백색왜성 : 100억년 후 태양이 가야할 길

백색왜성(white dwarf)은 대부분 전자가 퇴화한 물질로 구성된 항성의 잔해로, 진화 말기에 취할 수 있는 형태 중 하나입니다. 백색왜성은 밀도가 매우 높아 질량은 태양과 비슷하지만 부피는 지구와 비슷합니다. 백색왜성의 낮은 광도는 천체에 저장된 열의 복사에 기안하여, 백색왜성 내에서는 핵융합 반응이 일어나지 않습니다. 백색왜성의 비정상적인 어두움은 1910년에 처음으로 인식되었습니다. 백색왜성의 명칭은 1922년 빌렘 야콥 루이텐에 의해 명명됩니다.

백색왜성의 기본 개요

알려진 백색왜성 중 태양계에 가장 가까운 백색왜성은 8.6광년 거리에 있는 쌍성계 시리우스의 동반자인 시리우스 B입니다. 태양에 가까운 100개의 항성계에는 8개의 백색왜성이 존재하는 것으로 알려져 있습니다. 또한, 태양 근처의 갈색왜성보다 질량이 큰 천체 중 4분의 1은 백색왜성이 차지하고 있는 것으로 알려져 있습니다. 

 

백색왜성은 질량이 약 10 태양 질량에 못 미치고 중성자별이 될 만큼 무겁지 않은 항성 진화의 최종 상태이며, 은하계에 있는 항성의 97% 이상이 이러한 진화를 거치는 것으로 알려져 있습니다. 팽창하여 적색거성이 되고, 이 단계에서 거성 내부의 삼중 알파 반응에 의해 헬륨에서 탄소와 산소가 합성됩니다. 적색거성의 질량이 가벼워 핵이 탄소 핵융합에 필요한 온도에 도달하지 못하면, 핵융합을 일으키지 못한 탄소와 산소는 항성 중심부에 축적됩니다. 

 

이런 항성이 외층을 방출해 행성상 성윤을 형성한 후, 핵의 일부가 남게 됩니다. 이것이 잔해인 백색왜성입니다. 일반적으로 백색왜성은 탄소와 산소롤 구성됩니다. 백색왜성의 전구 천체의 질량이 태양 질량의 8배 내지 10.5배인 경우, 핵의 온도는 탄소 핵융합을 일으키기에 충분하지만 네온의 핵융합을 일으키지에는 불충분한 정도의 온도가 되어 산소-네온-마그네숨으로 이루어진 백색왜성이 형성됩니다. 매우 낮은 질량의 항성은 헬륨 핵융합을 일으킬 수 없기 때문에 연성계의 질량 손실로 인해 헬륨 백색왜성이 형성되는 것으로 생각됩니다. 

 

백색왜성은 형성 당시에는 매우 뜨겁지만 에너지원이 없기 때문에 에너지를 방출하면서 서서히 냉각됩니다. 이는 백색왜성에서 나오는 복사는 초기에는 높은 색온도를 갖지만, 시간이 지날수록 복사는 약해지고 붉어지는 것을 의미합니다. 오랜 시간에 걸쳐 백색왜성은 식어가고, 물질은 핵에서 결정화를 시작합니다. 천체의 온도가 낮아진다는 것은 충분한 열과 빛을 발산하지 못한다는 것을 의미하며, 이러한 천체는 차가운 흑색왜성이 됩니다. 백색왜성이 이 상태에 도달하는 데 필요한 시간은 현재 우주의 나이보다 더 긴 것으로 계산되며, 흑색왜성은 아직 존재하지 않는 것으로 추정됩니다. 가장 오래됀 백색왜성은 여전히 수천 켈빈의 온도에서 방사선을 방출하고 있습니다. 

 

구성 및 구조

백색왜성의 추정 질량은 작은 것은 0.17 태양 질량, 큰 것은 1.33 태양 질량으로 알려져 있지만, 질량 분포는 0.6 태양 질량에 강한 극대치를 가지며, 대부분 0.5~0.7 태양 질량 사이에 있습니다. 관측된 백색왜성의 추정 반경은 일반적으로 태야 반경의 0.8~2%이며, 이는 태양 반경의 약 0.9%인 지구의 반경과 비슷합니다. 즉 백색왜성은 태양과 비슷한 질량이 태양보다 전형적으로 100만 배나 작은 부피에 같혀 있는 천체입니다. 따라서 백색왜성의 물질의 평균 밀도는 매우 대략적으로 태양의 평균 밀도보다 100만 배 더 크며, 대략 입상 센티미터 당 106그램, 또는 1입방 센티미터 당 1톤입니다. 전형적인 백색왜성의 밀도는 104-107g / ㎝3입니다. 백색왜성은 알려진 것 중 가장 고밀도 물질로 이루어진 천체 중 하나이며, 이보다 밀도가 높은 것은 중성자별, 쿼크별, 그리고 블랙홀과 같은 콤팩트한 별들뿐입니다. 

복사와 냉각

백색왜성의 대부분을 차지하는 퇴화된 물질은 불투명도가 매우 낮습니다. 이는 전자가 광자를 흡수할 때 전자가 더 높은 수준으로 전이해야 하는데, 광자의 에너지가 그 전자가 가능한 양자 상태와 일치하지 않으면 전이가 불가능할 수 있기 때문에 백색왜성 내 복사에 의한 열 수송의 효율이 낮습니다. 하지만 열전도율은 높아집니다. 결과적으로 백색왜성의 내부는 약 107K의 균일한 온도를 유지합니다. 퇴화하지 않은 물질로 만들어진 외피는 107K 에서 104 정도까지 냉각됩니다. 이 물질은 흑체로 복사를 합니다. 백색왜성이 형성된 후, 일반 물질로 이루어진 희박한 대기 외층은 약 107K에서 복사를 시작하고, 질량의 대부분을 차지하는 내부는 107K이지만 외부의 일반 물질로 이루어진 외피를 통해 복사를 할 수 없기 때문에 백색왜성은 오랜 시간 동안 복사를 계속할 수 있습니다. 

 

대기

대부분의 백색왜성은 탄소와 산소로 구성되어 있다고 생각되지만, 분광 관측에 따르면 백색왜성에서 방출되는 빛은 수소와 헬륨이 주성분인 대기로부터 나오는 것으로 밝혀졌습니다. 대기에 포함된 주요 원소들은 일반적으로 다른 모든 미량 원소보다 최소 1000배 이상 많은데, 1940년대 에이버리 셔먼이 설명했듯이 백색왜성은 표면 중력이 커서 무거운 원소는 가라앉고 가벼운 원소는 상승하는 중력적 분리가 대기에서 일어나기 때문에 이러한 순도가 발생한다고 합니다. 우리가 관측할 수 있는 백색왜성의 유일한 부분인 이 대기는 점근거성분지 단계에 있는 항성의 외층 잔해이며, 성간물질로부터 강착된 물질도 포함하고 있는 것으로 생각됩니다. 이 외층은 천체 총 질량의 100분의 1 미만의 질량을 가진 헬륨이 풍부한 층과, 만약 대기가 수소가 풍부하다면 그 위에 놓여있는 천체 총 질량의 약 1만 부의 1에 해당하는 수소가 풍부한 층으로 구성된다고 합니다. 

 

거주가능성

표면 온도가 10,000K 미만인 백색왜성은 대략 0.005~0.02 au의 거리에 거주 가능 구역을 가질 가능성이 제기되고 있으며, 이 거주 가능 구역은 최대 30억 년 동안 유지될 것으로 보입니다. 이는 매우 가까운 거리이기 때문에 이 안에 있는 거주 가능한 행성은 조석으로 고정됩니다. 이러한 안쪽 영역으로 이동해 왔거나, 그 자리에서 형성된 가설적 지구 유사 행성의 이동을 탐사하는 것이 연구 목표 중 하나입니다. 백색왜성의 크기는 행성의 크기와 비슷하기 때문에 이런 종류의 트랜짓에서는 깊은 식을 일으킬 것으로 예상됩니다. 

 

그러나 새로운 연구들은 백색왜석 주변의 거주 가능한 행성의 존재에 대해 의문을 제기하고 있습니다. 이러한 매우 가까운 주성 주위를 공전하는 행성은 강한 조석력에 노출되어 온실효과로 인해 거주할 수 없는 환경으로 변할 수 있다는 지적이 있습니다. 존재 가능성에 대한 또 다른 제약은 이러한 행성이 어떻게 형성되었는지를 꼽을 수 있습니다. 백색왜성 주위의 강착원반 안에서 형성되는 시나리오 외에, 행성이 백색왜성에 가까운 궤도에 도달하기 위한 두 가지 시나리오가 제안되었는데, 첫 번째는 주성이 적색거성이 되는 단계에서 외곽층에 삼켜진 상태에서 살아남아 내부로 이동하는 것이고, 두 번째는 백색왜성이 형성된 후 안쪽으로 이동한다는 것입니다. 저질량 행성은 항성에 삼켜지는 동안 살아남기 어렵기 때문에 전자의 형성 과정은 비현실적입니다. 후자의 과정에서는 행성은 자신이 가진 궤도 에너지를 백색왜성과의 조석 상호작용을 통해 열로 버려야 하며, 그 결과 행성은 거주 불가능한 불타는 불덩어리와 같은 상태가 될 가능성이 높다고 합니다.