백색왜성

백색왜성은 연료 없이 어떻게 빛날까?

백색왜성은 태양처럼 질량이 낮거나 중간인 별이 생애 끝에 외층을 잃고 남긴 뜨거운 핵이다. 중심에서 새로운 핵융합 에너지를 거의 만들지 않지만, 처음에는 매우 뜨겁기 때문에 저장된 열을 우주로 내보내며 빛난다. 지구만 한 크기에 태양과 견줄 만한 질량이 들어갈 수 있어 밀도가 매우 크다.

• 정체 살아 있는 주계열성이 아니라 항성 진화가 남긴 잔해
• 크기 대체로 지구와 비슷하지만 질량은 태양과 견줄 수 있다.
• 지지력 전자 축퇴압이 중력 수축에 맞서 작은 크기를 유지한다.
• 빛 새 연료를 태우기보다 남은 열을 방출하며 서서히 식는다.

왜 그렇게 작고도 무너지지 않을까?

보통 별에서는 뜨거운 기체 압력이 중력에 맞선다. 백색왜성에서는 양자역학적 효과인 전자 축퇴압이 핵심이다. 전자들이 같은 상태를 무한히 차지할 수 없기 때문에 물질을 더 압축하려는 중력에 저항한다. 특이하게도 백색왜성은 질량이 커질수록 반지름이 작아지는 경향을 보인다. 그러나 이 버팀에는 한계가 있으며, 찬드라세카르 한계로 알려진 약 1.4 태양 질량 부근을 넘는 안정한 백색왜성은 유지되기 어렵다.

백색왜성의 흰빛은 새 불꽃이 아니라, 별의 뜨거운 마지막 핵이 천천히 식으며 보내는 잔광이다.

백색왜성은 어떻게 만들어질까?

1. 주계열성 태양 같은 별이 중심에서 수소를 융합한다.
2. 거성 단계 중심 연료가 바뀌며 외곽이 팽창하고 질량을 잃는다.
3. 외층 방출 별 바깥 기체가 퍼지며 행성상성운을 만들 수 있다.
4. 백색왜성 노출된 뜨거운 중심핵이 핵융합 없이 오랫동안 냉각한다.

남는 핵의 주성분은 별의 초기 질량과 진화에 따라 헬륨, 탄소와 산소, 더 무거운 원소일 수 있다. 태양은 장차 주로 탄소와 산소로 이루어진 백색왜성을 남길 것으로 예상된다.

식는 동안 내부에서는 어떤 일이 일어날까?

백색왜성이 식는 속도는 단순한 온도계처럼 일정하지 않다. 내부 이온이 규칙적인 구조를 이루는 결정화가 시작되면 잠열과 원소 분리가 냉각 속도에 영향을 줄 수 있다. 유럽우주국의 가이아 관측은 많은 백색왜성의 밝기와 색 분포에서 이 결정화가 남긴 지연 신호를 보여 주었다. 이는 ‘백색왜성 내부가 굳는다’는 오래된 예측을 큰 집단의 관측으로 확인한 사례다.

동반성이 있으면 왜 더 격렬해질까?

혼자 있는 백색왜성은 대체로 조용히 식는다. 가까운 동반성이 있으면 백색왜성이 기체를 끌어당겨 표면에서 폭발적 핵융합이 일어나 신성이 될 수 있다. 어떤 쌍성 진화에서는 백색왜성의 파괴와 연결된 Ia형 초신성이 일어난다. 다만 Ia형 초신성에는 여러 가능한 경로가 연구되고 있어, ‘한계를 넘으면 언제나 같은 방식으로 폭발한다’고 단순화하면 안 된다. 동반성의 종류와 질량 전달 과정이 중요하다.

백색왜성은 관측된 항성 잔해다. 충분히 식은 뒤의 흑색왜성은 아직 관측되지 않은 먼 미래 개념이다.

출처

• NASA Science, Types of Stars
• NASA Science, Stars in an Exoplanet World
• ESA Gaia, White Dwarf Crystallisation
• Tremblay et al., Core Crystallization and Pile-up in the Cooling Sequence