후기 신기원, 특히 20 세기와 40 세기의 우주 시대에서 우주의 내용의 중요한 부분이다. 은하 할로에서 직접 암살 사건의 잔류 물은 광자, 중성미자, 전자, 양전자, 양성자 및 반 양성자를 포함한 거대한 입자를 제공한다.

암흑 물질은 백색 왜성 유형의 항성 잔해에 의해 포착됩니다. 은하계 할로겐의 암흑 물질은 우주를 지속적으로 흘러가는 입자의 배경 바다를 제공합니다. 이 입자들은 은하계의 모든 물체, 즉 별, 행성, 그리고 실제 우주 시대에 사람들을 통과합니다. 약 1 억 (10 11) 개의 입자가 당신, 독자, 매 초마다 스며 들게됩니다. 그러나,이 입자들이 약한 상호 작용을 통해서만 상호 작용한다는 사실 때문에 대단히  약하다면 모든 유형의 물질에 침투하여 전혀 영향을 미치지 않습니다. 그러나 때때로 암흑 물질의 입자는 원자핵과 상호 작용하여 일정량의 에너지를 빼앗 깁니다.

그러한 상호 작용이 백색 왜성의 깊이에서 발생한다면, 암흑 물질 입자는 별과의 중력 전달에 남아있을 수 있습니다. 오랜 시간이 지난 후에 별의 물체 안에있는 그러한 입자의 개체수는 점차 증가합니다. 이러한 과정의 과정에서 암흑 물질을 포착하는 데 필요한 시간은 별의 생명체의 수소 부분보다 훨씬 길며, 거의 모든 시간에 항성 잔해의 생명을 이끌어냅니다. 항성 코어의 암흑 물질 입자의 농도가 증가함에 따라, 이들 입자 소멸의 가능성이 증가한다. 결국, 별은 정상 상태에 이르러 항성에서의 소멸이 은하의 후광에서 입자가 포착되는 것과 같은 속도로 발생합니다.

암흑 물질을 포획하고 멸종시키는 과정은 미래의 백색 왜성의 에너지 원입니다. 이 별의 물체는 깊이에서 열 핵융합 반응이 끝난 후에 죽은 별의 잔해입니다. 에너지의 추가 원천이 없을 때, 백색 왜성은 그들의 온도가 우주의 배경 온도와 같아 질 때까지 더 차갑고 어둡게 될 것이다. 그러나 암흑 물질의 소멸에서 추출한 에너지로 인해, 백색 왜성은 매우 오랫동안 에너지를 방출 할 수 있습니다. 이 소멸 과정으로 인해 단일 백색 왜성의 전체 방사능은 약 1 조 5 천 5 백 와트입니다. 그리고이 사소한 힘은 태양의 복사 강도보다 약 1 천억 (1011) 작지만 미래에 우주를 지배 할 에너지 생성 메커니즘입니다. 그러한 에너지 생산은 은하의 후광이 원래대로 남아있는 한 계속 될 수있다. 태양이 수소를 연소시키는 기간보다 약 20 우주 10 년 (10-20 년)이나 10 억 배 더 길다.

백색 왜성에 의해 포획 된 암흑 물질의 입자들은 궁극적으로 우주로 전염되며 결국 우주의 배경 복사 영역에서 우위를 점하기 시작합니다. 그러나 별을 떠나기 전에이 방사능은 더 긴 파장의 범위로 들어가서 평균 에너지 값이 낮아집니다. 광자는 약 50 마이크론 (1/20 밀리미터)의 고유 한 파장을 갖는 별의 표면을 떠난다. 이것은 태양에 의해 방출되는 빛의 파장의 백 배이다. 이 방사선은 인간의 눈에는 보이지 않지만 현대 장비는 이러한 적외선 광자를 쉽게 포착합니다. 별의 표면 온도는 액체 질소의 온도 바로 아래에서 겨우 63도 (켈빈)에 불과합니다.

이 시대에 미래사  우주 은하는 오늘날처럼 보이지 않습니다. 미래의 전형적인 은하에는 수십억 개의 별의 잔해가 있으며, 각각은 암흑 물질의 포획과 소멸 과정으로 인해 에너지를 방출합니다. 동시에, 그러한 항성 잔해들의 전체 은하계의 전체 복사 력은 우리 태양의 복사 력과 비슷합니다. 이 빛나는 렘넌트 중에는 갈색 왜성의 충돌로 형성된 수백 개의 전통적인 별들이 흩어져 있습니다. 그리고 현대 표준에 따르면,이 작은 별들은 다소 희미하게 빛나지만, 미래의 뚫을 수없는 어둠 속에서 그들은 진정한 표지가 될 것입니다. 이 소수의 진짜 별에 의해 생성 된 총 복사 전력은 수십억의 백색 왜성을 소화 할 것입니다.

백색 왜성 환경에서 생활

우리에게 알려진 삶의 형태가 죽음의 위협을 당할 수도 있다는 사실에도 불구하고 미래의 삶에 대한 흥미로운 기회가 오래된 백색 왜성의 대기에 존재합니다. 미래의 삶의 형식에 대한 논의가 우리를 확실하게 가정의 영역으로 이끌 것이라는 것을 잊지 마십시오. 그러나 다음과 같은 판단의 사슬은 특정 관심사를 유발할뿐만 아니라 먼 미래의 백색 왜성 내부에 존재할 물리적 조건을 명확하게 설명합니다.

원래 별이 사라진 후에 백색 왜성은 주요 에너지 원이 암흑 물질 입자의 포획과 그 이후의 종말이 될 때까지 빠르게 냉각됩니다. 이런 일이 발생하자마자 백색 왜성은 다소 안정된 상태로 천이됩니다. 은하의 후광에있는 모든 암흑 물질이 없어 질 때까지, 또는 역동적 인 이완 과정에서 별 자체가 은하에서 방출 될 때까지 계속됩니다. . 어쨌든, 전형적인 백색 왜성은 약 20 년의 우주 론적 십년 (10-20 년)을 가지며, 그 결과 그들의 대기 내에서 생명체가 발달한다. 이 엄청난 시간 간격은 지구에서 생명체를 개발하는 데 걸리는 시간보다 1 천억 시간 더 길다. 그런 오랜 시간이 지나면 어떤 유형의 생물학적 진화 가능성이 매우 그럴듯 해지고 복잡성이 증가 할 수도 있습니다.

어떤면에서, 백색 왜성에서의 삶에 대한 시나리오는 지구상의 생명과 막연하게 닮았다. 백색 왜성은 지구와 거의 같은 반경 크기를 가지고 있습니다. 지상 생활 양식은 우리 행성의 표면 근처에 위치한 지역으로 제한되어 있으므로 백색 왜성 대기의 모든 가능한 생명체는 별의 바깥 레이어에 위치하게됩니다. 별의 안쪽 부분은 퇴화 된 물질로 이루어져 있으며 별 내부의 화학 반응은 일어나지 않습니다. 재미있는 화학은 외부 층과 만 연관 될 수 있습니다. 백색 왜성을위한 에너지 원은 복사선으로, 내부에서 표면층을 가열하는 반면, 지구는 태양으로부터 열을받습니다. 가장 중요한 차이점은 지구상의 생명체는 액체 물의 존재를 기반으로하는 반면 백색 왜성의 대기에서는 거의 액체 물이 존재하지 않는다는 것입니다. 백색 왜성 환경에서 가장 기대되는 것은 화학 반응의 유형입니다.

생명의 존재에 대한 첫 번째 요구 사항은 화학 원소들의 적절한 혼합이다. 더 높은 질량을 지닌 백색 왜성은 자연적으로 육상 생물 (탄소와 산소)에 대해 가장 중요한 두 요소를 다량 함유하고 있습니다. 반대로 태양의 절반을 초과하지 않는 가장 작은 백색 왜성은 실제적으로 하나의 헬륨으로 구성됩니다. 헬륨은 거의 화학적으로 불활성이며 따라서 환경에 바람직하지 않습니다. 우리는 생명의 출현에 대한 희망을 가지고 있습니다. 따라서 더 큰 백색 왜성은 생물권을 스스로 보호 할 기회가 훨씬 더 많습니다.

오랜 시간 동안 백색 왜성의 표면 온도는 약 63도이며 액체 질소의 온도에 매우 가깝습니다. 별의 깊이는 조금 더 심하지 만별로 없습니다. 백색 왜성의 내부 영역의 주요 부분은 열이 내부 영역에서 외부 영역으로 쉽게 확산되는 퇴화 된 물질로 채워진다. 이 비교적 쉬운 열 전달 때문에 별은 거의 모든 내부 영역에서 거의 일정한 온도에 도달합니다. 그러나 별의 바깥 쪽 레이어는 그 표면에 가깝게 퇴화되지 않고 보통 물질로 구성됩니다.

원칙적으로 별의 최상층은 화학 반응을 지원할 수 있으며 이러한 반응을 유발하는 광자 에너지의 광대 한 범위에 접근 할 수 있습니다. 별의 핵심에서 발생하는 암흑 물질의 소멸은 고 에너지 방사선 - 감마선을 생성하며, 그 에너지는 수십억 전자 볼트에 이른다. 이 복사열이 별의 상층에 도달하는 한, 그것의 파는 더 길어지고, 광자 에너지는 각각 감소합니다. 별의 외부 표면에서, 광자 에너지는 평균적으로 전자 볼트의 일정 부분을 차지합니다. 비교를 위해, 우리는 화학 반응에서 입자 당 전형적인 에너지 값이 몇 전자 볼트라고 말합니다. 따라서 백색 왜성의 대기에는 화학 반응을 일으키는 데 필요한 광자 에너지의 범위가 정확하게 존재합니다.

그런 별의 총 에너지 보존은 어떨까요? 백색 왜성은 암흑 물질의 소멸로 인해 존재하며 약 10 15 와트의 에너지를 생성합니다. 이 복사 력은 현대 태양의 광도와 비교하면 작지만 전체 인간 문명이 생산하는 전체 전력과 비교할 때 훨씬 큽니다. 또 다른 비교로서 우리는 지구가 인식하는 태양 에너지의 비율이 약 10 17 와트임을 주목합니다. 즉, 백색 왜성 대기에서 생물학적 진화를 일으키는 데 필요한 전력은 요즘 지구의 생물권에 사용 가능한 총 전력의 1 %입니다.

백색 왜성의 대기에서 어떤 생명체가 존재할 확률을 대략 추정하는이 정신 실험에서 더 나아가 자. 프리맨 다이슨 (Freeman Dyson)의 사례에 따르면, 생명체가 저울의 적합성 법칙의 적용을받는다고 가정하면, 살아있는 느낌이 주관적인 시간은 그것이 작용하는 온도에 달려 있음을 의미합니다. 낮은 온도의 경우, 생명은 더 천천히 흐릅니다. 그래서 그러한 생물에서 의식의 순간의 동일한 수의 감각은 더 많은 시간이 걸릴 것입니다.

백색 왜성의 표면 근처에서 발생하는 우리의 가상 생물 군에 관해서는, 주위 온도는 포유류의 온도보다 약 5 배 낮은 약 63도 켈빈이어야합니다. 규모 가설 가설은 그러한 생물이 동일한 실제 "양"의 생존을 위해서는 실제 (물리적) 시간이 5 배 더 걸린다 고 말합니다. 따라서 지구상의 생명체에 비해 백색 왜성의 대기 환경은 생명력이 적기 때문에 신생아의 신진 대사율이 낮고 요인이 하나이기 때문에 5 인자를 잃습니다. 이 500 분의 1의 손실은 이용 가능한 시간으로 보상되는 것보다 더 많은데, 이는 1 천억 배 더 길다. 이 두 경쟁 활동을 결합하여, 우리는 백색 왜성 환경에서의 삶이 약 1 억의 수치 적 우위를 차지한다고 믿습니다. 백색 왜성 환경에서의 생명체의 진화가 지구상의 생물학적 진화보다 1 억 배나 덜 효과적 일지라도,이 별은 여전히 ​​오늘날의 지구의 생물권과 비교할만한 규모와 다양한 생명체의 전체 네트워크를 생성하기에 충분한 시간과 에너지를 가지고 있습니다. .

그러나 우리의 삶과 진화에 대한 이해는 아직 멀었다. 이 외삽 선은 엄격한 예측이 아니라 오히려 흥미로운 기회입니다. 백색 왜성의 대기에는 상당히 큰 에너지 원과 엄청난 시간이 있습니다. 이러한 환경에서 원칙적으로 흥미로운 화학의 출현이 가능합니다. 일반적으로 시간, 에너지 및 화학이 생물학의 출현을위한 충분한 조건이라는 것을 보장 할 수는 없지만. 그러나 우리에게 알려진 유일한 예에서 흥미로운 화학은 삶의 진화를 가져 왔습니다. 우리는이 가능성이 미래에 실현되는지 여부를 모른다.

백색 왜성 환경 밖에서 생활하기

당신은 미래의 삶의 존재에 대한보다 전통적인 견해를 상상할 수 있습니다. 암흑 물질 입자의 포획과 소멸을 통해 살아가는 백색 왜성은 10 15 와트의 실제 광도를 제공합니다. 이 충분한 양의 전력은 별과 비슷한 크기의 표면을 방출합니다. 미래의 문명에이 에너지를 사용하기를 원한다면,이 별을 구형 껍질로 둘러 쌀 수 있습니다. 구형 껍데기는 방사하는 에너지를 포착합니다. 그러한 기업은 고도로 발달 된 문명에 대해 비싸지 만 매우 현실적인 목표 인 행성 규모 건설의 전개를 요구할 것이다.

이러한 백색 왜성의 시스템에서, 총 가용 전력은 지구상의 문명에 의해 현재 개발되고 소비되는 전력을 훨씬 초과합니다. 백색 왜성의 명목상의 힘은 다른 관점에서 관점에 포함될 수 있습니다. 흰 왜소 근처에 사는 문명에는 10 억 명의 시민이 있다고 가정합니다. 그러면이 사회의 각 구성원은 1 메가 와트의 전력을 사용할 수 있습니다. 이것은 1 만 개의 스테레오 레코더가 최대 볼륨으로 작동하기에 충분합니다. 더욱이 그러한 에너지 공급은 우리 지구에서 화석 연료의 매장량을 완전히 다 써 버리는 200 년보다 훨씬 긴 20 년의 우주 론적 십년 (1 억억 년)을 의미 할 수 있습니다.

블랙홀의 성장

부패의 시대에 블랙홀은 증가하고 더 커집니다. 그들은 블랙 홀의 "표면"- 이벤트 지평선에 위험한 정도로 별과 가스를 먹어 치우고 대량을 얻고 있습니다. 다음 장에서 볼 수 있듯이 결국, 블랙홀은 방사능을 방출하여 거대한 질량을 포기해야하지만, 이것은 부식기가 끝나고 끝나는 순간보다 훨씬 늦게 일어날 것입니다. 그동안, 그들은 계속해서 체중을 늘리고 있습니다.

원칙적으로, supermassive 블랙홀은 그들이 사는 은하 전체를 삼켜 버릴 수 있습니다. 이 과정은 얼마나 오래 걸릴까요? 천체의 중심에있는 것과 같은 백만 개의 해가있는 블랙홀이 무작위로 별을 흡수한다면 약 30 개의 우주 론적 십년 (백만 조 조 년) 동안 우리 은하 전체를 빨아 들일 것입니다. 블랙홀이 초기에 훨씬 더 큰 질량을 가지고 있었다면, 10 억 개의 태양을 말하는 것이 었습니다. 그것은 약 24 우주 시대에서 매우 짧은 기간에 갤럭시를 파괴 할 수 있었을 것입니다. 아마도이 기간은 은하의 예상 수명보다 훨씬 길 수 있습니다. 우리가 말했듯이 은하를 형성하는 별들은 단지 20 우주 시대가 지난 후에 은하 간 공간으로 증발 할 것입니다. 결과적으로, 대부분의 별들은 블랙홀의 "분노"를 피할 수 있지만, 그 중 일부는 여전히 그런 식으로 죽습니다.

그러나 은하가 사라진 후에 블랙홀과 몇 개의 별들이 남아있을 것입니다. 약 20 우주 시대 후, 블랙홀과 별의 잔재는 한때 은하가 속한 대규모 구조의 계층 구조를 따르는 지역의 슈퍼 클러스터에 속합니다. 이 더 큰 구조는 중력에 의해 묶여 있으며 거대한 은하와 같이 어떤 방식 으로든 행동합니다. 주어진 성단에 속한 이전 은하계 당 적어도 하나의 블랙홀은이 성단 주위를 돌아 다니며 그들이 만나는 별들과 다른 물질들을 흡수 할 것이다. 따라서 블랙홀은 계속 질량이 증가하고 증가합니다.

반대되는 물리적 효과가 없다면, 별의 증발, 중력 복사 (4 장 참조)의 동적 과정과 블랙홀에 의한 별의 흡수가 더 큰 공간적, 따라서 시간 규모에서 계속 될 것이다. 이 계층 구조의 끝은 부패 시대의 끝으로 시작해야합니다.

별들의 유적과 우리가 일상적으로 생각하는 모든 것은 양성자에 의해 형성됩니다. 그리고 거대한 시간이 지나면 이러한 대부분의 양성자의 성질은 인식을 넘어서 변화 할 것입니다.

양성자 붕괴

20 세기 후반에 입자 물리학에 의해 우리에게 제시된 놀라움 중 하나는 양성자가 영원한 것으로 드러나지 않는다는 것입니다. 오랜 시간 동안 안정되고 무한히 수명이 긴 입자로 여겨지 던 양성자는 충분히 오랜 시간이 지나면 더 작은 입자로 분해 될 수 있습니다. 본질적으로 양성자는 특이한 종류의 방사능을 특징으로합니다. 그들은 더 작은 입자를 방출하고 새로운 것으로 전환합니다. 이 붕괴 과정은 엄청나게 오래 걸릴 것입니다. 우주의 현재 시대보다 훨씬 길고, 별의 수명을 훨씬 넘어서고, 은하계의 수명보다 훨씬 길어질 것입니다. 그러나 영원에 비하면 양성자는 곧 사라질 것입니다.

어떻게 가능합니까? 우리는 이미 양전하를 띠고있는보다 일반적인 전자의 반 - 물질적 파트너 인 양전자에 대해 잘 알고 있습니다. 양성자 질량이 양전자 질량보다 거의 2,000 배 크기 때문에 양성자 붕괴의 결과로 양전자가 나타나야하고 특정 에너지가 추가로 방출되어야한다고 가정 할 수 있습니다. 따라서, 양전자는 낮은 에너지 상태이다. 근본적인 물리적 원리 중 하나는 모든 시스템이 에너지가 낮은 상태의 방향으로 진화한다고 말합니다. 물이 언덕을 달린다. 흥분되는 원자는 빛을 방출합니다. 수소와 같은 가벼운 핵은 합성 과정에서 헬륨에서 철로 더 무거운 원자핵으로 변환된다. 왜냐하면 핵이 크기 때문에 입자 당 에너지가 낮기 때문이다. 우라늄과 같은 큰 핵은 방사성이며 더 작은 에너지로 더 작은 핵으로 붕괴된다. 그렇다면 왜 양성자가 양전자 나 다른 작은 입자로 부식 될 수 없습니까?

가장 근본적인 수준에서, 많은 물리적 이론은 양성자의 부식을 금지하는 고유의 법칙을 가지고 있습니다. 비록이 부식의 결과로 더 낮은 에너지를 가진 상태로 갈 수 있지만. 간단히 말해서,이 법칙은 다음과 같이 공식화 될 수 있습니다. 바리온 수는 항상 보존됩니다. 양성자와 중성자는 보통 물질로 구성되어 있으며 바리온 (baryon)이라고 부릅니다. 각 양성자 또는 중성자에는 바리온 (baryon) 번호가 하나씩 들어 있습니다. 전자와 양전자 종류의 입자는 광자뿐만 아니라 바리온 (baryon) 수는 0이다. 따라서 양성자가 양전자로 붕괴되면이 과정에서 바리온 수가 손실됩니다.

그러나 최신 버전의 입자 이론에는 허점이 있습니다. 양성자 붕괴를 금지하는 법을 때때로 위반하는 경우가 있습니다. 실제로이 명백한 모순은 양성자가 우주의 현재 시대보다 훨씬 긴 시간이 지나면 붕괴 될 것이라는 것을 의미합니다.

양성자 붕괴는 많은 다른 경로를 따라 갈 수 있으며, 그 결과로이 붕괴의 많은 다른 산물이 존재할 수 있습니다. 대표적인 예 중 하나가 그림 16에 나와있다.이 경우 양성자는 양전자와 중성선으로 붕괴되고, 이후에 광자 (방사선)로 붕괴된다. 다른 많은 부패 방법이 가능합니다. 이 부패와 그 개체군의 모든 다양한 생산물은 아직 알려지지 않았다.

도 4 16. 양성자 붕괴의 가능한 방법 중 하나가 여기있다. 이 경우, 양성자 붕괴의 최종 결과는 양전자 (전자 반입자)와 중성선이다. 모란은 극도로 불안정하고 빠르게 방사선으로 변합니다. 즉, 광자로 붕괴합니다. 그러한 부식이 백색 왜성과 같은 고밀도 매체에서 발생하면 양전자는 전자로 빠르게 소멸되어 고 에너지 광자를 두 개 더 생성합니다.

독자는 실제로 왜 우리가 중성자가 아니라 양성자의 붕괴에 대해 논의하고 있는지 묻습니다. 사실 핵 내부의 중성자는 거의 같은 시간 후에 붕괴 될 것입니다. 자유 중성자는 너무 오래 살지 않습니다. 중성자 자체는 약 10 분 안에 양성자, 전자 및 항 자극소로 붕괴된다. 이러한 붕괴 방법은 원자핵에 결합 된 중성자에는 허용되지 않는다. 바운드 중성자는 양성자 붕괴 경로와 유사하게 장기간의 붕괴 방법에서 생존 할 수 있습니다.

현대 물리학은 양성자의 평균 수명을 정확하게 결정하지 못합니다. 이 이론의 가장 단순한 버전은 양성자가 약 30 개의 우주 론적 십년 (10-30 년 또는 수 천억 년) 동안 붕괴 할 것이라고 예측합니다. 그러나이 간단한 예측은 양성자 수명이 32 우주 시대를 초과해야한다는 실험에 의해 이미 반박되었다. 양성자 감쇠 예측 거대한 통일 이론  - 강하고 약한 전자기 상호 작용을 결합한 이론. 이 이론은 빅뱅 이후 처음 몇 분 안에 만 우주에 존재했던 엄청난 고 에너지와 관련이 있습니다. 가장 큰 입자 가속기의 에너지는이 흥미로운 물리적 모드를 연구하는 데 필요한 것보다 수십억 배 더 적습니다. 결과적으로, 물리학 자들은 아직 훌륭한 통일 이론의 최종판을 가지고 있지 않습니다. 현재, 많은 가능한 옵션들이 연구되고 있는데, 이들 모두는 양성자의 수명에 관한 다른 예측을 제공한다.

만약 우리가 우주가 단지 100 억년이라는 것을 고려한다면, 수 천억 수십억 년 (30 우주 시대)의 시간을 측정하는 실험을하는 생각은 거의 비현실적입니다. 그러나 방사성 붕괴 과정에 대한 일반적인 생각이 있다면 그 기본 아이디어는 분명해진다. 이 경우 양성자 인 모든 입자는 일정 시간 동안 생존하지 못하고 동시에 붕괴됩니다. 반대로 입자의 붕괴 가능성이 있습니다. 언제든지. 그러한 붕괴 가능성은 무시할 만하다는 사실 때문에 대부분의 입자는 훌륭한 시대에 살게됩니다. 입자의 수명은 평균 시간어떤 입자가 살고 있는가? 진짜  각자에게 할당 된 시간. 입자는 항상 붕괴 될 것입니다. 그리고 이러한 종류의 유아 사망률은 경험적으로 측정 할 수 있습니다.

붕괴 과정을 감지하기 위해서는 많은 수의 입자가 필요합니다. 더 명확하게하기 위해, 우리가 양성자의 감쇠량을 측정하기를 원한다고 가정 해 봅시다. 예상 수명은 10 32 년입니다. 10 32 개의 양성자 (길이 20 미터의 작은 수영장, 폭 5와 깊이 2의 작은 수영장이 잘 작용할 수 있음)가 들어있는 대형 저수지를 가져 가면이 실험 장치 내에서 약 1 개의 양성자가 감쇠합니다. 우리가 그러한 부식을 각각 등록 할 수있는 민감한 도구를 만들 수 있다면, 우리는 단지 몇 년을 기다려야 할 것입니다. 그 후에 우리의 측정은 완료된 것으로 간주 될 수 있습니다. 실제로 이러한 측정에는 다소 정교한 실험 문제가 포함되지만 기본 아이디어는 이해할 수 있습니다. 특히 우리가 제기 한 질문에 대한 답을 찾으려면 10 32 년을 기다릴 필요가 없습니다. 이 유형의 실험은 양성자 수명이 10 32 년을 초과 함을 이미 보여주었습니다. 현재 양성자 감쇠의 검출에 관한 실험이 계속되고있다.

양성자 붕괴는 매우 일반적인 관점에서 예측할 수 있습니다. 초기 우주에서, 바리온 번호를 위반 한 일부 과정 진행은 우리가 현대 우주에서 관찰 한 물질을 창조했다. 반물질에 대한 물질의 약간의 초과가 우주의 역사의 1 마이크로 초 안에 형성되었음을 상기하십시오. 우주에서 물질의 양은 물리 과정의 결과로 추가 바리온 번호가 형성되는 경우에만 반물질의 양을 초과 할 수 있습니다. 그러나 바리온 (baryon) 수의 보존 법칙을 위반하는 비슷한 과정이 일어날 수 있다면, 양성자는 운명을 정하게된다. 그러면 양성자 붕괴는 시간 문제 일뿐입니다.

지금까지 언급 된 양성자 붕괴의 가능한 경로는 자연의 4 번째 힘 - 중력을 포함하지 않습니다. 그러나 그것은 양성자 붕괴의 추가 메커니즘을 제어하는 ​​중력입니다. 사실 양성자는 분리 할 수없는 입자가 아닙니다. 그것은 양자라고 불리는 세 개의 구성 입자에 의해 형성됩니다. 양성자의 쿼크 (quark)는 쉬지 않고 끊임없이 흥분한 상태에 있습니다. 매우 드뭅니다. 그러나 그들은 여전히 ​​양성자 내에서 거의 동일한 위치를 취할 수 있습니다. 이 수렴이 발생하면 쿼크가 서로 충분히 가까워지면 쿼크가 미세한 블랙홀에 병합 될 수 있습니다. 양성자가 미니어쳐 블랙홀로 터널을 통과하는 데 걸리는 평균 시간은 45 년에서 1,99 년 우주 시대에서 광범위하게 변하며이 범위의 하단이 선호된다. 말할 필요도없이,이 과정은 아직 잘 이해되지 않고 있으며, 그 결과로 그것에 대응하는 양성자 수명은 매우 근사한 근사로만 호출 될 수 있습니다. 그러나 양성자가 더 일찍 붕괴되지 않으면, 그들은 중력의 힘으로부터 죽음을 받아들이는 과정에서 사라지게 될 운명입니다.

다음 장에서 논의 할 것처럼 블랙홀은 영원하지 않습니다. 또한 작은 블랙홀은 큰 블랙홀보다 훨씬 작습니다. 양성자가 블랙홀로 자기 변형 된 후에는 양전자를 남기고 거의 순간적으로 증발합니다. 따라서 양성자는 또 다른 중력 및 열역학의 전장입니다. 머지 않아 중력의 끊임없는 행동으로 인해 양성자의 죽음과 작은 블랙홀의 형성을 유발할 수 있습니다. 그러나 이러한 명백한 중력의 승리는 오래 가지 못합니다. 블랙홀은 나타나는 즉시 증발합니다. 양성자 질량 에너지의 대부분은 방사선으로 들어가고 엔트로피는 우주로 방출되고 열역학은 최종 승리를 기념합니다.

양성자 붕괴의 또 다른, 훨씬 더 이국적인 메커니즘이 있습니다. 진공 빈 공간 구성은 하나 이상의 가능한 상태를 가질 수 있습니다. 원칙적으로, 진공은 양자 역학적 터널링 과정에서 자발적으로 그 구성을 바꿀 수있다. 하나의 상태에서 다른 상태로의 진공 전이가 바리온 수의 변화를 일으키기 때문에, 이들은 양성자 붕괴의 원인이 될 수 있습니다. 그러나, 이러한 전이는 강하게 억제되므로 엄청난 시간이 필요합니다. 보다 빠른 붕괴 경로가 없다면, 양성자는이 메커니즘의 작용에 의해 1 백 40 번째 또는 50 번째 우주론 시대에 파괴 될 것이다.

퇴화 된 잔류 물의 운명

항성 진화의 마지막 장은 양성자의 쇠퇴에서 나타난다. 진정한 양성자 수명은 경험적으로 측정되지는 않았지만,이 책에서 우리는 전형적인 양성자 수명이 37 년 우주의 10 년 (10 조 조조 년)이라고 가정합니다. 양성자가 별 내부에서 부패하면, 예를 들어 백색 왜성 내부에서 결과 에너지가이 별의 에너지를 보충합니다. 이 부패의 가장 일반적인 제품은 양전자와 피온이며, 후자는 즉시 고 에너지 감마선으로 붕괴합니다. 양전자는 빠르게 전자를 찾아 내고,이 두 입자는 멸종되어 두 개의 고 에너지 감마 광자를 형성합니다. 그래서 결국 쉬는 질량  양성자는 감마선으로 변하여 별을 가열합니다. 결과적으로, 붕괴 양성자는 별의 내부 에너지 원을 제공합니다. 단,이 가격은 엄청나게 높습니다. 열과 빛을 생성하기 위해 별은 자체 휴식 덩어리를 포기해야합니다.

양성자 붕괴로 인해 존재하는 백색 왜성은 약 4 백 와트의 광도를 가지고 있습니다 : 이것은 전구 몇 개를 유지하기에 충분합니다. 그러한 별들의 전체 은하의 광도는 우리 태양의 광도보다 10 조 배 더 작습니다. 현재 우리 우주 론적 지평선 안에있는 모든 은하계의 모든 항성의 복사 전력을 합산하더라도, 결과로 나오는 광도는 우리 태양의 광도보다 여전히 100 배 작습니다. 그렇습니다, 그러한 미래는 거의 밝을 수 없습니다.

백색 왜성 안의 방사선은 별의 표면에 도달하기 전에 여러 번 흩어질 것입니다. 이 미래의 시대에, 백색 왜성의 표면 온도는 단지 0.06도 켈빈 (태양보다 약 10 만 배 더 추울 것입니다.)입니다. 그래서이 4 와트 전구는 데스크탑으로 적합하지 않을 것입니다. 그들은 인간의 눈을 붙잡을 수있는 파장보다 약 5 만 배 더 긴 5 센티미터의 특성 파장을 가진 방사선을 방출합니다.

양성자 붕괴의 진화 단계에서 백색 왜성의 화학적 조성은 인식을 넘어서 변화된다. 우리가 순수 탄소로 만든 별로 시작한다고 가정 해보십시오. 각 탄소 핵은 6 개의 양성자와 6 개의 중성자를 포함합니다. 양성자와 중성자가 붕괴됨에 따라 핵은 더 작아지고 더 적은 입자를 포함합니다. 이 과정에서 원래의 탄소 핵은 단일 입자로 줄어들고 별은 순수한 수소의 형태로 수명주기를 완료합니다.

이 두 가지 사실은이 단순한 그림을 복잡하게 만든다. 첫째, 양성자 붕괴의 결과로 방출되는 고 에너지 방사선은 핵에서 다른 양성자와 중성자를 방출 할 수 있습니다. 이 자유 입자는 일반적으로 새로운 자유를 포기하고 다른 핵과 결합합니다. 평균적으로 각 양성자의 붕괴는 하나의 핵에서 다른 핵으로의 추가적인 양성자 또는 중성자의 하나의 전이와 동반된다. 따라서 우리는 일종의 핵 도약을 얻습니다.

두 번째 문제는 냉기 융해이다. 심지어 저온에서도,이 경우 절대 절대치보다 1도를 초과하지 않으면 서 핵이 하이젠 버그 불확실성 원리로 인해 합성 될 수 있습니다. 입자의 파동 특성으로 인해 위치의 정확한 위치를 결정할 수 없습니다. 결과적으로, 두 개의 핵은 때로는 서로 가깝게되어 더 무거운 핵을 합성합니다. 지구보다 백만 배나되는 백색 왜성의 깊이에서 수소의 차가운 합성은 약 10 만년이 걸리고 탄소는 약 2 백개의 우주론 적 십년 (10,200 년)이 걸린다. 따라서 백색 왜성은 헬륨 조성을 유지하는 경향이있다. 그러나 주어진 시간 간격은 너무 길어 차가운 융해가 양성자 붕괴 단계에서 백색 왜성의 진화에 큰 영향을 미치지 않으며 1037 년에 발생합니다. 차가운 융합이 현대 우주에서 흥미로운 역할을하지 않는 이유는 분명합니다.

백색 왜성이 양성자 붕괴 동안 질량을 계속 잃어 감에 따라 그 구조는 두드러진 변화를 겪습니다. 퇴화 된 물질의 비논리적 성질로 인해 백색 왜성의 반경 크기는 질량이 감소함에 따라 증가한다. 별이 팽창하면 밀도가 감소하고 물질은 결국 변성을 멈 춥니 다. 이 변화는 별의 질량이 태양 질량보다 약 천배 작은 목성의 질량으로 감소 할 때 발생합니다. 진화의이 단계에서, 별은 물의 밀도와 반경이 태양보다 10 배 작습니다. 별은 얼어 붙은 수소 원자로 구성되어 있습니다. 얼음 수소의 거대한 공.

퇴화 된 상태가 사라진 후, 백색 결정질 왜성은 작아 져서 더 이상 별처럼 기능하지 않게 될 때까지 계속 감소합니다. 이 마지막 전환은 항성 진화의 끝이됩니다. 진정한 별은 그것이 투명해질 때 죽는다. 별 안쪽으로 전파되는 복사선은 산란없이 자유롭게 분리 될 수있다. 이 전환점에서 별의 질량은 단지 10 24 그램으로 지구의 질량보다 약 6 천 배 더 작습니다.

따라서, 진화의 두 번째 단계에서 대부분의 별들은 달보다 약 70 배 작은 크기의 수소 덩어리로 변하기로되어있다. 양성자 붕괴 과정이 끝나면이 덩어리는 계속 증발합니다. 따라서 백색 왜성의 최종 운명은 분명해진다. 별의 모든 에너지는 궁극적으로 성간 공간으로 방출됩니다. 그리고 다시, 열역학은 궁극적으로 중력보다 우위에 있습니다.

중성자 별, 희귀하고 밀도가 높은 백색 왜성의 친척들은 비슷한 방식으로 증발합니다. 양성자 붕괴는 약 4 백 와트의 중성자 별과 거의 동일한 총 광도를 제공합니다. 중성자 별은 백색 왜성보다 훨씬 작습니다. 그러므로 동일한 복사 전력을 가지려면이 별들의 표면이 더워야합니다 : 일반적인 중성자 별의 경우 켈빈 온도가 약 3도. 대략이 온도는 오늘날의 우주에서 가장 낮은 온도를 결정하는 현대적인 방사선을 가지고 있습니다. 37-90 번째 우주론 시대에, 3 도의 켈빈 온도에서 희미한 빛을내는 중성자 별은 우주에서 가장 뜨거운 물체 중 하나입니다.

그러나 삶의 마지막 단계에서 중성자 별은 백색 왜성과는 다소 다릅니다. 중성자 별이 양성자 붕괴 과정에서 질량을 잃어 감에 따라 밀도가 낮아지고 궁극적으로 중성자 변성이 사라집니다. 중성자가 퇴보하자마자 그들은 중성자가 양성자, 전자 및 중성미자로 변환된다. 이 변화는 별의 질량이 태양 질량의 10 분의 1 이하로 떨어지고 반경이 약 164 킬로미터가 될 때 발생합니다. 이 단계에서 밀도는 여전히 전자가 퇴화 된 상태로 유지 될만큼 충분히 크며 별은 백색 왜성과 매우 유사합니다. 백색 왜성과 비슷한 나머지 항성 물체는 전자의 축퇴가 사라질 때까지 계속해서 증가하는 양성자가 붕괴됨에 따라 계속 질량을 잃는다. 그것은 우리의 물체가 태양의 질량의 천분의 일을 넘지 않는 얼음의 수소 블록으로 변합니다. 그런 다음 양성자는 결정 격자에서 붕괴되며 결국 결정의 완전한 증발과 방사선 및 작은 입자로의 변환으로 이어진다. 결국에는 중성자 별이 남아 있지 않습니다.

행성의 장기 운명은 비슷한 역사를 가지고 있습니다. 행성은 또한 양성자로 주로 구성되어 있는데, 그 결과로 행성이 증발하여 방사선으로 변합니다. 남은 행성들이 양성자 붕괴의 과정에서 붕괴되기 시작할 무렵, 그들은 오랫동안 부모 별과 분리되어 광대 한 우주 공간에서 홀로 방황 할 것이다. 지구가 천천히 파괴되면서 지구와 같은 행성의 경우 단지 1 밀리 와트 (milliwatt)의 전력을 생산합니다. 그리고 행성에는 처음에는 별보다 무거운 원소가 포함되어 있지만, 그 시간에는 얼어 붙은 수소가 될 것입니다. 순수한 철로 이루어진 행성조차 38 번째 우주론 시대 - 약 6 개의 양성자 반감기에 의해 붕괴 될 것입니다. 39 번째 우주론 시대 동안, 행성은 수소 결정의 작은 덩어리에서 완전히 파괴 된 상태로 진화 할 것입니다.

40 번째 우주 시대에 이르면 우주의 거의 모든 양성자가 붕괴되고 퇴화 된 별의 잔재물은 사라질 것입니다. 언뜻보기에, 이것은 양성자와 전자의 혼합이 적은 양성자와 중성미자로 주로 구성된 방사성 바다의 딱딱하고 파괴 할 수없는 별의 잔해로 대체 될 것입니다. 우주는 새로운 성격을 얻을 것입니다. 때로는이 거대한 황폐화의 거대한 영역에서 소위 블랙홀 (black holes)이라고 불리는 극단적으로 곡선 된 시공간의 독방 영역이 발견됩니다. 부패 시대가 끝나갈 무렵, 태양 질량이 1에서 수십억에 이르는 블랙홀은 완고하게 다음 시대로 들어 서기 위해 노력합니다.

참고 사항 :

반대 단어의 조합. - 약. 트랜스.