흑색왜성 - 우주의 최후의 날

우주는 우리에게 무한한 신비를 안겨주는 곳입니다. 그중에서도 흑색왜성은 이론적으로는 예측가능하나, 가설적이며, 그 형태가 매우 독특해 많은 관심을 받는 천체입니다. 

흑색왜성(black dwarf)은 이론적으로 별의 잔해, 특히 완전히 냉각되어 더 이상 상당한 열이나 빛을 방출하지 않는 백색왜성을 말합니다. 따라서 전자기파 관측이 불가능해진 천체이기도 하나 그 실체는 확인되지 않았습니다. 질량이  태양의 8배 정도 이하인 항성이 최종적으로 도달하는 곳으로 추정되고 있을 뿐입니다. 백색왜성이 이 상태에 도달하는 데 필요한 시간은 현재 우주의 나이(대략 138억 년) 보다 더 긴 것으로 계산되며 현재 우주에 흑색왜성은 존재하지 않을 것으로 생각됩니다. 또한 같은 이유로 가장 온도가 낮은 백색왜성의 온도가 우주 나이의 관측적 상한선 중 하나라고 할 수 있습니다.

한때 '흑색왜성'이라는 이름은 태양 질량의 약 0.08 이하로 수소의 핵융합을 유지할 수 없는 가벼운 천체에 대해 사용되었으나 현재는 일반적으로 1970년대에 붙여진 이름인 갈색왜성으로 불리우고 있습니다.

흑생왜성이 형성 과정

태양 질량의 8배 이하의 여러 단계의 변천을 거쳐 백색왜성이 이르는 것을 알려져 있습니다. 백색왜성은 복사에 의해 냉각되어 점차 온도가 낮아지고 복사량도 줄어드는데, 온도가 낮은 백색왜성일수록 나이가 많습니다. 

2012년 미국 애리조나주 MDM 천문대의 2.4m 망원경으로 표면 온도가 3900 K(스펙트럼 분류상 M0 온도에 해당) 이하로 냉각된 다양한 백색왜성이 발견되었습니다. 이들 백색왜성의 나이는 110억 ~ 120억 년으로 추정됩니다.

백색왜성은 저질량 또는 중간 질량의 주계열성에서 융합하기에 충분한 온도를 가진 모든 원소를 배출하거나 융합한 후 남은 것입니다. 그러면 남은 것은 열복사에 의해 천천히 냉각되는 전자 퇴화 물질의 고밀도 구이며, 결국 흑색왜성이 됩니다.

만약, 흑색왜성이 존재한다면, 정의상 방사선을 거의 방출하지 않기 때문에 검출하기가 어려울 것입니다. 그러나 중력의 영향을 통해 감지할 수는 있습니다. 천문학자들은 2012년에 MDM 천문대의 2.4m 망원경을 통해 3,900 K(3,630ºC, 6,560ºF) 이하로 냉각된 다양한 백색왜성을 발견했습니다.

별의 먼 미래 진화는 암흑물질의 본질과 양성자 붕괴 가능성 및 속도(아직 존재가 파악할 수 없음)와 같이 잘 이해되지 않는 물리적 질문에 달려 있기 때문에 백색왜성이 검은색으로 냉각되는 데 걸리는 시간은 정확히 알려져 있지 않습니다. 백색왜성이 5K(-268.15ºC, -450.67ºF)로 냉각되는 데 1,015년이 걸릴 것으로 추정됩니다. 그러나 약하게 상호작용하는 거대 입자가 존재한다면, 이 입자와의 상호작용을 일부 백색왜성은 이보다 훨씬 따뜻한 상태로 약 1,025년 동안 유지될 수 있습니다. 그 이유는 양성자가 안정적이지 않은 경우, 백색왜성은 양성자 붕괴에서 방출되는 에너지에 의해 따뜻하게 유지되기 때문입니다. 1,037년이라는 가상의 양성자 수명에 대해 아담스와 라플린은 양성자 붕괴가 오래된 태양 질량 백색왜성의 유효 표면 온도를 약 0.06K(-273.09ºC, -459.56ºF)까지 상승시킬 것이라고 계산합니다. 차갑기는 하지만, 이는 1,037년 후의 우주 배경 복사 온도보다 더 뜨거울 것으로 예상됩니다.

일부 거대한 블랙왜성은 결국 초신성 폭발을 일으킬 수 있다고 예측할 수 있습니다. 이는 피크 핵(밀도 기반) 융합이 별의 대부분을 철로 처리하면 발생하며, 이는 일부 흑색왜성의 찬드라 세 카르 한계를 실제 질량 아래로 낮출 것입니다. 이 지점에 도달하면 붕괴되어 폭주 행융합이 시작됩니다. 폭발할 수 있는 가장 큰 질량은 태양 질량 1.35에 가깝고, 101,100년 정도 걸리며, 전체 흑색왜성의 약 1% 정도에 해당합니다. 한 가지 주의사항은 양성자 붕괴가 초신성 폭발을 방지하는 피크 핵 과정보다 훨씬 더 빠르게 흑색왜성의 질량을 감소시킬 수 있다는 것입니다.

 

우리 태양의 미래

태양이 약 80억 년 후 태양핵에서 헬륨의 핵융합이 끝나면 외층을 행성상 성운으로 방출해 백색왜성이 남게 될 것으로 추정됩니다. 이후 수조 년 이상의 시간을 두고 서서히 식어 결국 가시광선을 더 이상 방출하지 않게 됩니다. 이 상태에서는 육안으로 태양을 볼 수 없으며, 중력에 의한 영향이 분명하더라도 가시광선으로는 확인이 불가능합니다. 또한, 태양이 흑색왜성 상태까지 충분히 식으려면 1000조 년 정도의 시간이 필요할 것으로 추정되고, 오히려 WIMP(상호작용이 거의 없는 무거운 입자)와의 상호작용 등의 영향으로 더 긴 시간이 필요할 가능성도 배제할 수 없습니다.

 

가능한 관측 방법

질량이 태양의 8배 정도 이하인 항성은 최종적으로 적색거성으로 진화한 후 외층의 가스를 방출하여 백색왜성으로 변합니다. 더 이상 백색왜성은 핵융합을 일으키지 않기 때문에 열원이 없고, 외부로 방출되는 전자기파에 의해 에너지를 잃고 식어갑니다. 이렇게 점차 온도가 낮아지고 복사량도 줄어들어 결국 전자기파를 이용한 직접 관측이 불가능해진 천체를 흑색왜성으로 정의합니다. 따라서 설령 흑색왜성이 존재한다고 하더라도 흑색왜성의 정의에 따라 복사를 거의 하지 않기 때문에 가시광선을 포함한 전자기파를 통한 흑색왜성 관측은 어렵습니다. 그렇다면은 흑색왜성을 관측하는 방법으로 갈색왜성과 마찬가지로 중력의 영향을 통한 검출이 고려되고 있습니다. 만약 흑색왜성이 관측 가능한 항성과 연성계를 구성하고 있다면, 항성의 고유 운동에 미치는 영향을 통해 그 존재를 알 수 있습니다. 또한 단독의 흑색왜성일지라도 배경에 있는 천체에 미치는 중력렌즈 효과를 이용하여 검출할 수 있을 가능성이 있습니다.

 

결론

흑색왜성은 외계 행성과도 유사한 점이 있습니다. 둘 모두 핵융합이 일어나지 않는 특성을 가지고 있으며, 이는 행성과 별 사이의 중간 형태라는 관점에서 매우 흥미로운 점입니다. 이러한 유사성은 천문학자들에게 더 많은 의문을 불러일으키며, 행성과 별의 형성 과정에 대한 이해를 높이는 데 기여합니다.

 

흑색왜성은 빛의 부족함과 높은 밀도를 통해 우주에서 독특한 위치를 차지하고 있습니다. 이러한 천체들은 우주 연구에 있어서 매우 귀중한 정보를 제공하고, 더 많은 우주를 이해하려는 데에 도움이 됩니다. 앞으로 천문학적 연구를 통해 흑색왜성에 대한 깊은 이해를 얻기를 기대합니다.