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백색왜성

2020. 7. 7. 06:10

백색왜성은 중간 이하의 질량이 있는 별이 융합에 도달하는 천체입니다. 이러한 유형의 별의 질량 때문에 중앙 핵이 붕괴되고 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 융합을 일으킬 수 있는 충분한 온도에 도달하지 못했습니다. 대신 헬륨 융합 과정에서 적색거성이 된 후 외부 대기가 우주로 방출되어 지구 상에 성운을 형성하게 되고, 대부분의 탄소와 산소로 구성된 핵만 남겨져 백색왜성을 형성하게 됩니다. 핵융합은 백색왜성에서는 더 이상 일어나지 않습니다. 따라서 에너지를 생산할 수 없기 때문에 점차 냉각되고 중력에 의해 핵이 붕괴되는 것을 막지 못하여 결국 매우 밀도가 높은 상태가 됩니다. 보통 지구의 부피 집계량의 약 절반이지만 전자 퇴행성으로 인해 붕괴가 발생하지 않아 부피가 유지됩니다. 전자 퇴행성 압력이 견딜 수 있는 가장 큰 질량은 태양의 약 1.44배입니다. 이를 찬드라세칼 한계라고 하는데, 이 한계를 초과하지 않는 별을 말하며, 질량이 찬드라세칼 한계를 넘어 섬과 동시에 태양의 3배 미만이면 중성자 별이 되고, 태양의 3배를 초과하면 블랙홀이 됩니다. 더 많은 에너지를 생산할 수 없는 백색왜성은 몇 십억 년 이상의 세월 동안 냉각되어 결국 관찰할 수 없는 수준에 도달할 것입니다. 그러나 현재 우주의 시대로부터 추측할 때 137억 년으로 추정되며, 수천 년의 오래된 백색왜성일지라도 수천 도의 온도를 유지하고 있습니다. 백색왜성은 매우 흔하며, 전체 별의 약 6%를 차지합니다. 백색왜성의 특징을 알아보겠습니다. 어떤 경우에는 약간의 차이가 있겠지만, 대부분의 백색 왜성은 태양 질량의 0.5배에서 0.6배인 질량을 지구 크기로 집계됩니다. 지구는 태양의 지름의 100분의 1에 불과하기 때문에 백색 왜성의 부피는 태양의 부피의 약 1/1,000,000이며, 따라서 백색 왜성의 밀도는 태양의 밀도의 약 1,000,000배입니다. 밀도가 높은 물질을 퇴행성 물질이라고 불렀고, 1930년대에는 퇴행성 물질에 대한 양자역학으로 묘사되었습니다. 백색왜성이 중력에 의해 붕괴될 수 없는 이유는 전자 퇴화 압력 때문이며, 이 힘은 온도와 독립적이며 밀도와만 관련이 있습니다. 관측된 모든 별의 절대 등급의 색 지수 표, 즉 헤르츠 스프룸-러셀 도표를 작성하면, 도표에서 절대 등급과 색 지수의 가능한 모든 조합이 가능한 것은 아닙니다. 대부분의 별은 차트의 주 시퀀스라고 불리는 밴드에 배치됩니다. 주 시퀀스는 왼쪽 위의 뜨겁고 밝은 영역에서 오른쪽 아래의 차갑고 어두운 영역으로 구성됩니다. 메인 시리즈의 차갑고 질량이 낮은 별은 빨간색으로 보이기 때문에 적색왜성이라고 불리며 때로는 차가운 별을 갈색왜성이라고도 합니다. 이런 종류의 별은 백색왜성과는 매우 다른 천체인데, 적색 왜성의 붕괴로부터 질량을 지지하는 힘이 이상적인 가스 방정식을 따르는 뜨거운 가스입니다. 한편, 백색왜성은 헤르츠 스프룸-러셀의 왼쪽 아래, 뜨겁고 어두운 부분에 위치하고 있습니다. 대부분의 백색왜성은 매우 뜨겁습니다. 이러한 열은 붕괴 과정에서 발생하는 열과 함께 인근 별에서 물질을 흡수하지 않는 한 지속적으로 생성되지 않습니다. 그러나 백색왜성은 매우 작기 때문에 백색왜성의 열은 매우 작은 면적으로 지구 표면을 통해서만 발산될 수 있기 때문에 백색왜성은 매우 오랫동안 뜨겁게 유지될 수 있습니다. 일부 증거는 백색왜성의 내부가 시간이 지남에 따라 냉각되면서 점차 결정화되어 다이아몬드와 같은 결정으로 안정화된다고 추측합니다. BPM 37093이 그 예입니다. 세월이 흐른 후, 백색왜성은 주변 온도처럼 완전히 냉각되고 결국 흑색 왜성으로 변합니다. 이 이론은 흑색 왜성이 주변 우주와 동일한 온도에 있으며 단순히 약한 전자기파만을 생산하고 있다고 말합니다. 그러나 실제로 우주의 나이는 일부 백색왜성이 공식뿐만 아니라 흑색 왜성이 되기에 충분하지 않았습니다. 즉, 현재 우주에는 흑색 왜성이 없으며 지금까지 발견된 가장 차가운 백색왜성은 약 3,900 켈빈입니다. 백색왜성이 식는 속도는 식을수록 점점 느려집니다. 2만 켈빈에서 5,000 켈빈으로 냉각하는 시간과 5,000 켈빈에서 4,000 켈빈으로 냉각하는 시간은 동일합니다. 결국, 2만 켈빈의 온도를 가진 태양 질량의 약 절반인 백색왜성이 주변 온도와 동일하게 되기까지는 약 250억 년이 걸리는 반면, 우주의 추정 연령은 약 130억 년입니다. 근처의 젊은 백색왜성은 X 선 천문학과 자외선 천문학을 통해 약한 X선을 방출하여 얇은 대기 구조와 백색 왜성의 구성을 연구할 수 있는 것으로 밝혀졌습니다. 백색왜성은 찬드라세칼의 한계로 태양 질량의 1.4배를 초과할 수는 없지만, 이 한계를 넘어서는 방법이 있습니다. 쌍성계를 형성하는 백색왜성은 동반성으로부터 물질을 계속 받아들입니다. 흡수된 물질이 백색왜성을 분쇄하고 퇴행성 압력이 더 이상 운반할 수 없는 수준에 도달하면 백색왜성은 폭발할 것이며, 이는 모든 초신성 형태 중 가장 강력한 형태인 Ia형 초신성이라고 불립니다. 흡수체가 백색왜성을 누르지 않고 표면으로부터 융합을 일으킨다면 백색 왜성은 생성된 에너지에 의해 밝게 빛나면서 대기를 우주로 갈라놓을 것입니다. 이 현상을 신성이라고 합니다. 이 경우 백색왜성의 핵은 실제 반응 없이 온전하게 유지되므로 동반성에서 수소만 결합에서 계속 흘러나온다면 여러 번 신성이 가능합니다. 이번에는 백색왜성의 역사에 대해서 알아보겠습니다. 1862년 알반 그레이엄 클라크는 밝은 시리우스와는 반대로 어두운 동반성를 발견했습니다. 시리우스 B라는 이름의 동반성은 표면 온도가 약 25,000 켈빈이기 때문에 뜨거운 별로 분류되었습니다. 그러나 고온과 비교하여 시리우스 B는 시리우스 A보다 10,000배 더 희미했습니다. 표면적당 밝기가 고온으로 인해 매우 높다는 것을 알고 희미하다는 것은 시리우스 B가 시리우스 A보다 매우 작다는 것을 의미했는데, 이는 대략 지구 정도의 지름을 가지고 있다는 것을 의미했습니다. 시리우스 쌍둥이 시스템의 움직임으로 계산하면 시리우스 B는 시리우스 B의 밀도가 상상할 수 없을 정도로 높은 태양의 질량과 거의 같은 것으로 나타났습니다. 그 이후로 많은 백색왜성이 발견되어 우주에서 매우 흔한 천체로 밝혀졌습니다. 1920년대에 양자역학이 탄생하면서 백색왜성의 밀도에 대한 이론적 근거가 마련되었다. 1926년 랄프 H. 파울러는 백색 왜성의 밀도를 설명하기 위해 축퇴물질을 사용 했습니다. 이 연구는 몇 달 전에 발표된 전자에 대한 페르미 디렉통계에 기초했습니다. 수브라마니안 찬드라세카르는 1930년에 백색 왜성의 질량이 태양 질량의 1.4배를 초과할 수 없다고 밝혔습니다. 이것은 현재 찬드라세카르 한계라고 불리며, 이 연구로 찬드라세카르는 1983년 노벨 물리학상을 수상했습니다. 미국 항공우주국의 스피처 우주 망원경은 최근 5억 년 전에 수명을 다한 백색왜성인 G29-38 근처에서 혜성 먼지처럼 보인다는 것을 발견했습니다. 이것은 내행성이 항성이 죽어가는 과정에서 흡수된다고 해도 혜성과 일부 외행성은 여전히 궤도를 유지할 수 있다는 것을 나타냅니다. 이 관찰은 혜성의 수명이 항성 수명보다 길 수 있다는 것을 보여주는 최초의 관찰 증거입니다. 중간 수준 이하의 질량을 가진 별은 그가 헬륨과의 융합을 완료한 수소 후에 백색 왜성으로 변형될 것입니다. 융합이 거의 끝날 무렵, 별은 적색거성으로 변하여 거의 모든 외부 대기에서 물질을 행성 성운으로 형성하고 방출합니다. 결국 뜨거운 핵의 10만 도 이상만 남아 있고, 이 핵은 초기 백색왜성으로 안정될 것입니다. 일반적인 백색왜성은 태양 질량의 절반이며, 지구보다 약간 큰 직경을 가지고 있습니다. 백색 왜성의 밀도는 1.5*10 6g/cm 3> 디스플레이 스타일 1.5*10 6g/cm 3>이며, 이 밀도보다 밀도가 높은 중성자, 블랙홀, 가상의 쿼크의 정도입니다. 일반 물질은 부피가 클수록 질량이 클수록, 소위 퇴행성 물질로 구성된 백색 왜성이 클수록 질량이 클수록 중력의 크기는 작아집니다. 백색왜성의 최대 질량 제한은 태양 질량의 1.4배 찬드라세칼 한계라고 합니다. 이 질량이 초과하면 전자 퇴행성 압력에 의해지지 되는 별은 결국 중력으로 인해 붕괴되어 중성자 별을 형성하게 됩니다. 비록 질량이 높은 많은 별들이 그러한 질량 표면의 한계로 인해 백색왜성이 될 수 없을 것 같지만, 사실 대부분의 별들은 그들의 수명을 백색왜성에서야 끝이 납니다. 이것은 대부분의 질량이 융합의 마지막 단계에서 우주로 방출되기 때문입니다.

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