문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 백색왜성 (문단 편집) == 원소 생성과 Ia형 [[초신성]] == 백색왜성이 식어서 흑색왜성이 되면 내부에 있는 탄소들이 결정화되어 매우 거대한 [[다이아몬드]] 덩어리가 탄생할 것으로 보인다. 그러나 표면 중력은 현재 인간의 장비로는 견딜 수 없을 정도로 높기 때문에 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 [[https://news.naver.com/main/read.nhn?mode=LSD&mid=sec&sid1=102&oid=008&aid=0002599502|기사]]. 하지만 다른 천체의 접근 또는 충돌로 인해 질량을 충분히 잃으면 축퇴가 풀려 다이아몬드 행성으로 변할 가능성이 있다고 한다. 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 [[신성(별)|신성]]이라고 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[* 여기서의 I는 [[로마 숫자]]로서의 I을 뜻한다.] [[초신성]]이라고 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.[[https://phys.org/news/2022-04-astronomers-micronovae-kind-stellar-explosion.html|#]] 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 [[산소]]가 50.3%로 가장 많이 튀어나오고, 26% 가량의 [[탄소]]와 [[질소]]도 많이 나오며, [[네온]]이 6.54%, [[나트륨]]부터 [[티타늄]]까지의 원소들은 11.8%, 철은 5.1%, 기타 [[망간]], [[바나듐]], [[크롬]], [[코발트]], [[니켈]]과 같은 철족 원소 0.25%, 그리고 [[구리(원소)|구리]]보다 무거운 기타 원소들도 0.01% 정도 나온다. 단, Ia형 초신성 폭발에서는 [[팔라듐]]까지만 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, [[팔라듐]]과 [[은]]까지만 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[* 이들 중 대부분은 반감기가 지구 나이에 비해 월등히 짧기에 자연에서 발견되지 못할 뿐이다.]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. 우주에 존재하는 탄소부터 철까지의 비교적 가벼운 금속 원소들 중 Ia형 초신성 폭발로 인해 생성된 비율은 90%를 넘는다. 일반 초신성 폭발과 쌍 불안정성 초신성 폭발, 중성자별의 폭발, 퀘이사 등으로 인해 생성된 중금속은 10% 미만이다. 이를 토대로 계산하면 과거에는 Ia형 초신성 폭발이 자주 일어났다는 사실과 함께 탄소, 산소, 철 등 중원소를 퍼뜨리는 데 크게 기여했음을 알 수 있다. 120억 년 전 우주에서 백색왜성이 생성되면 그 백색왜성이 가까운 미래에 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 확률이 50% 이상으로 매우 높았고 130억 년 전에 생성된 백색왜성의 경우는 99% 이상이 Ia형 초신성 폭발을 일으켜 사라졌다. 우주 초기에는 가스 밀도가 매우 높아 백색왜성이 쌍성이 없이도 주위의 가스를 빨아들여서 질량을 키울 수 있었기 때문이다. 은하 충돌이 자주 일어나던 80억 년 전까지는 la형 초신성 폭발이 꽤나 자주 일어났으나 시간이 지날수록 발생 빈도가 줄어들어 20억 년 전에는 현재와 비슷한 빈도로 맞춰지게 된다. 그럼에도 우주에서 가장 많은 빈도로 일어나는 초신성 폭발이다. 약 1천 500광년 떨어진 게자리에서 처음으로 백색왜성을 모성으로 하는 행성계가 발견되었다. 상당수 존재할 것으로 예측되고는 있으나 실제로 발견한 것은 이것이 첫 사례.[[https://n.news.naver.com/article/001/0011259072|#]]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