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최근 수정 시각 : 2025-01-19 11:40:32

헬륨 백색왜성

''' 항성 및 은하천문학· 우주론'''
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파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 주계열성 이후 항성의 진화
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주계열성 초대질량 항성
(쿼시 별)
후주계열단계
 청색왜성 준거성 볼프-레이에별WL
LBV
거성色* 초점근거성가지 (LBV)
초거성·
극대거성色*
적색거성 헬륨 섬광*
(O·B형 준왜성)
수평가지별
(적색덩어리거성)
점근거성가지
(OH/IR 별)
(OH/IR
초·극대거성) 		볼프-레이에별WL
행성상성운· PG 1159 별 초신성· 극초신성 쌍불안정성
초신성 		극초신성
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
  • WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
  • 色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
  • ( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
  • *: 참고
    • 1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
    • 2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
    • 3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
    • 4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
    • 5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
    • 6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
    • 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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1. 개요2. 상세3. 관련 문서

1. 개요

Helium White Dwarf/헬륨 백색왜성

헬륨 백색왜성은 헬륨-4 핵을 가지고 있는 백색왜성의 일종이다. 현 우주에서도 발견되므로 이론상의 천체는 아니며, 질량은 보통 태양 질량의 0.1~0.2배이므로 극저질량 백색왜성(Extremely Low Mass White Dwarf)으로도 불린다.

2. 상세

헬륨 백색왜성은 질량이 태양의 0.5배 미만의 백색왜성으로, 정상적인 진화에서 적색왜성이 최종적으로 진화하고 나면 발생하게 된다.

먼 미래에는 얼어붙은 별이 진화한 경우에도 헬륨 백색왜성의 범주에 들어올 수 있으리라고 생각되지만, 완전히 얼어붙은 별은 처음부터 끝까지 표면온도가 0도이기 때문에 이쪽은 흑색왜성으로 분류된다.[1]

대부분의 헬륨 백색왜성은 지금으로부터 약 1012~1013년이 지난 후 청색왜성의 구성물질이 점점 축퇴되어 형성될 것으로 추정되고 있으며, 항성진화 과정을 통해 생성된 첫 헬륨 백색왜성도 태양 질량 0.5배의 별이 적색거성을 거쳐 수명을 마치는 시점인 약 800억 년 후부터 등장할 수 있다. 다만, 현재 우주의 나이보다 약 6배는 더 시간이 흘러야만 이 헬륨 백색왜성을 볼 수 있을 정도로, 현재 우주의 나이가 상대적으로 너무나도 어리기 때문에 아직까지 적색왜성과 청색왜성에서 진화한 헬륨 백색왜성들을 관측할 수는 없다.

다만, 현재 극소수이긴 하지만 헬륨-4 핵을 가지고 있는 백색왜성들이 발견되고 있다. 이는 당연하게도 청색왜성 이후 남은 잔해는 아니며, 대부분이 중성자별 또는 주계열성과 헬륨 백색왜성으로 구성된 쌍성계의 구성원이기 때문에, 헬륨 핵을 가진 적색거성에서 동반성 또는 동반행성간의 상호작용으로 인한 질량손실로 인해 형성되었을 것으로 추정하고 있다.

헬륨 백색왜성이 탄소-산소 백색왜성이나 다른 헬륨 백색왜성과 충돌해 그 질량의 합이 태양의 0.5배를 넘기면 헬륨 별(Helium Star)이 된다.

3. 관련 문서


[1] 다만, 얼어붙은 별과 적색왜성의 중간 정도에 위치하는 별이 최종적으로 진화한다면 헬륨 백색왜성이 될 수 있다.

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