백색왜성, 밀도가 높은 별의 잔해에 관한 사실

백색왜성, 밀도가 높은 별의 잔해에 관한 사실

백색 왜성은 우주에서 가장 밀도가 높은 물체 중 하나입니다. 백색 왜성은 우리 태양과 같은 별이 연료를 모두 소진했을 때 남는 것입니다. 그들은 밀도가 높고 희미하며, 별의 시체입니다. 저질량 및 중질량 별의 마지막 관찰 가능한 진화 단계입니다. 나사에 따르면 대부분의 무거운 별은 결국 초신성이 되겠지만, 질량이 태양 질량의 약 8배 미만인 저질량 또는 중간 질량 별은 결국 백색 왜성이 될 것이라고 추측합니다. 또한 뉴멕시코 주립대학 연구원들에 따르면 "은하수 별의 약 97%가 결국 백색왜성이 될 것이며, 백색 왜성은 태양과 비교했을 때 크기는 훨씬 작지만, 지구와 비슷한 탄소와 산소 질량을 가지고 있다"라고 말했습니다. 나사에 따르면 백색 왜성의 온도는 100,000 켈빈(화씨 약 179,500도)을 초과할 수 있습니다. 뉴멕시코 주립대학에 따르면 이러한 무더운 온도에도 불구하고 백색 왜성은 크기가 너무 작기 때문에 광도가 낮습니다.

 

백색 왜성 형성

태양을 포함한 주계열성들은 중력에 의해 서로 끌어당겨진 먼지와 가스 구름으로 인해 형성됩니다. 별이 일생 동안 진화하는 방식은 질량에 따라 다릅니다. 태양 질량의 8배 이상인 가장 무거운 별은 결코 백색왜성이 되지 않습니다. 대신, 백색왜성은 수명이 다할 때 격렬한 초신성 폭발을 일으키고 중성자별이나 블랙홀을 남깁니다. 그러나 작은 별들은 조금 더 차분한 길을 택할 것입니다. 태양과 같은 질량이 중간 정도인 별은 결국 부풀어 올라 적색 거성이 됩니다. 그 후, 별들은 바깥층을 행성상 성운이라고 알려진 고리로 흩어지게 됩니다. 초기 관찰자들은 성운이 해왕성과 천왕성과 같은 행성과 비슷하다고 생각했습니다. 남겨진 핵은 수소 핵융합이 일어나지 않는 별의 껍질인 백색왜성이 될 것입니다. 적색왜성과 같은 작은 별은 적색거성 상태에 도달하지 못합니다. 그들은 단순히 모든 수소를 태워서 희미한 백색 왜성으로 과정을 끝냅니다. 그러나 적색왜성은 연료를 소비하는 데 수조 년이 걸리며, 이는 우주 나이인 138억 년보다 훨씬 길어서 아직 백색왜성이 된 적색왜성은 없습니다.

 

백색 왜성의 특성

별의 연료가 고갈되면 더 이상 핵융합 과정에서 바깥쪽으로 밀리지 않고 안쪽으로 붕괴됩니다. 호주 스윈번 대학의 천문학 백과사전인 코스모스에 따르면 "백색 왜성은 태양의 질량과 비슷하지만 반지름은 대략적으로 지구와 비슷하다"라고 합니다. 이로 인해 중성자별과 블랙홀만이 이길 수 있는 우주에서 가장 밀도가 높은 물체 중 하나가 됩니다. 나사에 따르면 백색 왜성 표면의 중력은 지구 중력의 35만 배에 이릅니다. 이는 지구상에서 150파운드(68kg)의 사람이 백색 왜성 표면에서 5천만 파운드(2270만kg)의 무게를 갖게 된다는 것을 의미합니다. 백색 왜성은 이러한 놀라운 밀도에 도달하는데, 그 이유는 너무 단단하게 붕괴되어 전자가 서로 충돌하여 '축퇴 물질'을 형성하기 때문입니다. 이전 별들은 전자 자체가 크런치를 멈출 만큼 바깥쪽으로 누르는 힘을 충분히 제공할 때까지 계속해서 붕괴할 것입니다. 질량이 클수록 안쪽으로 끌어당기는 힘이 커지므로 질량이 더 큰 백색왜성은 질량이 덜한 백색왜성보다 반경이 더 작습니다. 이러한 조건은 적색 거성 단계에서 질량의 상당 부분을 흘린 후에 백색 왜성이 태양 질량의 1.4배를 초과할 수 없음을 의미합니다. 별이 부풀어 올라 적색거성이 되면 가장 가까운 행성을 삼켜버립니다.

 

그러나 일부는 여전히 살아남을 수 있습니다. 나사의 스피처 우주선은 백색 왜성의 최소 1~3%가 오염된 대기를 갖고 있다는 사실을 밝혀냈는데, 이는 암석 물질이 그 별 속으로 떨어졌음을 시사합니다. 영국 레스터 대학의 백색 왜성 연구원인 제이 파리히는 우주 관련 사이트에 "지구와 같은 행성을 찾는 과정에서 이를 수용할 수 있는 훌륭한 후보가 되는 수많은 시스템을 식별했다"라고 말했습니다. 이어 "백색 왜성이 지속되는 곳에서는 어떤 지구형 행성도 거주할 수 없지만 이전 시대에 생명체가 발달한 장소였을 수도 있다"라고 덧붙였습니다. 한 흥미로운 사례에서 연구자들은 암석질 물질이 백색 왜성에 떨어지는 것을 관찰했습니다. 영국 워릭 대학교의 천문학자 보리스 겐시케는 우주 관련 사이트에 "인류의 시간 척도에서 이런 종류의 극적인 변화를 볼 수 있다는 것은 흥미롭고 예상치 못한 일이다"라고 놀라움을 전했습니다.

 

백색 왜성의 운명

많은 백색 왜성은 상대적으로 무명 상태로 사라져 결국 모든 에너지를 방출하여 소위 흑색 왜성이 됩니다. 그러나 동반성과 시스템을 공유하는 백색 왜성은 다른 운명을 겪을 수 있습니다. 백색 왜성이 쌍성계의 일부라면 동반 성계의 물질을 표면으로 끌어당길 수 있습니다. 백색 왜성의 질량을 늘리면 몇 가지 흥미로운 결과를 얻을 수 있습니다. 한 가지 가능성은 추가된 질량으로 인해 훨씬 더 밀도가 높은 중성자별로 붕괴될 수 있다는 것입니다. 훨씬 더 폭발적인 결과는 유형 1a 초신성입니다. 이것은 백색 왜성이 동반성으로부터 물질을 끌어당기면서 온도가 상승하고 결국 백색 왜성을 파괴하는 격렬한 초신성을 폭발시키는 폭주 반응을 촉발합니다. 이 과정은 1a형 초신성의 '단일 축퇴 모델'로 알려져 있습니다. 2012년에 연구자들은 유형 1a 초신성을 둘러싸고 있는 복잡한 가스 껍질을 세밀하게 관찰할 수 있었습니다.

 

이번 연구의 주저자이자 캘리포니아주 천문대 글로벌 망원경 네트워크의 천문학자인 벤자민 딜데이는 과학 사이트와의 인터뷰에서 "우리는 처음으로 유형 1a 초신성의 조상에 대한 상세한 증거를 실제로 보았다"라고 말했습니다. 이에 동반자가 활성 별이 아닌 또 다른 백색 왜성이라면 두 별의 시체가 합쳐져 불꽃놀이가 시작됩니다. 이 과정은 유형 1a 초신성의 '이중 축퇴 모델'로 알려져 있습니다. 다른 경우에는 백색 왜성이 동반자로부터 물질을 끌어당겨 훨씬 작은 폭발인 신성에서 잠깐 발화할 수도 있습니다. 백색 왜성은 그대로 남아 있기 때문에 임계점에 도달하면 이 과정을 여러 번 반복하여 죽어가는 별에 계속해서 생명을 불어넣을 수 있습니다. 폴란드 바르샤바 대학의 천문학자 플제멕 므로즈는 이전 기사에서 "이것은 은하계에서 가장 밝고 빈번한 별의 폭발이며 종종 육안으로 볼 수 있다"라고 언급하기도 했습니다.