백색왜성

항성 및 갈색왜성
주계열성 이후 단계	극대거성 (0)	청색극대거성				황색극대거성		적색극대거성
	초거성 (I)	청색초거성				황색초거성		적색초거성
	밝은 거성 (II)
	거성 (III)	청색거성				황색거성		적색거성
	준거성 (IV)
주계열성 (V)		청색 (O)	청백색 (B)	백색 (A)	황백색 (F)	황색 (G)	주황색 (K)	적색 (M)
준왜성 (VI)
주계열성 이후 단계	적색왜성의 진화	청색왜성
항성의 탄생 과정		원시별	전주계열성
잔해	밀집성	블랙홀	중성자별 (펄서 / 마그네타)	백색왜성 (D)	흑색왜성
	초신성 및 성운	초신성	초신성 잔해	행성상 성운
갈색왜성 / 준갈색왜성*		(L)형	(T)형	(Y)형
기타		볼프-레이에 별(W)
	특이별	탄소별 (C)	지르코늄 별 (S)
괄호 안의 로마자 기호는 분광형*: 항성이 아님

저질량 항성의 생애
청색왜성	→	백색왜성	→	흑색왜성

1 항성

• 상위 문서: 밀집성, 왜성, 천문학 관련 정보

시리우스 쌍성계의 모습으로 화살표 표시된 왼쪽 아래의 작은 점이 백색왜성인 시리우스 B이다.
밝게 빛나는 중심의 천체는 백색 주계열성(분광형 A1V) 시리우스 A이다.

1.1 개요

백색왜성(白色矮星, White Dwarf)

일반적인 항성은 내부의 수소를 핵융합반응으로 헬륨으로 바꿈으로서 빛을 발하는데, 긴 세월이 지나면 별 내부의 수소가 점차 소진된다. 이렇게 되면 별은 헬륨을 핵융합반응의 재료로 쓰며, 이 과정에서 별은 적색 거성으로 바뀐다.

태양도 미래에는 백색왜성이 될 전망이다. 적색 거성이 되기에는 질량이 충분하므로 적색거성을 거쳐 백색왜성이 될 예정이다. 계산 결과 대략 지금으로부터 약 78억년 뒤에 일어날 것으로 추정된다.

내부의 헬륨을 삼중 알파 과정으로 소진해 탄소로 융합하면 이것이 핵융합반응의 재료가 되는데, 태양을 포함한 대부분의 별은 질량이 작기 때문에 탄소가 핵융합 반응을 일으키는데 필요한 열과 압력을 가할 수 없다. 이는 별의 질량이 충분하지 못하기 때문이며, 이렇게 되면 그 별은 행성상 성운으로 외부층(수소, 헬륨 등등)을 우주로 방출하고, 남은 핵(탄소)은 백색왜성이 된다.

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 스스로 무너지게 되지만, 전자축퇴압에 의해 도중에 붕괴를 멈추고 안정되며 그 밀도는 태양 밀도의 100만 배에 달한다. 회전하지 않는 백색왜성에서 전자축퇴압이 견딜 수 있는 질량은 태양의 약 1.44배이며 이를 찬드라세카르 한계라고 한다.

백색왜성의 표면온도는 상당히 높지만, 이 에너지는 어디까지나 별의 붕괴과정에서 발생한 에너지이며 스스로 에너지를 생산해내는 것은 아니다. 따라서 백색왜성은 시간이 감에 따라 점점 식게 되며, 다 식으면 흑색왜성이 되어 눈에 띄지 않게 된다. 그러나 식는데 시간이 매우 오래 걸리므로, 아직 흑색왜성으로 확인된 별은 없다. 이론적으로 태양 질량의 50%의 100,000K에 달하는 백색왜성이 주위 5K이하인 흑색왜성이 되는 데에 걸리는 시간은 우주의 나이인 138억년을 훌쩍 넘는 900조년에 달하기 때문에 현재는 흑색왜성이 존재하지 않는다고 생각된다. 만약 실제로 존재한다 한다 하더라도, 다 식어버린 데다 자체적으로 에너지를 발하지 않기 때문에 발견이 극도로 힘들다.

참고로 현재 발견된 가장 차가운 백색왜성의 표면온도는 WD 0346+246로 나이는 110억년에, 표면온도는 3900K이다. WD 0346+246의 질량은 태양질량의 15%밖에 되지 않는데, 적색 거성 시절에 짝별에 자신의 물질을 다 빼앗겼거나, 근처의 초신성 폭발의 폭풍으로 인해 자신의 질량을 잃어서 극도로 작은 질량의 백색왜성이 되었을 것으로 예상되며, 질량이 작은 탓에 빠르게 식어 3900K까지 온도가 낮아졌다. 일반적인 태양 질량의 50%급의 백색왜성은 우주의 나이에 달하는 시간이 지나도 5000K이하로 식지 않는다.

블랙홀은 물질이 빨려들어갈 때 방출되는 어마어마한 X선을 통해서 발견이 되는데, 흑색왜성은 그것도 안 된다. 중력 렌즈 효과 등 중력에 의한 현상을 관찰하면 발견할 가능성이 있긴 하다. 실제로 외계 행성을 발견하는데 중력 렌즈 효과를 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.

1.2 원소 생성과 Ia형 초신성

백색왜성이 식어서 흑색왜성이 되면 내부에 있는 탄소들이 결정화되어 매우 거대한 다이아몬드 덩어리가 탄생할 것으로 보인다. 그러나 중력이 엄청나므로 아무리 과학 기술이 발전된다 하더라도 채굴 자체는 불가능하며, 아직 흑색왜성이 생겨나려면 조 단위의 해를 기다려야 하는데다 표면의 중력이 엄청나기 때문에 가까이 다가가는 것조차 불가능하다.

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 신성이라고 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 산산조각나게 되는데, 이것을 Ia형 초신성이라고 한다.

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. 과거에 초, 중기 우주에는 Ia형 초신성 폭발이 더 자주 폭발이 일어났다.

Ia형 초신성 폭발이 일어나면 축퇴된 산소가 엄청난 폭발을 일으켜 별 전체가 1초만에 폭발하게 되며 온도도 1조K이상 올라간다. 이 상태에서는 에너지를 내놓는 발열 반응 뿐만 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 산소가 50.3%로 가장 많이 튀어나오고, 26%가량의 탄소와 질소도 많이 나오며, 네온도 6.54%나 나온다. 소듐부터 타이타늄까지의 원소들은 11.8%, 철은 5.1%, 기타 망가니즈, 바나듐, 크로뮴, 코발트, 니켈과 같은 철족 원소 0.25%, 그리고 구리보다 무거운 기타 원소들도 0.01% 정도 나온다.

단, Ia형 초신성 폭발에서는 팔라듐까지만 생성이 되고 그 이상부터는 거의 생성되지 않는데, 격렬한 산소, 탄소 핵융합으로 인해 백색왜성이 빨리 해체되어 기체로 흩어져 버리고, 백생왜성은 아무리 무거워도 일반 초신성 폭발처럼 중심부에 니켈까지 형성된 상태가 아니라 대부분은 산소이고 극히 일부가 규소나 황, 칼슘, 티타늄 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, 팔라듐과 은까지만 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.

이러니 Ia형 초신성 폭발은 탄소, 산소, 철 등 우주의 중원소를 퍼뜨리는데 매우 중요하며, 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 일어났음을 알 수 있다. 태양 질량의 3~5배의 별들이 대량 생성되고 이들이 채 수억년 남짓 살고 백색왜성이 되면 상당 비율이 Ia형 초신성 폭발을 일으키는 것이다.

특히 120억년 전 우주에서 백색왜성이 생성되면 그 백색왜성이 가까운 훗날에 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 확률이 50% 이상으로 매우 높았다. 참고로 130억년 전에 생성된 백색왜성의 경우는 99%이상이 Ia형 초신성 폭발을 일으켜 대부분이 사라졌다. 우주 초기에는 가스 밀도가 매우 높아 백색왜성이 쌍성이 없이도(물론 이 때도 쌍성 Ia형 폭발이 훨씬 더 많았지만) 주위의 가스를 빨아들여서 질량을 키울 수 있었으므로 대부분의 백색왜성이 Ia형 초신성 폭발을 일으켜 대부분 사라지게 된 것이다.

우주에서의 Ia형 초신성 폭발은 시간이 지날수록 빈도는 급격히 줄어들었지만 그래도 100억년전까지는 꾸준히 일어났으며, 우주 초기에 비해선 빈도가 보잘것 없지만 그래도 은하 충돌이 자주 일어나던 80억년전까지는 꽤나 자주 일어났다. 이후 꾸준히 줄어 20억년 전에는 현재와 비슷한 빈도로 맞춰지게 된다. 그래도 지금도 Ia형 초신성 폭발은 우주에서 가장 많은 빈도로 일어나는 초신성 폭발이다. 물론 우주가 나이가 들수록 일반 초신성 폭발과 마찬가지로 Ia형 초신성 폭발의 빈도도 꾸준히 줄게 된다.

천체물리학에선 매우 큰 비중을 차지하는 별이다.
la형 초신성 이 폭발을 하게 되는 조건 탓 인데. 대략 태양의 1.44배 의 질량이 넘어가면 꽈앙~
즉! 폭발할때 그 규모가 일정하다는 것! -> 일정한 규모의 폭발 = 같은밝기 로 보인다. --> la형초신성 이 발견 되면 그 밝기를 측정하면? 어느정도 의 거리에 있는지가 나온다는것!(이걸 연구해서 안드로메다성운 이 안드로메다은하 라는걸 밝혔다는 ~카더라! 도 있다.)

1.3 기타

더 무겁고 극단적인 존재인 블랙홀이나 중성자성에 비하면 초라해 보여 항목이 다소 짧다. 물론 실제 내용도 셋 중엔 가장 짧다.

이 분야의 대가로는 인도 출신의 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르가 있다. 찬드라세카르는 이 백색왜성에 대한 연구로 노벨 물리학상을 수상했다. 해당 연구는 주계열성이 밀집성이 되는 최소 질량인 찬드라세카르 질량에 대한 연구인데, 굉장히 유명한 논문이다보니 인용이 잘 안 된다. 유명한데도 불구하고 인용이 안 되는 이유를 잘 모르겠다면 뉴턴의 프린키피아가 인용되는 일이 있는지 생각해보자.

2 대한민국의 록밴드 Nell의 노래 제목

감성적인 멜로디와 격정적인 클라이막스 등으로 팬들에게 많은 사랑을 받는 곡이다.

이 곡은 두 가지 버전이 있는데, 2004년 정규 2집 Walk Through Me와 2007년 Let's Take a Walk 버전이 있다. Walk Through Me에서는 서정적이며 멜로디컬한 구성을 보였다면 Let's Take a Walk 버전은 몽롱하면서도 클라이막스의 격렬함이 돋보이는 곡. 팬이라면 전설의 술에 취한 채 미친듯이 내지른 펜타포트 영상을 주목하길 바란다. 유튜브 링크 하아 하아 하아 하아 이렇게 써놓으면 19금

2.1 가사

어젠 울며 잠이 들었어 빨간 눈물 흘리며 그렇게 평소처럼 잠이 들었는데 오늘 눈을 떠보니 내가 부서져 있었어 더 이상 내 눈물엔 네가…. 초록 비가 내리고 파란 달이 빛나던 온통 보라빛으로 물든 나의 시간에 입을 맞추던 그 곳 여긴 아주 많이 조용해 심장 소린 들리지 않고 서로의 안엔 서로가 존재하질 않아 그래서 아마 눈물도 투명한 색인 가봐 그 안엔 아무도 없어 초록 비가 내리고 파란 달이 빛나던 온통 보랏빛으로 물든 나의 시간에 입을 맞추던 그 곳 모두 망쳐버렸어 모두 사라져버렸어 더 이상은 눈부시게 빛날 수가 없어 난 잘못돼 버렸다고 부서져 버렸다고 다신 나의 별로 돌아갈 수 없다고 잘못돼 버렸어 부서져 버렸어 돌아가고 싶어 초록 비가 내리는 그 곳 잘못돼 버렸어 부서져 버렸어 돌아가고 싶어 파란 달이 빛나는 그 곳