백색왜성

백색왜성

백색 왜성은 상대적으로 작은 질량을 가진 별이 수명을 모두 가지고 있는 후에 남은 잔재물입니다. 태양과 같은 큰 질량을 가진 별들은 연료가 고갈된 후 모든 외부 층을 우주로 날아갈 행성의 성운 상태를 경험하고, 나머지 핵은 백색 왜성이 되고, 적색 왜성과 같은 작은 질량을 가진 별은 연료가 방출되고 시간이 지남에 따라 백색 왜성이 됩니다. 탄소와 산소의 주요 성분은 융합 반응을 통해 생성되며, 융합 반응을 일으킬 수 없어서 자신의 무게를 지탱하는 힘을 얻을 수 없습니다. 따라서 이 별은 스스로 붕괴하고 핵은 빠르게 수축하지만, 전자 퇴행성 압력은 중간에 부착되어 수축이 안정화되고 완전히 냉각되며 밀도는 태양의 평균 밀도의 백만 배에 달할 것으로 예상합니다.

 

백색왜성의 구성요소

백색 왜성의 구성 요소는 질량에 따라 달라질 것으로 예상합니다. 태양 질량의 8-10배에 해당하는 별은 산소, 네온 및 마그네슘의 주요 구성 요소이며 태양 질량을 가진 별은 0.5- 탄소와 산소의 주요 성분인 8배입니다. 태양 질량 0.08-0.5배의 별은 헬륨을 주성분으로 하는 백색 왜성이 되지만, 이 수명은 이론적 천체로 우주 나이보다 긴 헬륨-백색 왜성으로 남아 있습니다. 백색 왜성의 표면 온도는 상당히 높지만, 이 열은 뜨거운 핵의 잔열과 별의 중력 수축 때문인 열로 자체 에너지를 생산하지 않습니다. 따라서 흰색 왜성은 감각에 따라 점점 더 냉각되고 다냉각된 검은 왜성이 될 때 덜 두드러지지만, 시간이 매우 길어서 검은 왜성으로 확인된 별은 여전히 없습니다. 이론적으로 백색 왜성이 태양 질량의 50%인 10만 K에 도달하는 데 걸리는 시간은 주변 5K보다 낮은 흑 왜성이 되기 위해 우주의 나이를 훨씬 뛰어넘어 138억 년인 900조에 이르기 때문에 이제 흑 왜성은 없는 것으로 생각됩니다. 만약에 존재한다면 냉각이 안 되고 자발적으로 에너지를 생산하기 때문에 찾기가 굉장히 어렵습니다. 백색 왜성이 시원하고 검은 왜성이 되면 내부의 탄소가 결정화되고 매우 큰 다이아몬드 덩어리가 생산될 것으로 예상합니다. 하지만 표면 중력은 인간의 장비가 견딜 수 없어서 채굴이 가능한지 의문이며 채굴을 해도 거대한 중력에서 벗어나기는 어려울 것입니다. 종종 다이아몬드 스타라는 표현은 자극적인 제목을 가진 물고기에 대한 백색 왜성과 관련된 기사에 나타납니다. 그러나 다른 천체의 접근이나 충돌로 충분한 질량을 잃는 퇴행성이 해소돼 다이아몬드 행성으로 변할 수 있다고 하자, I형 초신성 폭발이 일어나면 퇴행성 산소가 거대한 폭발로 터져 나오고, 별 전체가 순식간에 폭발해 온도가 1 조 K 이상 상승하는 등 퇴행성의 산소가 폭발할 수 있다는 것입니다. 이 상태에서는 에너지를 생산하는 열 반응뿐만 아니라 철보다 무거운 원소가 미량으로 생산되며, 흡열 반응이 매우 활발하게 발생하여 산소보다 작은 질소와 탄소를 더 많이 생산한다는 것은 말할 것도 없습니다.

 

백색왜성의 특징

120억 년 전 우주에서 백색 왜성이 생성됐을 때 백색 왜성은 가까운 미래에 기아형 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 매우 높고, 매우 높은 확률은 50%를 넘고, 130억 년 전에 생산된 백색 왜성은 99% 이상이 기아형 초신성 폭발을 일으켜 사라진 것입니다. 우주 초기에 가스 밀도가 너무 높아서 백색 왜성은 쌍둥이가 없더라도 주변 가스를 빨아들여 질량을 증가시킬 수 있었습니다. 80억 년 전까지만 해도 은하계 충돌이 잦았던 라형라형 초신성의 폭발은 상당히 빈번했지만, 시간이 흐르면서 발생 빈도가 감소했고 20억 년 전만 해도 지금과 같은 빈도였습니다. 그러나 우주에서 가장 자주 발생하는 초신성 폭발은 천문학에 매우 유용하지만 라형 초신성이 항상 태양 질량의 1.44배에 달할 때 폭발하는 특성 때문입니다. 항상 같은 질량에서 폭발하는 밝기는 결정되므로 지구 위에서 관찰된 밝기는 즉시 초신성까지의 거리로 변환될 수 있습니다. 블랙홀이나 중성자보다 무겁고 극단적인 문서는 상당히 짧고 실제 내용도 3개 중 가장 짧습니다.