백색왜성의 역사와 형성 특징 알아보기

백색왜성의 역사와 형성 특징 알아보기

백색왜성은 중지량의 별이 융합 후에 도달하는 물체입니다. 비교적 가벼운 질량 때문에 이런 종류의 항성은 노심이 붕괴하여 온도나 압력이 상승해도 탄소 융합을 일으키기에 충분한 온도에 이르지 못하게됩니다. 헬륨의 융합 과정에서 붉은 거성이 된 후에 대기가 방출되어서 행성 성운이 형성되어 핵만 남아 주로 탄소와 산소가 하얀 왜성이 형성됩니다.

흰 왜성에는 이제 융합이 없습니다. 그 때문인지 에너지를 발생시킬 수 없어서 서서히 냉각되어 중력에 의해서 핵이 붕괴하는 것을 막는일은 따로 없으며 최종적으로 매우 밀집합니다. 보통 태양의 질량 절반 정도가 지구 부피와 결합하는데 전자 우울증은 더는 붕괴를 일으키지 않고, 부피를 유지할 수 있습니다.

전자 강하 물이 견딜 수 있는 최대 질량은 태양의 1.44배 정도입니다. 이것은 찬드라 세 칼 한계라고 불리우는데 흰 왜성은 이 한계를 넘지 않는 별에서 동시에 찬드라 세 칼 한계를 넘어서면 태양의 약 3배의 질량을 넘으면 중성자별이 되어 블랙홀이 되는 것입니다.

 

백색왜성 형성

여중간 질량을 가지고있는 항성은 헬륨과 수소가 핵융합하면서 흰 난쟁이가 됩니다. 핵융합이 끝나게된다면 거성이 되어 대기 중에 대부분 물질들을 방출하여 행성상 성운을 형성하게됩니다. 최종적으로는 10만 도 이상의 뜨거운 핵밖에 남지않게 되며 초기의 흔 왜성에 의해서 핵은 안정화됩니다.

전형적인흰 왜성은 태양 질량의 절반으로, 그 지름은 지구의 것보다 약간은 큽니다. 백색 왜성의 밀도는 매우 높으며 이 밀도 이상의 밀도는 중성자 특이적, 블랙홀, 가상 쿼크 특이적입니다. 전형적인 물질의 부피가 클수록 질량이 커지게됩니다.

이른바 변성 백색왜성은 중력에 의해서 작아지는데 흰왜성의 최대질량 한계는 태양의 1.4배의 찬드라세 칼 한계로 불리우게됩니다. 이 질량을 넘게되면 전자 우울증에 지지가 된별은 고중력 때문에 마침내 붕괴가 되어서 중성자별을 형성하게됩니다.

이를 질량의 제한 때문에 많은 고질량별이 백 왜성이 될 가능성은 낮지만 실제로는 대부분의 별이 백 왜성으로 생을 마감하게됩니다. 이는 핵융합의 최종단계에서 질량 대부분이 우주로 방출되기 때문입니다.

 

백색왜성 특징

때에 따라 어느 정도의 차이가 있을 지 모르겠지만, 대부분의 백색왜성은 지구 정도의 크기에 태양 질량의 0.5 ~ 0.6배의 질량이 응집되어 있습니다. 지구는 태양 지름의 1/100에 불과하므로, 백색왜성의 부피는 태양 부피의 1/1,000,000가량이며. 따라서 백색왜성의 밀도는 태양의 밀도의 1,000,000배 정도의 해당합니다.

그 정도의 높은 밀도를 가진 물질은 축 퇴물지리라고 불리우는데 축 퇴물질에 대한 것은 1930년대 양자역학으로 설명되었습니다. 백색왜성이 중력 때문에 붕괴하지 않을 수 있는 이유는 전자축퇴압 때문이며, 이 힘은 온도와는 무관하며 밀도에만 관련 있다는 것입니다.

모든 관측된 항성에 대해 절대 등급에 대한 색지수의 표, 즉 헤르츠스프로-러셀 도표를 작성한다면, 도표상에서 절대 등급과 색지수의 모든 가능한 조합이 가능한 것은 아닙니다. 도표상에서 주계열이라고 불리는 띠를 이루며 놓이게 됩니다. 주계열은 왼쪽 위의 뜨겁고 밝은 영역에서 오른쪽 아래의 차갑고 어두운 영역으로 이루어져 있습니다.

주계열상의 차갑고 질량이 낮은 별은 붉게 보이기 때문에 적색왜성이라고 하며, 때로 더욱 차가운 별은 갈색 왜성이라고 불리기도 합니다. 이러한 종류의 별은 백색왜성과는 아주 다른 천체이다. 적색왜성에서 붕괴로부터 질량을 지탱하는 힘은 이상기체 방정식을 따르는 뜨거운 기체입니다.

반면, 백색왜성은 헤르츠스프로-러셀 도표상에서 왼쪽 아래, 즉 뜨겁고 어두운 부분에 있습니다. 대부분의 백색왜성은 극도로 뜨거우며 이러한 열은 붕괴 과정에서 발생한 열로, 인근 별에서 물질을 흡수하지 않는 한 계속해서 생성되는 것은 아닙ㄴ디ㅏ.

하지만 백색왜성은 매우 작으며, 따라서 백색왜성의 열은 매우 적은 면적을 지니는 지표면을 통해서만 발산될 수 있습니다. 이러한 이유로 백색왜성은 매우 오랫동안 뜨거운 채로 남아 있을 수 있습니다. 여러 증거로 판단한건데 백색왜성의 내부는 세월이 지나면서 식어감에 따라 서서히 결정화되는 것으로 추측이 됩니다.

수많은 시간이 지나 백색왜성이 주변 온도와 같이 완전히 식고 나면 마침내 흑색 왜성으로 변하게 됩니다. 이론에 의하면, 흑색 왜성은 주변 우주와 같은 온도이며, 단지 전자기파만 약하게 생성하고 있을 뿐이다. 하지만 실제로 우주의 나이는 어떤 백색왜성으로 흑색 왜성으로 식을 만큼 오래되지 않았습니다.

즉 현재 우주에는 흑색 왜성이 존재하지 않는 것으로 생각이 되며 현재까지 발견된 가장 차가운 백색왜성은 3,900 켈빈 정도입니다. 백색왜성이 식어가는 속도는 식어감에 따라서 점점 느려집니다. 20,000 켈빈에서 5,000 켈빈까지 식는 시간과 5,000 켈빈에서 4,000 켈빈까지 식는 시간은 같습니다.

결국 20,000 켈빈의 온도를 지니는 태양 질량의 절반 정도인 백색 왜성이 주변 온도와 같아지려면 250억 년 정도의 시간이 걸립니다. 반면 우주의 추정 나이는 130억 년 정도입니다. 많은 인근의 젊은 백색왜성은 약한 X선을 방출하는 것으로 밝혀져 있으며 이는 X선 천문학과 자외선 천문학을 통하여 백색왜성의 얇은 대기구조와 조성에 관한 연구를 가능하게 해줍니다.

백색왜성은 찬드라세카르 한계로 말미암아 태양 질량의 1.4배를 초과할 수 없습니다. 하지만 이 한계를 넘어서는 방법이 존재하는데 쌍성계를 이루는 백색 왜성은, 동반성으로부터 물질을 계속해서 받아들입니다. 만약 흡수한 물질이 백색왜성을 짓눌러서 축퇴압력이 더는 버티지 못하는 수준에 이르게된다면 백색왜성은 폭발하게 됩니다.

이것은 la형 초신성이라고 하며 모든 초신성 형태 가운데 가장 강력한 형태입니다. 만약 흡수 물질이 백색왜성을 짓누르지 않고 대신 표면에서 핵융합을 일으킨다면, 백색왜성은 생성된 에너지로 말미암아 밝게 빛나면서 대기를 우주로 발산하게 됩니다.