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White Dwarf Stars
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초기 태양 질량에 따른 구분* | |||||||||||
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| 늙은 주계열성 |
초대질량 항성 (쿼시 별) |
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후주계열단계
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청색왜성 | 준거성 |
볼프-레이에별WL LBV |
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| 거성色* | 초점근거성가지 |
(LBV) 초거성· 극대거성色* |
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| 적색거성 |
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수평가지별 (적색덩어리거성) |
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점근거성가지 (OH/IR 별) |
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(OH/IR 초·극대거성) |
볼프-레이에별WL | |||||||||
| 행성상성운· PG 1159 별 | 초신성· 극초신성 |
쌍불안정성 초신성 |
극초신성 | |||||||
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밀집성
단계와 그 후 |
헬륨 백색왜성* | 백색왜성 |
중성자별 (킬로노바·마그네타) |
블랙홀 | 잔해 없음 | 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 흑색왜성*· Ia형 초신성· 헬륨 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 철 별* | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 블랙홀 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 초대질량 블랙홀로 흡수 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| 호킹 복사로 소멸 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
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| 왼쪽 아래의 작은 점이 최초로 발견된 백색왜성인 시리우스 B이다.[1] |
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| 영원한 어둠 전의 마지막 한 줄기 빛 - 백색왜성과 흑색왜성[2] |
1. 개요
백색왜성( 白 色 矮 星, WD; White Dwarf)은 작거나 중간 정도의 질량을 가진 항성들이 수명을 다 한 뒤 남은 잔해다.태양과 같은 질량이 상대적으로 큰 별은 연료가 모두 소진된 후 외층을 모두 우주로 날려버리는 행성상성운 상태를 겪은 뒤 남은 핵이 백색왜성이 되며, 적색왜성과 같은 질량이 상대적으로 작은 별들은 연료가 소진된 후 청색왜성이 되어 시간이 더 지나면서 백색왜성으로 변한다.
백색왜성이라는 명칭은 1922년 네덜란드계 미국인 천문학자인 빌럼 라위턴(Willem Luyten)이 처음으로 붙였다. 이 사람은 네덜란드령 동인도(현재의 인도네시아) 자바 출신으로 박사학위를 딴 뒤에는 줄곧 미국에서 활동하면서 여러 백색왜성을 연구했으며 95세까지 살다가 1994년 사망했다. 적색왜성들 중에서 지구와 매우 유사한 환경을 가진 행성을 거느리는 것으로 추정하는 루이텐의 별(Luyten's Star)은 이 사람의 이름을 따서 붙인 것이다.
2. 설명
백색왜성은 밀집성 가운데 가장 작은 질량을 가지는 천체다. 가장 작은 질량은 태양 질량의 0.075배에서 가장 높은 질량은 태양 질량의 1.44배까지 가능하다.물론 백색왜성은 형식상의 이름이지 백색만을 띠는 왜성이 아니다. 막 태어난 백색왜성과 같이 보랏빛을 띠는 것도 있고, 시리우스와 같이 청색을 띠는 것도 있으며, 온도가 낮은 백색왜성은 주황색을 띠기도 한다. 이들 역시 시간이 지남에 따라 식어가면서 적색으로 변하게 된다.
백색왜성은 보통 핵융합반응을 통해 생성된 탄소와 산소를 주성분으로 하고 있으며, 핵융합 반응을 일으킬 수 없으므로 스스로의 중량을 지탱할 힘을 얻을 수 없다. 따라서 이 별은 자신의 중력에 의해 스스로 무너지고 핵이 급속도로 수축하게 되지만, 전자축퇴압(electron degeneracy pressure)에 의해 도중에 수축이 막혀버리고 그대로 식어 안정되며 그 밀도는 태양 평균밀도의 100만 배에 달한다.[3][4] 이런 고밀도 상태를 전자축퇴압이라는 힘으로 버티는데 그럴 수 있는 질량의 한계를 찬드라세카르 한계라고 부르며 회전하지 않는 백색왜성의 경우 태양의 약 1.44배이다.[5] 지금까지 발견된 가장 무거운 백색왜성은 ZTF J1901+1458인데, 태양 질량의 1.35배에, 달과 비슷한 지름(약 3618km)을 가지고 있다.
백색왜성의 크기는 보통 '지구 크기'로 알려져 있으나, 이는 태양 질량의 별이 행성상성운으로 질량을 방출하고 남는 백색왜성에 한정된 이야기이며, 질량에 따라 크기가 다르다. 흥미로운 점은, 백색왜성은 축퇴 물질로 구성되어 있기 때문에 일반 물질과 달리 질량이 늘어나면 크기는 반비례하여 줄어든다.[6] 찬드라세카르 한계 직전인 최대 질량의 백색왜성은 지름이 1700km로, 달의 절반 수준으로 예상되는 반면, 최소 질량 항성(태양 질량 0.075배)의 백색왜성은 해왕성 정도의 크기일 것이라고 한다. 따라서, 가장 작은 별이 오히려 가장 큰 백색왜성으로 진화하게 된다.
백색왜성의 높은 표면 중력은 중력 적색편이를 일으키며, 이를 이용하면 주계열성과 쌍성을 이루고 있는 백색왜성의 직경을 직접적으로 결정할 수 있다. 먼저 짝별인 주계열성과 백색왜성의 분광선을 비교하여 알아낸 중력 적색편이를 통해 백색왜성의 표면 중력을 구한 후, 쌍성계의 궤도 요소를 결정하여 알아낸 백색왜성의 질량을 이용하면 백색왜성의 직경이 도출된다.
백색왜성의 지름과 질량의 관계는 대략적으로 다음 공식을 따른다. 여기서 R은 백색왜성의 지름(km), M은 백색왜성의 질량, M⊙은 태양 질량이다. 출처
[math(
R \approx 17145\left(\dfrac{M}{M_{⊙}}\right)^{-1/3}\left(1-0.615\left(\dfrac {M}{M_{⊙}}\right)^{4/3}\right)^{1/2}
)]
백색왜성의 성분 또한 항성의 질량에 따라 다르다. 태양 질량의 8~10배에 해당하는 별들은 산소, 네온, 마그네슘이 주성분이 되며, 태양 질량 0.5~8배의 별들은 탄소와 산소가 주성분이다. 태양 질량 0.075~0.5배의 별들은 헬륨이 주성분인 백색왜성이 되지만, 이들의 수명은 우주 나이보다 길기에 항성 진화를 통해 생성된 헬륨 백색왜성은 이론상의 천체로 남아있다. 다만 현 우주에서도 생성이 아예 불가능한 것은 아닌데, 헬륨 핵을 가진 적색거성이 다른 천체의 접근으로 인해서 질량을 잃으면 헬륨 백색왜성이 생성될 수 있기 때문이다. 관측된 헬륨 백색왜성 가운데에는 토성 정도의 크기를 가진 것도 있는데, 생성된지 얼마 되지 않은데다가 낮은 질량으로 인해 아직 완전히 수축되지 못하였기 때문이다. 백색왜성의 내부 구조는 구성 원소가 다른 여러 층으로 분화된 층상 구조일 것으로 예상된다. 이때 맨 바깥층은 보통 거의 완전히 수소로 이루어져 있기 때문에 백색왜성의 스펙트럼에서는 보통 수소선만이 매우 두드러지게 관찰되고, 소수를 차지하는 헬륨 백색왜성의 경우 헬륨선이 관찰된다. 백색왜성의 분광형을 표시할 때는 수소선만 보이는 통상적인 백색왜성을 DA, 헬륨선이 보이는 것을 DB로 나타낸다.
백색왜성의 표면온도는 상당히 높지만, 이 열은 어디까지나 뜨거운 핵의 잔열 및 별의 중력수축으로 발생한 열이며 스스로 에너지를 생산해내는 건 아니다. 따라서 백색왜성은 시간이 감에 따라 점점 식게 되며, 다 식으면 흑색왜성이 되어 눈에 띄지 않게 된다. 다만 백색왜성에 있는 열 에너지는 꽉 붙잡혀 있는 상태라서 표면으로 복사를 통해서만 전달되는데, 이게 매우 비효율적인 방식이라 거의 영원에 가까울 정도로 천천히 식는다. 이론적으로 태양 질량의 50%의 100,000K에 달하는 백색왜성이 주위 5K 이하인 흑색왜성이 되는 데에 걸리는 시간은 우주의 나이인 138억 년을 훌쩍 넘는 900조 년에 달하기 때문에 현재는 흑색왜성이 존재하지 않는다고 생각된다. 만약 실제로 존재한다 하더라도, 다 식어버린 데다 자체적으로 에너지를 발산하지 않기 때문에 발견이 극도로 힘들다. 블랙홀은 물질이 빨려들어갈 때 방출되는 어마어마한 X선을 통해서 발견이 되는 반면에, 흑색왜성은 그런 것도 없다. 다만 중력 렌즈 효과 등 중력에 의한 현상을 관찰하면 발견할 가능성이 있긴 하다. 실제로 외계 행성을 발견하는데 중력 렌즈 효과[7]를 사용하는 경우가 존재하기 때문이다. 그러나 흑색왜성은 대부분의 외계 행성들과 달리 독립적으로 존재하는 개체일 확률이 크기 때문에, 매우 특수한 경우에만 조건이 성립되어 적용할 수 있을 것으로 생각된다.
참고로 현재 발견된 가장 차가운 백색왜성은 PSR J2222-0137 B로, 질량은 태양의 105%에 표면온도는 2900~3000K이다. 이 백색왜성은 짝별로 펄서를 두고 있는데,[8] 이전에 알려진 가장 차가운 백색왜성이었던 WD 0346+246(질량은 태양의 15%)과 달리, 펄서를 짝별로 두고 있는 탓에 질량이 태양 수준임에도 불구하고 이례적으로 빨리 식어서, 높아봐야 3000K 정도라고 한다. 얼마나 어두운지 지금까지 알려진 것보다 10배나 더 어두웠다고 하며, 그래서 직경 10m짜리 켁 천문대 망원경으로도 제대로 관측이 안 되었다. 결국 이를 관측하기 위해서는 초장기선배열전파망원경(VLBA) 등을 동원한 끝에 겨우 성공했다. 일반적으론 태양의 절반 정도의 질량을 가지는데 이들은 현재 우주의 나이(137억년) 내에선 5000K 이하로 식을 수 없다고 한다.
백색왜성이 식어서 흑색왜성이 되면 내부에 있는 탄소들이 결정화되어 매우 거대한 다이아몬드 덩어리가 탄생할 것으로 보인다. 그러나 표면 중력이 현재 인간의 장비로는 견딜 수 없을 정도로 높은지라 채굴이 가능할진 의문이다. 채굴을 한다쳐도 그 어마어마한 중력에서 빠져나오는 것 역시 힘들 것이다. 종종 자극적인 제목으로 낚시를 하기 위해 백색왜성 관련 기사에 다이아몬드 별이라는 표현이 등장하기도 한다. 대표적인 경우가 아기공룡 둘리 시리즈에서 등장하는 다이아몬드 별과 결부시킨 이런 기사. 하지만 다른 천체의 접근 또는 충돌로 인해 질량을 충분히 잃으면 축퇴가 풀려 다이아몬드 행성으로 변할 가능성이 있다고 한다.
2.1. 자전속도
백색왜성의 자전속도는 질량에 따른 편차가 매우 큰 편이지만, 항성에서 진화하기 때문에 초기 질량이 태양 질량보다 크다면 지구보다 빨리 자전하며, 초기 질량이 높을수록 더 빨리 자전한다.[9] 또한 백색왜성의 질량이 높을수록 축퇴물질의 특성상 크기가 작아지기 때문에 더 빨리 자전한다.이러한 까닭은 각운동량 보존 법칙에 있다. 다리를 뻗고 있는 피겨스케이팅 선수가 다리를 오므리면 빨리 도는 것과 같은 원리이다. 수 AU에 달하는 적색거성이 백색왜성 크기로 줄어들기 때문에 속도가 빨라지게 된다. 물론 중성자별에 비할 바는 안되지만, 그래도 수십 분에 한 번씩은 자전하며, 일부 백색왜성의 경우 수 분에 한 번씩 자전하기도 한다. 이 정도면 펄서라 봐도 되며, 실제로 백색왜성 펄서가 발견된 적이 있다. #
3. 기타
3.1. 맥동백색왜성
맥동적인 광도 변화가 있을 경우 맥동백색왜성으로 칭한다. 맥동변광성의 하위 분류이다.3.2. 슈퍼 찬드라세카르 백색왜성
슈퍼 찬드라세카르 백색왜성 / Super-Chandrashekar Mass White Dwarf2000년대 들어 관측장비의 발달로 40억 광년을 넘어서는 거리에 있는 천체들도 관측이 가능해지면서 찬드라세카르 한계를 위반하는 백색왜성들이 발견되기 시작했다. 2003년 발견된 Ia형 초신성인 SN 2003fg의 기원이 되는 백색왜성이 태양질량의 2배가 넘는 질량을 가지고 있을 가능성이 높다는 연구 결과가 나온 것을 시작으로, 2000년대에만 4개 이상의 찬드라세카르 한계를 넘어서는 질량을 가지고 있는 백색왜성들이 발견되었고, IRAS 00500+6713같은 슈퍼 찬드라세카르 백색왜성 후보도 수십개나 발견되었다. 이런 특이한 백색왜성들을 따로 슈퍼 찬드라세카르 백색왜성(Super-Chandrashekar Mass White Dwarf)으로 부르기 시작했다. 찬드라세카르 한계와 슈퍼 찬드라세카르 백색왜성간의 모순점은 한때나마 해당 백색왜성들의 표면이 정상적인 구와 같은 구조가 아니라 울퉁불퉁한 구조를 가지고 있기 때문이라는 주장으로 설명되었었다. 그러나, 추가적인 관측에서 SN 2003fg의 편광이 상술한 주장이 예측한 것에 한참 못미치는 0.3 이하인 것이 밝혀지면서 슈퍼 찬드라세카르 백색왜성들의 정체는 또다시 미궁으로 빠져버린 상태다.
4. Ia형 초신성
백색왜성이 다른 별과 같이 있을 경우 그 별의 물질을 빨아들이는 경우가 있는데, 그 양이 많지 않을 경우 표면에서 핵융합반응을 일으켜 밝게 빛나는 경우가 있다. 이것을 신성이라고 하며, 쌓인 물질이 소비되고 나면 다시금 빛을 잃게 된다. 그러나 그 물질이 너무 많을 경우 백색왜성의 전체 질량이 찬드라세카르 한계(태양 질량의 1.44배)를 넘어서면 백색왜성의 내부 압력이 자체 질량을 이기지 못하고 붕괴해 버린다. 그리고 이 백색왜성은 핵융합 반응과 동시에 엄청난 폭발을 일으켜 산산조각 나게 되는데, 이것을 Ia형[10] 초신성이라고 한다. 이 Ia형 초신성 폭발은 지금도 매우 흔하게 일어나는 초신성 폭발이며, 우주에 중원소를 뿌려준다. 앞서 말했듯이 대부분의 별은 백색왜성이 되기 때문에 백색왜성이 전체 별들 중 6%나 되는 수를 차지할 정도로 꽤 흔하다.신성보다 훨씬 어둡지만 폭발의 크기는 100만 분의 1에 불과한 마이크로노바(micronova)가 있다. #
Ia형 초신성 폭발이 일어나면 축퇴된 산소가 엄청난 폭발을 일으켜 별 전체가 1초 만에 폭발하게 되며 온도도 1조 K 이상 올라간다. 이 상태에서는 에너지를 내놓는 발열 반응뿐만 아니라 흡열 반응이 매우 활발히 일어나 산소보다 작은 질소와 탄소가 많이 생성되는 것은 물론, 철보다 무거운 원소도 미량 생성된다. Ia형 폭발로 흩뿌려지는 구성 원소들의 질량비로 따지면 산소가 50.3%로 가장 많이 튀어나오고, 탄소와 질소도 26% 가량으로 많이 나오며, 네온이 6.54%, 나트륨부터 티타늄까지의 원소들은 11.8%, 철은 5.1%, 기타 망간, 바나듐, 크롬, 코발트, 니켈과 같은 철족 원소 0.25%, 그리고 구리보다 무거운 기타 원소들도 0.01% 정도 나온다.
단, Ia형 초신성 폭발에서는 팔라듐까지만 생성이 되고 그 이상부터는 거의 생성되지 않는데, 격렬한 산소, 탄소 핵융합으로 인해 백색왜성이 빨리 해체되어 기체로 흩어져 버리고, 백색왜성은 아무리 무거워도 일반 초신성 폭발처럼 중심부에 니켈까지 형성된 상태가 아니라 대부분은 산소이고 극히 일부가 규소나 황, 칼슘, 타이타늄 정도로 이루어져 있어 가벼운 원소부터 시작하기 때문이기도 하다. 또한 철을 생성할 때 백색왜성이 이미 다 해체된 상태이기 때문에 에너지가 부족해 구리보다 무거운 원소, 즉 구리부터 팔라듐까지도 0.01%밖에 생성되지 않으며 그마저도 구리~지르코늄까지의 비중이 높기에 은 이상의 매우 무거운 중금속은 생성되지 못하게 된다. 따라서 Ia형 초신성 폭발로는 우라늄, 플루토늄과 같은 극히 무거운 금속은 생성하기 힘들고, 팔라듐과 은까지만 주로 생성할 수 있다. 다만 과거 적색거성 시절에 느린 중성자 포획 과정으로 형성했던 비스무트까지는 내뿜을 수 있다. 물론 이런 무거운 원소 비율은 전체의 0.0001%도 채 되지 않는다. 반면 II형 초신성 폭발은 무거운 외부를 밀어내야 하므로 시간을 벌 수 있고, 중심핵은 이미 철, 니켈까지 형성되어 있고, 자체 질량이 커 내부의 밀도가 크므로 중성자, 양성자 등의 대량 포획으로 우라늄뿐 아니라 플루토늄 이후의 원소[11]까지도 형성 가능하다. 산소-네온-마그네슘 백색왜성의 경우 일반적인 탄소-산소 백색왜성에 비해 무거운 원소를 가지고 시작하므로 Ia형 초신성 폭발시 더 많은 중원소를 만들 것으로 예상된다.
Ia형 초신성 폭발은 우주에 존재하는 철과 니켈 원소의 주요 생성 원인이다. 이에 반해 무거운 별에서 일어나는 II형 초신성의 경우 비교적 가벼운 원소들인 산소, 네온, 마그네슘, 규소 등의 원소[12] 의 주 원인인 것과 상반된다. 비교적 젋고 무거운 별에서 일어나는 II형 초신성 폭발과 달리 Ia형 초신성 폭발은 백색 왜성 단계에 도달해야 하므로 비교적 늙은 항성 집단에서 발생한다.
약 1천 500광년 떨어진 게자리에서 처음으로 백색왜성을 모성으로 하는 행성계가 발견되었다. 상당수 존재할 것으로 예측되고는 있으나 실제로 발견한 것은 첫 사례. # 이후 백색왜성이 모성인 행성계가 몇 개 더 발견되었다.
5. 전자 포획 초신성
산소, 네온, 마그네슘을 가진 백색왜성이나 중심핵이 찬드라세카르 한계를 넘어갈때 발생한다. 백색왜성뿐만 아니라 태양 질량의 8~12배 사이의 초점근거성 중 일부가 맞이하는 최후이기도 하다. 위의 Ia형 초신성과 달리 중성자별을 남기는 초신성이다.[13]탄소-산소 백색왜성은 탄소가 거의 대부분이고 탄소의 핵융합 기준이 산소보다 훨씬 낮아 탄소는 핵융합을 시키지만 산소까지 핵융합시킬 정도가 되면 상당 부분이 해체되고, 철까지 생성시키면 거의 해체된 수준에 이르게 된다. 따라서 탄소-산소 백색왜성이 질량을 넘어 폭발하면 격렬한 핵반응과 함께 중심부의 잔해를 남기지 않는다.
반면 산소, 네온, 마그네슘은 핵융합의 기준이 하나같이 똑같다. 핵융합의 순서가 수소, 헬륨, 탄소, 산소, 네온, 규소까지인데, 산소, 네온, 규소의 핵융합 기준이 태양 질량의 12배 이상이기 때문에 가능한 것이다. 한마디로 말하자면 사실상 다이렉트로 철까지 만들 수 있는 상태라는 것이다.
따라서, 산소-네온-마그네슘 백색왜성이 질량 초과로 붕괴돼서 산소 핵융합이 개시될 압력과 온도로 올라가면, 네온, 마그네슘도 같이 핵융합을 시작하고, 백색왜성은 순식간에 붕괴되기 때문에 빠르게 철까지 만들 것이다. 그리고 철들은 중성자 포획을 하여 하나의 덩어리를 만들게 되는데, 이것이 중성자별이라 불리는 천체다.[14]
6. 기타
Ia형 초신성은 천문학에서 매우 유용하게 이용되는데, 이는 Ia형 초신성이 항상 태양의 1.44배의 질량에 도달할 때 폭발하는 특성 탓이다. 늘 같은 질량에서 폭발하기 때문에 밝기가 정해져 있고, 따라서 지구상에서 관측되는 밝기를 바로 초신성까지의 거리로 변환할 수 있다.[15]이 분야의 대가로는 인도 출신[16]의 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르가 있다. 찬드라세카르는 이 백색왜성에 대한 연구로 노벨물리학상을 수상했다. 해당 연구는 주계열성이 밀집성이 되는 최소 질량인 찬드라세카르 한계에 대한 연구인데, 굉장히 유명한 논문이다보니 인용이 잘 안 된다. 유명한데도 불구하고 인용이 안 되는 이유를 잘 모르겠다면 뉴턴의 프린키피아가 인용되는 일이 있는지 생각해보자. 너무 유명해서 학술지에 게재된 논문을 읽을만한 수준의 웬만한 지식인들은 모두 알고 있을만한 정보이기 때문에 굳이 논문을 인용해서 참고해보라고 할 필요가 없는 것이다.
2016년 기존의 중성자별 크기의 개념을 쌈싸먹는 초거대 크기의 펄사인 AR Sco (=AR Scorpii = 전갈자리 AR)이 발견되었다. 천체 지름이 자그마치 12,000Km로 지구 크기와 거의 같으며 2분에 1회 자전한다. 최근 연구에 의하면 이는 중성자별이 아닌 백색왜성으로 분류되었으며, 최초로 발견된 백색왜성 펄사라고 한다.
2021년 9월 6일, 백색왜성에 대한 지금까지의 상식을 완전히 뒤엎는 충격적인 사실이 담긴 논문이 nature astromnoy에 게재되었다. 항성이 죽어가는 마지막 단계라고 여겨졌던 다수의 백색왜성에서 수소핵융합 활동이 발견된 것. 이 발견으로 인해 기존의 '연소에 필요한 재료를 모두 소진하고 서서히 냉각되어가는' 백색왜성에 대한 개념이 새로 고쳐져야할 판이 되었다. 또한 온도가 냉각된 정도로 백색왜성의 나이를 추정하고 이를 통해 은하의 나이를 도출하던 기존의 계산법까지 흔들릴 수 있으며, 이번 발견이 연대추정법에까지 영향을 주게 된다면 지금까지 과학자들이 추정해온 별들과 은하들의 나이가 모두 틀렸다는 사실까지 나아갈 수 있다. 물론 아직 발견 초기고, 백색왜성에서의 핵융합이 어떤 의미인지 이제부터 연구를 통해 밝혀낼 문제이지만, 기존에 알려진 백색왜성에 대한 지식에 정면으로 위배되는 발견인 것은 맞기에 앞으로 과학자들의 과제가 늘어난 셈. 이 내용에 대해 잘 설명된 영상
헬륨 백색왜성이 서로 또는 탄소-산소 백색왜성과 충돌하거나 타 천체로부터 질량을 흡수하여 헬륨 연소 한계질량인 태양 질량의 0.5배를 초과하면 가설상의 천체인 헬륨 별(Helium Star)이 될 수 있다.
7. 나무위키에 문서가 있는 백색왜성
8. 둘러보기
[1]
밝게 빛나는 중심의 천체는
A형 주계열성인
시리우스 A이다. 위 사진에서 시리우스 A에서 십자가처럼 뻗어나가는 빛이 보이는데, 이것은 별이 그렇게 생긴 것이 아니라 반사 망원경의 거울 지지대에 의해 빛의 회절 현상이 일어나면서 생기는 Spider Diffraction이라는 현상이다.
[2]
쿠르츠게작트의 영상.
[3]
백색왜성의 밀도는 106 g/cm3 정도다. 물의 100만 배라고 해도 무방하다. 이는 곧 한 변이 1 cm인 큐브가 1톤의 질량을 가지는 셈이다. 밀도가 높은 만큼 백색왜성의 크기는 지구와 비슷할 정도로 작다.
[4]
그러나 이 전자기력조차 중력이 이겨버리면 더욱 수축하게 되는데, 이 중력이
강한 상호작용보다 약하다면
중성자별에 머물 것이고, 강한 핵력이 작용하는 거리까지 가까워질 만큼 중력이 강하면
블랙홀이 되는 것이다.
[5]
만약 백색왜성이 이 한계를 넘어가면 핵의 수축이 계속돼서 중성자별이 되고, 이어지는 중성자 축퇴압까지 넘어선다면 백색왜성은 블랙홀이 된다.
[6]
마치 질량에 반비례하는 주계열성의 수명처럼.
[7]
이는 현재 빛을 낼 수 없는 행성들을 찾는데 사용되는 기술이다.
[8]
절반 이상의 항성계는 우리가 사는 태양계와 달리 2개의 별이 쌍으로 태어나 진화한다.
[9]
질량이 클수록 수명이 짧아 회전에너지를 거의 보존하기 때문이다. 반면 질량이 작을수록 수명이 길어지며, 오랜 세월이 지나 백색왜성이 될 때가 되면 상당량의 회전에너지를 잃은 뒤이기 때문이다. 또한 질량이 작으면 축퇴물질의 특성상 지구보다 큰 백색왜성으로 진화한다.
[10]
여기서의 I는
로마 숫자로서의 I을 뜻한다.
[11]
이들 중 대부분은 반감기가 지구 나이에 비해 월등히 짧기에 자연에서 발견되지 못할 뿐이다.
[12]
알파 원소라고 부르며 2의 배수에 해당하는 원소기호를 공통적으로 가진다.
알파 입자가 합성되어 생성된다.
[13]
대표적으로
게 성운 중심부에 위치한 게 성운 펄서가 이렇게 생성되었다.
[14]
찬드라세카르 한계에 못미치는 태양 질량의 1.4배 미만의 중성자별이 있다면 거의 이렇게 생성됐을 확률이 높다. 일반적인 초신성은 중심핵이 수축함과 동시에 핵융합된 주변 물질들 일부를 흡수하므로 찬드라세카르 한계 이하의 중성자별을 남기기 어렵지만, 이쪽은 찬드라세카르 한계에서 조금 넘어 폭발하므로 찬드라세카르 질량을 절대 넘길 수 없고, 크게 폭발하여 질량이 크게 줄어들면 태양 질량보다 작은 중성자별도 가능하다.
[15]
포그슨 방정식: m - M = 5log(r) - 5 (m은 겉보기 등급, M은 절대 등급, r은 초신성 까지의 거리(pc))이고 Ia형 초신성은 절대등급이 일정하므로 겉보기등급만 측정하면 거리 r을 구할 수 있다.
[16]
그의 출생지는 지금은
파키스탄 땅이지만, 그가
무종교였던 점과
타밀족이었던 점으로 인해 본인 스스로를 인도계라고 정의했기 때문에
인도계 미국인으로 분류된다.
[17]
지구에서 가장 가까운 백색왜성이다.