문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 백색왜성 (문단 편집) == 상세 == 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 [[중력]]에 의해 스스로 무너지고 핵이 급속도로 수축하게 되지만, [[파울리 배타 원리|전자축퇴압(electron degeneracy pressure)]]에 의해 도중에 수축이 막혀버리고 그대로 식어 안정되며 그 밀도는 [[태양]] 평균밀도의 100만 배에 달한다.[* 백색왜성의 밀도는 10^^6^^ g/cm^^3^^ 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.][* 그러나 이 전자기력조차 중력이 이겨버리면 더욱 수축하게 되는데, 이 중력이 [[강력#s-1.2|강한 핵력]]보다 약하다면 [[중성자별]]에 머물 것이고, 강한 핵력이 작용하는 거리까지 가까워질 만큼 중력이 강하면 [[블랙홀]]이 되는 것이다.] 이런 고밀도 상태를 전자축퇴압이라는 힘으로 버티는데 그럴 수 있는 질량의 한계를 [[찬드라세카르 한계]]라고 부르며 회전하지 않는 백색왜성의 경우 태양의 약 1.44배이다.[* 만약 백색왜성이 이 한계를 넘어가면 핵의 수축이 계속돼서 중성자별이 되고, 이어지는 중성자 축퇴압까지 넘어선다면 백색왜성은 블랙홀이 된다.] 지금까지 발견된 가장 무거운 백색왜성은 [[https://en.m.wikipedia.org/wiki/ZTF_J1901%2B1458|ZTF J1901+1458]]인데, 태양 질량의 1.35배에, 달과 비슷한 지름(약 3618km)을 가지고 있다. 백색왜성의 크기는 보통 '지구 크기'로 알려져 있으나, 이는 태양 질량의 별이 [[행성상성운]]으로 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.'''[* 마치 질량에 반비례하는 주계열성의 수명처럼. ] 찬드라세카르 한계 직전인 최대 질량의 백색왜성은 지름이 1700km로, [[달]]의 절반 수준으로 예상되는 반면, 최소 질량 항성(태양 질량 0.075배)의 백색왜성은 [[해왕성]] 정도의 크기일 것이라고 한다. 가장 작은 별이 오히려 가장 큰 백색왜성으로 진화하게 된다. 백색왜성의 높은 표면 중력은 중력 [[적색편이]]를 일으키며, 이를 이용하면 주계열성과 [[쌍성]]을 이루고 있는 백색왜성의 직경을 직접적으로 결정할 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. [[https://demonstrations.wolfram.com/WhiteDwarfsAndTheChandrasekharLimit/|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 표면온도는 상당히 높지만, 이 열은 어디까지나 뜨거운 핵의 잔열 및 별의 중력수축으로 발생한 열이며 스스로 에너지를 생산해내는 것은 아니다. 따라서 백색왜성은 시간이 감에 따라 점점 식게 되며, 다 식으면 [[흑색왜성]]이 되어 눈에 띄지 않게 된다. 그러나 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 한다 하더라도, 다 식어버린 데다 자체적으로 에너지를 발하지 않기 때문에 발견이 극도로 힘들다. [[블랙홀]]은 물질이 빨려들어갈 때 방출되는 어마어마한 [[X선]]을 통해서 발견이 되는 반면에, 흑색왜성은 그런 것도 없다. 다만 [[중력 렌즈 효과]] 등 중력에 의한 현상을 관찰하면 발견할 가능성이 있긴 하다. 실제로 [[외계 행성]]을 발견하는데 중력 렌즈 효과[* 이는 현재 빛을 낼 수 없는 행성들을 찾는데 사용되는 기술이다.]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,[* 절반 이상의 항성계는 우리가 사는 태양계와 달리 2개의 별이 쌍으로 태어나 진화한다.] 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.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기