백색왜성 - Orion's Arm 한국어

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이미지 제공: Steve Bowers
백색 왜성인 시리우스 B는 A형 항성 시리우스 A의 빛에 가려 관측하기 어렵다

백색 왜성은 자연적으로 초신성이 될 만큼 질량이 충분하지 않은 항성의 잔해다. 항성 내부의 복사압이 약해지면 항성은 막대한 중력에 의해 수축하면서 백색 왜성이 된다. 분광형은 D로 표기한다.

주계열성은 핵융합 반응이 만들어내는 압력으로 중력에 맞서지만, 백색 왜성은 전자 축퇴압으로 버틴다. 전자 축퇴압은 전자가 같은 양자 상태를 점유할 수 없다는 파울리 배타 원리의 결과다. 이로 인해 백색 왜성의 질량에는 태양 질량의 약 1.4배라는 엄격한 상한이 생기는데, 이를 찬드라세카르 한계라 한다. 이 한계를 넘으면 전자 축퇴압이 무너지고 백색 왜성은 계속 붕괴하여 초신성 폭발로 이어진다.

백색 왜성의 반지름은 질량과 구성 성분에 따라 달라진다. 질량이 클수록 전자 축퇴압이 강해져 오히려 크기가 작아진다. 태양 질량의 0.573배인 브라이트 다이아몬드(40 에리다니 B)의 반지름은 약 9,100킬로미터다. 반면 태양 질량의 1.34배인 투-투-원 미러클(ZTF 1901+1458)의 반지름은 겨우 2,140킬로미터에 불과하다.

흑색 왜성

백색 왜성은 자체적인 에너지 생산 수단이 없다. 시간이 흐르면서 핵융합 단계에서 축적된 열을 우주 공간으로 방출하며 서서히 식어가고, 결국 흑색 왜성이 된다. 외부 개입이 없다면, 현재 우주에서 가장 차가운 백색 왜성도 온도가 약 3,000K 수준이어서 흑색 왜성으로 보기에는 여전히 너무 뜨겁다. 따라서 현재 발견된 흑색 왜성이 있다면, 그것은 이종 소폰트 지성체가 만들어낸 인공물일 가능성이 높다.

흑색 왜성

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