물론 그렇게 압축이 된다면 고온 고압의 좁쌀형태가 될 것입니다
이때 블랙홀로 변하는 지를 알기 위해서는 두가지 힘을 알아야 합니다
하나는 서로 잡아당기는 인력 즉 중력이고
다른 하나는 원자 주변의 전자가 다른 원자의 전자들과 충돌하며 서로 밀쳐내는 힘입니다
이 두가지 힘이 서로 작용하게 될텐데....
중력은 아시다시피 질량이 커질수록 중력도 커지지만
전자가 서로 밀쳐내는 힘은 일정합니다
따.라.서 좁쌀의 중력이 전자들이 서로 밀쳐내는 힘보다 커지게되면 좁쌀은 스스로 붕괴되어 블랙홀이 되고
그렇지 않다면 형태를 유지하게 될 것입니다
이때 블랙홀이 되는 중력의 질량값을 찬드라세카의 한계질량이라고 하는데 위키백과 내용을 소개합니다
찬드라세카르 한계(Chandrasekhar limit)는 안정된 백색왜성의 최대 질량이다. 이 한계는 1929년에 빌헬름 안데르손과 에드문드 클리프턴 스토너가 처음 발표했으며, 그 뒤 1930년에 19세의 나이로 그 계산을 발전시킨 인도계 미국인 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르의 이름을 따 명명되었다. 이 한계 이론을 위해서는 블랙홀의 존재가 논리적으로 필요하나, 당시 블랙홀의 존재는 과학적으로 불가능하다고 여겨졌기에, 처음 발표되었을 때 학계에서 무시되었다.
이상기체의 열압력으로 중력붕괴를 막는 주계열성과 달리, 백색왜성은 전자축퇴압을 통해 중력붕괴를 이겨내고 있다. 찬드라세카르 한계 이상의 질량을 가지고 있으면, 항성의 핵 속의 전자축퇴압이 불충분해 항성 자체의 중력으로 인한 인력과 균형을 맞추지 못한다. 고로 한계 이상의 질량을 가진 백색 왜성은 중력붕괴가 계속 일어나 다른 형태의 밀집성(중성자별이나 블랙홀)으로 진화하게 된다. 한계 이하의 질량을 가지고 있다면 백색왜성으로 안정적으로 남아 있을 수 있다.[1]
현재 받아들여지고 있는 한계값은 약 1.44 M( 2.864 × 10^30 kg)이다.
-태양 질량의 1.44배라는 뜻...결국 엠파이어스테이트 빌딩의 질량으로는 어림도 없음
위키백과
ps. 물론 중학생때 책에서 본 것일 뿐 이쪽 전공자도 아니니 틀릴 수도 있습니다
아마 진짜 전문가 분이 오류가 있다면 정정해주시겠죠
작성일 : 14-01-26 12:37
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