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白色矮星 (白色矮星, 英語 : white dwarf , 文化語 : 白色잔별) ^[1] 은 中間 以下의 質量 을 지닌 恒星 이 核融合을 마치고 到達하는 天體 이다. 이러한 種類의 恒星은 相對的으로 가벼운 質量 때문에, 中心核이 崩壞되어 溫度와 壓力이 上昇하더라도 炭素 核融合 을 일으킬 만큼 充分한 溫度에 到達하지 못한다. 代身, 헬륨 融合 過程 동안 赤色巨星 이 된 다음에, 外部 待機는 宇宙空間으로 放出되며 行星上 星雲 을 形成하고, 大部分 炭素 와 酸素 로 이루어진 核만이 남아 白色矮星을 形成하게 된다.

白色矮星에서는 核融合 이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 生成할 수 없기 때문에 漸次 식어가게 되며, 또한 核이 重力에 依해 崩壞하는 것을 막지 못하고, 結局 매우 密度가 높은 狀態가 된다. 大槪는 地球 程度의 부피에 太陽 折半 程度의 質量이 凝集되게 된다. 하지만 電子縮退압 에 依해 더 以上 崩壞는 이루어지지 않으며 부피를 維持할 수 있게 된다. 電子縮退押이 버틸 수 있는 最大의 質量은 大略 太陽의 1.44倍 程度이다. 이를 찬드라세카르 限界 라고 한다. 白色矮星은 이 限界를 넘지 못한 별을 일컬으며, 찬드라세카르 限界를 넘어섬과 同時에 質量이 太陽의 約 3倍 以內이면 中性子별 , 3倍를 넘어가면 블랙홀 이 된다.

더 에너지를 生成할 수 없는 白色矮星은 數百億 年 以上의 歲月을 지나며 식어가고, 結局은 觀察할 수 없는 水準에 이르게 된다. 하지만 137億 年 程度로 推定되는 宇宙의 現在 나이로 類推해볼 때, 아무리 오래된 白色矮星이라 할지라도 如前히 數千 度의 溫度를 維持하고 있다.(출처 뉴턴의 하이라이트)

白色矮星은 매우 흔하며, 全體 恒星 가운데 6% 程度를 차지하고 있다. ^[2]

形成 [ 編輯 ]

中間 以下의 質量을 지닌 恒星 은 自身이 지닌 水素 를 헬륨 으로 核融合 을 마친 以後에, 거의 모두가 白色矮星으로 變하게 된다. 核融合을 거의 마쳐갈 때쯤, 恒星은 赤色巨星 으로 變하게 되며, 거의 모든 外部 大氣의 物質을 行星上 星雲 을 形成하며 放出하게 된다. 結局 100,000度 以上의 뜨거운 核만이 남게되며, 이 核은 初期 白色矮星으로 安定하게 된다.

一般的인 白色矮星은 太陽 質量의 折半이며, 지름은 地球 보다 若干 더 큰 水準이다. 卽 白色矮星의 密度는 ${\displaystyle 1.5*10^{6}g/cm^{3}}$ 程度이며, 이 密度보다 높은 密度를 지니는 것은 中性子별 , 블랙홀 , 假設上의 쿼크別 程度이다. 一般的인 物質이 부피가 클수록 質量이 많이 나가는 것에 反해, 이른바 縮退物質 로 이루어진 白色矮星은 質量이 높을수록 重力으로 인해 크기는 작아진다. 白色矮星의 最大 質量 限界는 찬드라세카르 限界 라고 하며, 이는 太陽 質量의 1.4倍 水準이다. 이 質量이 넘어서게 되면, 電子縮退압 에 依해 支撐되던 별이 마침내 높은 重力으로 인해 崩壞하게 되며, 中性子별 을 形成하게 된다.

비록 이러한 質量 面에서의 限界로 말미암아 質量이 높은 數많은 恒星은 白色矮星이 될 수 없을 것으로 보이지만, 實際로 大部分의 恒星은 白色矮星으로 壽命을 마치게 된다. 이는 核融合 最後의 段階에서 大部分의 質量을 宇宙로 放出하기 때문이다.

特徵 [ 編輯 ]

헤르츠스프룽-러셀圖表 aka 色等級도

分光型

褐色矮性

白色矮星

赤色矮星

準矮星

主系列星
(所謂 "矮星")

準巨星

巨星

밝은 巨星

超巨星

極大巨星

絶對

等級

(M _V )

境遇에 따라 어느 程度의 差異는 있겠지만, 大部分의 白色矮星은 地球 程度의 크기에 太陽 質量의 0.5~0.6倍의 質量이 凝集되어 있다. ^[3] 地球는 太陽 直徑의 1/100에 不過하므로, 白色矮星의 부피는 太陽 부피의 1/1,000,000 假量이며, 따라서 白色矮星의 密度는 太陽의 密度의 1,000,000倍 程度에 該當한다. 그 程度의 높은 密度를 가진 物質은 縮退物質 이라고 불린다. 縮退物質에 對한 것은 1930年代 量子力學 으로 說明되었다. 白色矮星이 重力으로 인해 崩壞하지 않을 수 있는 理由는 電子縮退압 때문이며, 이 힘은 溫度 와는 無關하며 密度 에만 關聯 있다는 것이다.

모든 觀測된 恒星에 對해 絶對 等級 에 對한 色指數 의 票, 卽 헤르츠스프룽-러셀 圖表 를 作成한다면, 圖表上에서 絶對 等級과 色指數의 모든 可能한 組合이 可能한 것은 아니다. 大部分의 별은 圖表上에서 主系列 이라고 불리는 띠를 이루며 놓이게 된다. 主系列은 左側 上段의 뜨겁고 밝은 領域에서 右側 下段의 차갑고 어두운 領域으로 이루어져 있다. 主系列上의 차갑고 質量이 낮은 별은 붉게 보이기 때문에 赤色矮星 이라고 하며, 때로 더욱 차가운 별은 褐色矮性 이라고 불리기도 한다. 이러한 種類의 별은 白色矮星과는 完全히 다른 天體이다. 赤色矮星에서 崩壞로부터 質量을 支撐하는 힘은 異常 氣體 方程式 을 따르는 뜨거운 氣體이다.

反面, 白色矮星은 헤르츠스프룽-러셀 圖表 床에서 左側 下端, 卽 뜨겁고 어두운 部分에 位置하고 있다. 大部分의 白色矮星은 極度로 뜨겁다. 이러한 熱은 崩壞 過程에서 發生한 熱로, 隣近 별에서 物質을 吸收하지 않는한 繼續해서 生成되는 것은 아니다. 하지만 白色矮星은 매우 작으며, 따라서 白色矮星의 熱은 매우 적은 面積을 지니는 地表面을 통해서만 發散될 수 있다. 이러한 理由로 白色矮星은 매우 오랜 期間 동안 뜨거운 채로 남아 있을 수 있는 것이다. 여러 證據로 判斷하건데, 白色矮星의 內部는 歲月이 지나면서 식어감에 따라 徐徐히 結晶化 되는 것으로 推測된다. 卽 마침내는 다이아몬드 와 같은 結晶體로 安定化 된다는 것이다. BPM 37093 은 이러한 例이다. ^[4]

수많은 時間이 지나 白色矮星이 周邊 溫度와 同一하게 完全히 식고나면 마침내 黑色矮星 으로 變하게 된다. 理論에 따르면, 黑色矮星은 周邊 宇宙와 同一한 溫度이며, 團地 電磁氣波 萬 弱하게 生成하고 있을 뿐이다. 하지만 實際로 宇宙의 나이는 어떤 白色矮星度 黑色倭城으로 식을 만큼 오래되지 않았다. 卽 現在 宇宙에는 黑色矮星이 存在하지 않는 것으로 생각되며, 現在까지 發見된 가장 차가운 白色矮星은 3,900 켈빈 程度이다. ^[5] 白色矮星이 식어가는 速度는 식어감에 따라 漸漸 느려진다. 20,000 켈빈에서 5,000 켈빈까지 식는 時間과 5,000 켈빈에서 4,000 켈빈까지 식는 時間은 同一하다. 結局 20,000 켈빈의 溫度를 지니는 太陽 質量의 折半 程度인 白色 矮星이 周邊 溫度와 同一해지려면 250億 年 程度의 時間이 걸린다. 反面 宇宙의 推定 나이는 130億 年 程度이다.

많은 隣近의 젊은 白色矮星은 弱한 X線 을 放出하는 것으로 밝혀졌다. 이는 X線 天文學 과 紫外線 天文學 을 통해 白色矮星의 얇은 大氣構造와 造成에 對한 硏究를 可能하게 해준다.

白色矮星은 찬드라세카르 限界 로 말미암아 太陽 質量의 1.4倍를 超過할 수 없다. 하지만, 이 限界를 넘어설 수 있는 方法이 存在한다. 雙星系 를 이루는 白色 矮星은, 同伴星 으로부터 物質을 繼續해서 받아들인다. 萬若 吸收한 物質이 白色矮星을 짓눌러서 縮退壓力이 더以上 버티지 못하는 水準에 이른다면, 白色矮星은 暴發하게 된다. 이것은 Ia型 超新星 이라고 하며, 모든 超新星 形態가운데 가장 强力한 形態이다. 萬若 吸收 物質이 白色矮星을 짓누르지 않고 代身 表面에서 核融合 을 일으킨다면, 白色矮星은 生成된 에너지로 말미암아 밝게 빛나면서 大氣를 宇宙로 發散하게 된다. 이러한 現象을 神聖 이라고 한다. 이 境遇 白色 矮星의 核은 實際 反應하지 않고 그대로 維持되므로, 同伴星으로부터 水素만 繼續 流入된다면 몇番이고 神聖이 될 수 있다. (仔細한 것은 神聖 項目을 參照하기 바란다.)

發見의 歷史 [ 編輯 ]

1862年 앨번 그레이엄 클라크 ( 英語 : Alvan Graham Clark )는 밝은 시리우스 와는 對照的으로 어두운 同伴星을 發見하였다. 시리우스 B라고 命名된 그 同伴姓은 25,000 켈빈 程度의 높은 表面溫度를 지니고 있었으므로 뜨거운 別로 分類되었다. 하지만, 높은 溫度에 비해, 시리우스 B는 시리우스 A 보다 10,000倍나 稀微한 것이었다. 높은 溫度로 인해 表面的當 밝기는 매우 높은 것을 알고 있기 때문에, 稀微하다는 것은 시리우스 B가 시리우스 A보다 매우 작다는 것을 의미했고, 이는 大略 地球 程度의 直徑을 가지고 있다는 것을 의미하였다.

시리우스 雙星系의 움직임으로부터 計算한 結果는 시리우스 B가 太陽 의 質量과 거의 類似하다는 것을 보여주었다. 卽 시리우스 B의 密度는 想像할 수 없을 程度로 높다는 것이다. 以後 많은 數의 白色矮星이 發見되었으며, 宇宙에 매우 흔한 天體라는 것을 알게 되었다.

1920年代 의 量子力學 의 誕生과 함께, 白色矮星의 密度에 關한 理論的 根據가 마련되었다. 1926年 , 랠프 H. 파울러 ( 英語 : Ralph H. Fowler )는 縮退物質 을 利用하여 白色矮星의 높은 密度를 說明하였다. ^[6] 이 硏究는 數 個月 前에 發表된 電子 에 關한 페르미-디랙 統計 에 基盤한 것이었다.

수브라마니안 찬드라세카르 는 1930年 에 白色矮星의 質量은 太陽 質量의 1.4倍를 넘을 수 없다는 것을 밝혀내었다. ^[7] 이는 現在 찬드라세카르 限界 로 불리며, 찬드라세카르는 이 硏究로 인해 1983年 노벨 物理學賞 을 受賞하였다.

美國 航空宇宙局 의 스피처 宇宙望遠鏡 은 最近, 5億 年 以前에 壽命을 다 한 白色矮星人 G29-38 近處에서 彗星먼지 처럼 보이는 것을 發見했다. 이는 恒星이 죽어가는 過程에서 內行星은 吸收해 버릴지라도 彗星이나 一部 外行星은 如前히 軌道를 維持하고 있을 수 있다는 것을 보여준다. 이 觀測은 彗星의 壽命이 恒星의 壽命보다 길 수 있다는 것을 보여주는 最初의 觀測 證據이다.

같이 보기 [ 編輯 ]

• 黑色矮星
• 縮退矮星
• 褐色矮性
• 赤色矮星
• 超新星

各州 [ 編輯 ]

外部 링크 [ 編輯 ]

• Gates et al., "Discovery of New Ultracool Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey"
• 白色矮星과 暗黑物質
• Provencal et al., "Testing The White Dwarf Mass-Radius Relation With Hipparcos"
• 白色矮星과 찬드라세카르 限界
• Estimating the M(R) relationship and the Chandrasekhar Limit using simple energy arguments