최근 수정 시각 : 2019-07-21 15:14:42

백색왜성

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저질량 항성의 생애
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시리우스 쌍성계의 모습으로 화살표 표시된 왼쪽 아래의 작은 점이 최초로 발견된 백색왜성인 시리우스 B이다. 밝게 빛나는 중심의 천체는 백색 주계열성(분광형 A1V) 시리우스 A이다.[1]

1. 개요2. 원소 생성과 Ia형 초신성3. 기타

1. 개요

Kurzgesagt – In a Nutshell의 백색왜성 소개 영상.

백색왜성(白色矮星, White Dwarf)

일반적인 항성은 내부의 수소핵융합반응으로 헬륨으로 바꿈으로서 을 발하는데, 긴 세월이 지나면 별 내부의 수소가 점차 소진된다. 이렇게 되면 은 헬륨을 핵융합반응의 재료로 쓰며, 이 과정에서 별은 적색 거성으로 바뀐다 [2]. 태양도 미래에는 적색거성이 될 전망이다. 계산 결과 대략 지금으로부터 약 78억년 후일 것이라 추정된다.

내부의 헬륨을 삼중 알파 과정으로 소진해 탄소로 융합하면 이것이 핵융합반응의 재료가 되는데, 태양을 포함한 대부분의 별은 질량이 작기 때문에 탄소가 핵융합 반응을 일으키는 데 필요한 열과 압력을 가할 수 없다. 이렇게 되면 그 별은 행성상 성운으로 외부층(수소, 헬륨 등)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 무너지고 핵이 급속도로 수축하게 되지만, 전자축퇴압(electron degeneracy pressure)에 의해 도중에 수축이 막혀버리고 그대로 식어 안정되며 그 밀도는 태양 평균밀도의 100만 배에 달한다.[3] 이런 고밀도 상태를 전자축퇴압이라는 힘으로 버티는데 그럴 수 있는 질량의 한계를 찬드라세카르 한계라고 부르며 회전하지 않는 백색왜성의 경우 태양의 약 1.44배이다.

백색왜성의 표면온도는 상당히 높지만, 이 열은 어디까지나 뜨거운 핵의 잔열 및 별의 중력수축으로 발생한 열이며 스스로 에너지를 생산해내는 것은 아니다. 따라서 백색왜성은 시간이 감에 따라 점점 식게 되며, 다 식으면 흑색왜성이 되어 눈에 띄지 않게 된다. 그러나 식는 데 시간이 매우 오래 걸리므로,우주의 나이보다 더 오래 걸린다 아직 흑색왜성으로 확인된 별은 없다. 이론적으로 태양 질량의 50%의 100,000K에 달하는 백색왜성이 주위 5K 이하인 흑색왜성이 되는 데에 걸리는 시간은 우주의 나이인 138억 년을 훌쩍 넘는 900조 년에 달하기 때문에 현재는 흑색왜성이 존재하지 않는다고 생각된다. 만약 실제로 존재한다 한다 하더라도, 다 식어버린 데다 자체적으로 에너지를 발하지 않기 때문에 발견이 극도로 힘들다. 블랙홀은 물질이 빨려들어갈 때 방출되는 어마어마한 X선을 통해서 발견이 되는 반면에, 흑색왜성은 그런 것도 없다. 다만 중력 렌즈 효과 등 중력에 의한 현상을 관찰하면 발견할 가능성이 있긴 하다. 실제로 외계 행성을 발견하는데 중력 렌즈 효과(이는 실제로 빛을 내지않는 행성을 찾는데 사용되는 기술이다.)를 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.

참고로 현재 발견된 가장 차가운 백색왜성은 WD 0346+246로 나이는 110억년에, 표면온도는 3900K이다. 이 백색왜성의 질량은 태양질량의 15%밖에 되지 않는데, 적색 거성 시절에 짝별에[4] 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. 일반적으론 태양의 절반 정도의 질량을 가지는데 이들은 현재 우주의 나이(137억년) 내에선 5000K이하로 식을 수 없다고 한다.

2. 원소 생성과 Ia형 초신성

백색왜성이 식어서 흑색왜성이 되면 내부에 있는 탄소들이 결정화되어 매우 거대한 다이아몬드 덩어리가 탄생할 것으로 보인다. 그러나 표면 중력은 현재 인간의 장비로는 견딜 수 없을 정도로 높기 때문에 채굴이 가능할진 의문이다. 채굴을 한다쳐도 그 어마어마한 중력에서 빠져나오는 것 역시 힘들 것이다.

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 을 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 산산조각 나게 되는데, 이것을 Ia형 초신성이라고 한다. 이 Ia형 초신성 폭발은 지금도 매우 흔하게 일어나는 초신성 폭발이며, 우주에 중원소를 뿌려준다. 앞서 말했듯이 대부분의 은 백색왜성이 되기 때문에 백색왜성이 전체 별들 중 6%나 되는 수를 차지할 정도로 꽤 흔하다.

Ia형 초신성 폭발이 일어나면 축퇴된 산소가 엄청난 폭발을 일으켜 별 전체가 1초 만에 폭발하게 되며 온도도 1조 K 이상 올라간다. 이 상태에서는 에너지를 내놓는 발열 반응뿐만 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 탄소질소도 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, 백색왜성은 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, 팔라듐까지만 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.[5]

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 일어났다는 사실과 함께 탄소, 산소, 철 등 중원소를 퍼뜨리는데 크게 기여했음을 알 수 있다.

120억 년 전 우주에서 백색왜성이 생성되면 그 백색왜성이 가까운 미래에 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 확률이 50% 이상으로 매우 높았고 130억 년 전에 생성된 백색왜성의 경우는 99% 이상이 Ia형 초신성 폭발을 일으켜 사라졌다. 우주 초기에는 가스 밀도가 매우 높아 백색왜성이 쌍성이 없이도 주위의 가스를 빨아들여서 질량을 키울 수 있었기 때문이다. 은하 충돌이 자주 일어나던 80억 년 전까지는 la형 초신성 폭발이 꽤나 자주 일어났으나 시간이 지날수록 발생 빈도가 줄어들어 20억 년 전에는 현재와 비슷한 빈도로 맞춰지게 된다. 그럼에도 우주에서 가장 많은 빈도로 일어나는 초신성 폭발이다.


3. 기타

la형 초신성은 천문학에서 매우 유용하게 이용되는데. 이는 la형 초신성이 항상 태양의 1.44배의 질량에 도달할 때 폭발하는 특성 탓이다. 늘 같은 질량에서 폭발하게 밝기도 정해져있고 따라서 지구상에서 관측되는 밝기를 바로 초신성까지의 거리로 변환할 수 있기 때문이다.[6]

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

이 분야의 대가로는 인도 출신[7]의 천체물리학자 수브라마니안 찬드라세카르가 있다. 찬드라세카르는 이 백색왜성에 대한 연구로 노벨 물리학상을 수상했다. 해당 연구는 주계열성밀집성이 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. 너무 유명해서 할 필요가 없는 것이다.


[1] 위 사진에서 시리우스 A에서 십자형 빛이 보이는데, 이것은 별이 이렇게 생긴 것이 아니라 반사 망원경의 거울 지지대에 빛이 반사되면서 나타나는 상이다.[2] 질량에 따라 다른 테크를 타는 별들도 있다. 항성항목 참조.[3] 백색왜성의 밀도는 106 g/cm3 정도다. 물의 100만배라고 해도 무방하다. 이는 곧 한 변이 1 cm인 큐브가 1톤의 질량을 가지는 셈이다. 밀도가 높은 만큼 백색왜성의 크기는 지구와 비슷할 정도로 작다.[4] 절반 이상의 항성계는 우리가 사는 태양계와 달리 2개의 별이 쌍으로 태어나 진화한다.[5] II형 초신성 폭발은 무거운 외부를 밀어내야 하므로 시간을 벌 수 있고, 중심핵은 이미 철, 니켈까지 형성되어 있고, 자체 질량이 커 내부의 밀도가 크므로 중성자, 양성자 등의 대량 포획으로 우라늄, 플루토늄까지도 형성 가능하다.[6] 포그슨 방정식 : m - M = 5log(r) - 5 (m은 겉보기 등급, M은 절대 등급, r은 초신성 까지의 거리(pc))이고 la형 초신성은 절대등급이 일정하므로 겉보기등급만 측정하면 거리r을 구할 수 있다.[7] 그의 출생지는 지금은 파키스탄 땅이지만, 그가 무종교였던 점과 타밀족이었던 점으로 인해 본인 스스로도 인도계로 정체화 했으며, 인도계 미국인으로 분류된다.

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