뭐? 겁나 뜨거운데 어두운 별이 있다고?-백색왜성 1

뭐? 겁나 뜨거운데 어두운 별이 있다고?-백색왜성 1

백색 왜성은 핵 융합의 끝에 도달하는 천체이다. 이러한 유형의 별 질량 때문에 중앙 핵이 붕괴되고 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 융합을 일으킬 수 있는 충분한 온도에 도달하지 못했다. 대신 헬륨 융합 과정에서 적색 거성이 된 후 외부 대기가 우주로 방출되어 지구상에 성운을 형성하게 되고, 대부분의 탄소와 산소로 구성된 핵만 남겨져 백색 왜성을 형성하게 된다. 핵융합은 백색 왜성에서는 더 이상 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생산할 수 없기 때문에 점차 냉각되고 중력에 의해 핵이 붕괴되는 것을 막지 못하여 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 보통 지구의 부피 집계량의 약 절반이지만 전자 퇴행성으로 인해 붕괴가 발생하지 않아 부피가 유지된다. 전자 퇴행성 압력이 견딜 수 있는 가장 큰 질량은 태양의 약 1.44 배이다. 이를 찬드라세칼 한계라고 하는데, 이 한계를 초과하지 않는 별을 말하며, 질량이 찬드라세칼 한계를 넘어 섬과 동시에 태양의 3배 미만이면 중성자 별이 되고, 태양의 3배를 초과하면 블랙홀이 된다. 더 많은 에너지를 생산할 수 없는 백색 왜성은 몇 십억 년 이상의 세월 동안 냉각되어 결국 관찰할 수 없는 수준에 도달할 것이다. 그러나 현재 우주의 시대로부터 추측할 때 137억년으로 추정되며, 오래된 백색 왜성일지라도 수천 도의 온도를 유지하고 있다. 백색 왜성은 매우 흔하며, 모든 별의 약 6%를 차지한다. 중간 수준 이하의 질량을 가진 별은 그가 헬륨과의 융합을 완료한 수소 후에 백색 왜성으로 변형 될 것이다. 융합이 거의 끝날 무렵, 별은 적색 거성으로 변하여 거의 모든 외부 대기에서 물질을 행성 성운으로 형성하고 방출한다. 결국 뜨거운 핵의 10만 도 이상만 남아 있고, 이 핵은 초기 백색 왜성으로 안정될 것이다. 형성이 어떻게 됐는데? 일반적인 백색 왜성은 태양 질량의 절반이며 지구보다 약간 큰 직경을 가지고 있다. 즉, 백색 왜성의 밀도는 1.5*10^6 g/cm^3 이며 중성자, 블랙홀, 가상의 쿼크 밀도보다 높은 밀도를 가지고 있다. 일반 물질은 부피가 클수록 질량이 클수록, 소위 퇴행성 물질로 구성된 백색 왜성이 클수록 질량이 클수록 중력의 크기는 작아진다. 백색 왜성의 최대 질량 제한은 태양 질량의 1.4 배인 찬드라세칼 한계라고 한다. 이 질량이 초과하면 전자 퇴행성 압력에 의해 지지되는 별은 결국 중력으로 인해 붕괴되어 중성자 별을 형성하게 된다.