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백색 왜성은 어디에서 왔습니까?

별의 수명이 다한 시점은 탄생 한 질량에 따라 다릅니다. 질량이 많은 별은 블랙홀이나 중성자별로 수명을 끝낼 수 있습니다. 저 질량 또는 중질 량 별 (질량이 우리 태양 질량의 약 8 배 미만)은 백색 왜성이 될 것입니다. 전형적인 백색 왜성은 태양만큼 거대하지만 지구보다 약간 더 큽니다. 이로 인해 백색 왜성은 중성자 별과 블랙홀 만 능가하는 가장 밀도가 높은 물질 중 하나입니다.

블랙홀	중성자 별	백색 왜성

우리 태양과 같은 중질 량 별은 핵 안에있는 수소를 헬륨으로 융합하여 살아갑니다. 이것이 우리 태양이 지금하고있는 일입니다. 태양이 수소를 헬륨으로 핵융합하여 생성하는 열은 외부 압력을 생성합니다. 앞으로 50 억 년 동안 태양은 핵의 모든 수소를 소모하게 될 것입니다.

별의 상황은 압력솥과 비슷합니다. 밀폐 된 용기에서 무언가를 가열하면 압력이 증가합니다. 태양에서도 같은 일이 일어납니다. 태양이 엄격하게 밀폐 된 용기는 아니지만 중력은 별을 안쪽으로 끌어 당겨 마치 하나처럼 작용하게하는 반면, 코어에있는 뜨거운 가스에 의해 생성 된 압력은 빠져 나가기 위해 밀어냅니다. 압력과 중력 사이의 균형은 매우 미묘합니다.

태양이 융합 할 수소가 떨어지면 균형이 중력에 유리하게 기울어지고 별이 붕괴되기 시작합니다. 그러나 별을 압축하면 다시 뜨거워지고 핵을 감싸고있는 껍질에 남아있는 적은 수소를 융합 할 수 있습니다.

(Betelgeuse)
1996 년 1 월 15 일, 허블 우주 망원경은 별, A. Dupree (CfA) 및 NASA의 첫 번째 직접 이미지를 캡처합니다.

이 불타는 수소 껍질은 별의 바깥층을 확장시킵니다. 이것이 일어날 때 우리 태양은 적색 거성이 될 것입니다. 너무 커져서 수성은 완전히 삼켜 질 것입니다!

별이 커지면 열이 퍼져 전체 온도가 낮아집니다. 그러나 우리의 적색 거성 태양의 핵심 온도는 수소 융합에서 생성 된 헬륨을 융합 할 수있을만큼 최종적으로 뜨거워 질 때까지 상승합니다. 결국 헬륨은 탄소 및 기타 무거운 원소로 변환됩니다. 태양은 10 억 년 동안 적색 거성은 거의 100 억 달러에 달하는 수소를 태우는 데 바쁘게 소비했습니다.

우리는 이미 우리 태양과 같은 중간 질량의 별이 적색 거성이된다는 것을 알고 있습니다.하지만 그 이후에는 어떻게 될까요? 여전히 헬륨을 뿜어 내고 탄소를 제거합니다. 그러나 헬륨이 완성되었을 때 생성 된 탄소를 태울 수있을만큼 충분히 뜨겁지 않습니다. 지금은 어떻습니까?

우리 태양이 이기고 나서 ” 탄소를 발화 할 정도로 뜨거워지면 다시 중력에 굴복합니다. 별의 핵심이 수축하면 별의 외피를 확장시키는 에너지 방출이 발생합니다. 이제 별은 이전보다 훨씬 더 큰 거인이되었습니다! 우리 태양의 반지름은 지구 궤도보다 커질 것입니다!

태양은이 시점에서 매우 안정적이지 않고 질량을 잃을 것입니다. 이것은 별이 마침내 바깥층을 날려 버릴 때까지 계속되지만, 별의 핵심은 그대로 유지되어 백색 왜성이됩니다. 백색 왜성은 행성상 성운으로 알려진 물체에서 팽창하는 가스 껍질로 둘러싸 일 것입니다. 초기 관측자들은 천왕성과 해왕성 행성처럼 보였기 때문에 이것을 불렀습니다. 뒤뜰 망원경을 통해 볼 수있는 행성상 성운이 있습니다. 그 중 절반 정도에서 중앙 백색 왜성은 적당한 크기의 망원경을 사용하여 볼 수 있습니다.

행성 성운은 중질 량 별이 적색 거성에서 백색 왜성으로 변하는 것을 표시하는 것 같습니다. 우리 태양과 질량이 비슷한 별은 봉투를 날린 후 75,000 년 이내에 백색 왜성이 될 것입니다. 결국 그들은 우리 태양처럼 냉각되어 우주로 열을 방출하고 검은 탄소 덩어리로 사라집니다. 100 억년이 걸릴지 모르지만, 우리 태양은 언젠가 선의 끝에 도달하여 조용히 검은 왜성이 될 것입니다.

백색 왜성은 우주의 나이에 대해 말할 수 있습니다. 백색 왜성이 흑 왜성으로 식는 데 걸리는 시간을 추정 할 수 있다면 우주와 은하의 나이에 대한 하한선이 될 것입니다.하지만 백색 왜성이 식는 데 수십억 년이 걸리기 때문에 우리는 많은 백색 왜성이 흑인 왜성이 될만큼 우주가 아직 충분히 오래되었다고 생각하지 마십시오.흑색 왜성을 찾는 것은 백색 왜성의 냉각 과정에 대한 우리의 이해를 확실히 바꿀 것입니다.

백색 왜성의 관찰

화살표는 큰 시리우스 A 옆에있는 백색 왜성, 시리우스 B를 가리 킵니다.

백색 왜성을 관찰하는 방법에는 여러 가지가 있습니다. 발견 된 최초의 백색 왜성은 큰 개자리 자리에있는 밝은 별인 시리우스의 동반자이기 때문에 발견되었습니다. 1844 년에 천문학 자 프리드리히 베셀은 시리우스가 마치 보이지 않는 물체를 공전하는 것처럼 약간 앞뒤로 움직인다는 사실을 발견했습니다. 1863 년에 안경사 및 망원경 제작자 인 Alvan Clark은이 신비한 물체를 발견했습니다. 이 동반 별은 나중에 백색 왜성으로 결정되었습니다. 이 쌍은 이제 Sirius A와 B로 불리며 B는 백색 왜성입니다. 이 시스템의 궤도주기는 약 50 년입니다.

백색 왜성은 매우 작아서 탐지하기가 매우 어렵 기 때문에 이원계는 그것들을 찾는 데 도움이되는 방법입니다. 시리우스 시스템과 마찬가지로 별이 설명 할 수없는 움직임을 보이는 것처럼 보이면 단일 별이 실제로 다중 시스템임을 알 수 있습니다. 자세히 살펴보면 백색 왜성 동반자가 있음을 알 수 있습니다.

2.4 미터 거울과 첨단 광학 장치를 갖춘 허블 우주 망원경은 광 시야 및 행성 카메라로 백색 왜성을 성공적으로 관찰했습니다. 1995 년 8 월,이 카메라는 전갈 자리에있는 구상 성단 M4에서 75 개 이상의 백색 왜성을 관찰했습니다. 이 백색 왜성은 너무 희미하여 가장 밝은 것은 달의 거리에서 볼 수있는 100 와트 전구보다 더 밝지 않았습니다. M4는 7,000 광년 떨어져 있지만 지구에서 가장 가까운 구형 성단입니다. 또한 약 140 억년 된 , 그렇기 때문에 많은 별들이 수명이 다해 가고 있습니다.

HZ 43의 ROSAT 이미지

광 망원경이 백색 왜성을 보는 유일한 방법은 아닙니다. 백색 왜성 HZ 43은 X 선 위성 ROSAT에 의해 관찰되었습니다. X 선은 백색 왜성의 가시 표면 내부에서 나옵니다.이 영역은 매우 밀도가 높고 아주 어린 백색 왜성에서 100,000도까지 뜨거울 수 있습니다. 백색 왜성 “s 외층에는 헬륨과 수소 만 포함되어 있으며 y 훨씬 더 뜨거운 내부 층에서 방출되는 X 선에 투명합니다.

최종 수정 날짜 : 2006 년 12 월