백색왜성의 특징

백색왜성이랑 그 이름이 나타내듯이 하햫게 보이는 작은 별입니다.대부분이 작은 별이 붉은색으로 보이는 것과

달리 작은 별이 흰색으로 보이니 관심을 가질수 밖에 없었습니다.물론 백색왜성이란 이름이 붙은 것은 훨씬

뒤의 일이고 백색왜성이 보통 별과는 내부 구조가 다르다는 것이 알려진 것은 1931년 입니다.우리가 가까이에서

볼수있는 백색왜성은 겨울철 별자리인 큰개자리의 1등성 시루우스의 동반성입니다.시리우스 B라고 부릅니다.

지구에서 8.7광년 떨어져 있으나 별들의 세계에서는 가까운 거리에 속합니다.백색왜성의 질량은 태양과 비슷하지만

크기는 지구 정도입니다.태양의 반경이 지구의 반경보다 109배 크다는 점을 고려하면 백색왜성의 밀도가 태양보다

백만배 정도 더 크다는 것을 유추할 수 있습니다.이 차이를 좀더 실감나게 표현하면 각설탕 크기의 백색왜성

물질이면 1톤이 된다는 뜻입니다.백생왜성은 이처럼 고밀도의 천체이긴 하나 블랙홀처럼 끝없이 수축하여 

밀도가 수축하여 밀도가 무한대인 특이점을 만들지는 않습니다.이것이 가능한 것은 별을 구성하는 원자가 서로

닿을 정도로 밀도가 높아지면 개별 입자들이 존재할 공간을 확보하기 위해 서로 밀어내는 압력이 발생하고 이

압력이 중력과 평행을 이루게 되면 수축이 멈추게 되기 때문입니다.이러한 압력을 축퇴압이라고 합니다.

지구에서 3천광년 떨어진 우주 공간에 죽음의무도를 벌이는 두 늙은 별이 발견되었습니다.백색왜성으로 알려진

이 두별은 초속 595KM라는 엄청난 속도로 서로 나선을 그리며 끌어 당기고 있습니다.90만년 뒤에는 서로 융합할

것으로 보고되고 있습니다.그런데 천문학자들은 이 두별이 다른 쌍성을 이루는 별들과 다른 특이점을 보여 큰

관심을 보이고 있습니다.과학자들은 이 두늙은 별을 연구하면서 아인슈타인의 일반 상대성이론을 입증하고 모든

초신성의 기원을 밝힐 것으로 기대하고 있습니다.연구팀은 멀티플리러망원경으로 백색왜성의 쌍성계를 조사하던

중 그 춤추는 쌍성을 발견했습니다.두 별이 서로 가려질 때 만들어지는 빛의 특징이나 스펙트럼을 관측해 상대적인

움직임을 측정한 것으로 전해졌습니다.일반적으로 백색왜성은 한 숟가락당 무게가 자동차 한대 만큼 무거울 정도로

초고밀도 질량을 자랑합니다.질량의 천체가 서로 회전하면 공간이 휘어진 상태가 돼어 연못에 돌을 던져 잔물결이

이르는 것처럼 파문이 생깁니다.쌍썽은 중력파로 불리는 이 파문들에 의해 에너지 일부를 잃고 궤도는 점차 축소

됩니다.이에 대해 브라운 박사는 새로 발견된 쌍성은 물질의 교환이 없으므로 중력파 효과 측정에 최적이라고

밝히면서 우주에는 많은 쌍성이 있지만 매우 근접하기에 서로 영향을 준다고 합니다.상호 작용하는 물질에서

발생하는 에너지를 관측할 수 있지만 쌍성 별의 증명은 어렵다고 말했습니다.

별 내부의 축퇴된 질량이 더 커지면 별은 백생왜성의 상태를 유지하지 못하고 중력 수축이 계속 진행되어 더

고밀도의 천체인 중성자성이 되거나 블랙홀이 되어 버립니다.중성자성은 모든 물질이 중성자로 이루어져 있고

중성자의 축퇴압이 중력과 평행을 이루고 잇는 별입니다.물론 중성자의 축퇴압이 중력을 이기지 못할때는

블랙홀이 됩니다.우리의 태양도 진화의 마지막 단계에는 백색왜성이 됩니다.태양이 백색왜성으로 진화하는 

과정에서 많은 복잡한 일이 일어납니다.에너지원도 바뀌어 앞으로 약50억년 정도는 지금과 같이 중심부에서 

일어나는 수소 원자의 핵융합 반응으로 빛을 방출하나 그 이후에는 비교적 빠른 속도로 중심부에서 헬륨을

태워 탄소와 산소를 만들며 에너지를 생성합니다.그 이후에는 더이상의 원자핵 합성은 이루어지지 않아 생성되는

에너지는 없고,가지고 있던 에너지가 빠져나가며 점차 식어가는 단계로 접어듭니다이과정에서 별의 바깥 부분은

바람에 불려나듯이 별을 빠져나와 주변에 행성상성운을 만들고 중심부는 계속 수축하여 고밀도의 상태가 됩니다.

축퇴압이 중력과 평형을 이루며 안정된 별이 되며,이렇게 생긴 별이 백색왜성이며 고온에서 시작하여 천천히

식어갑니다.