백색 왜성은 그 이미 핵심에있는 모든 수소를 사용한 진화뿐 아니라 내부 원자로에서 연료의 마지막 단계에있는 별이다. 이러한 상황에서 별은 자체 중력으로 인해 냉각되고 놀랍게 수축합니다.
그것은 존재하는 동안 저장되는 열만을 가지고 있기 때문에, 백색 왜성은 어마 어마한 모닥불을 끈 후에도 남아있는 불씨와 같습니다. 열의 마지막 숨결이 그것을 떠나 차갑고 어두운 물체로 변하기까지는 수백만 년이 걸릴 것입니다.
그림 1. 찬드라가 촬영 한 X 선에서 이원계 시리우스 A (주성)와 시리우스 B (백색 왜성)의 확대 그림. 출처 : Wikimedia Commons.
발견
지금은 풍부한 것으로 알려져 있지만 매우 작기 때문에 쉽게 발견 할 수 없었습니다.
최초의 백색 왜성은 1783 년 William Herschel에 의해 Eridani 항성계 40의 일부로, 가장 밝은 별이 Achernar이며, 겨울 동안 남쪽 (북반구)에서 보이는 Eridano 별자리에서 발견되었습니다.
40 Eridani는 3 개의별로 구성되어 있으며 그중 하나는 Eridane A. 40 개는 육안으로 볼 수 있지만 40 Eridani B와 40 Eridani C는 훨씬 작습니다. B는 백색 왜성이고 C는 적색 왜성입니다.
몇 년 후, 40 Eridani 시스템을 발견 한 후 독일의 천문학자인 Friedrich Bessel은 1840 년에 Canis Major에서 가장 밝은 별인 Sirius가 신중한 동반자가 있다는 것을 발견했습니다.
베셀은 시리우스의 궤적에서 작은 사인을 관찰했는데, 그의 설명은 다른 작은 별의 근접성 일 수밖에 없었습니다. 그것은 시리우스 B라고 불 렸는데, 화려한 시리우스 A보다 약 10,000 배 더 어둡습니다.
시리우스 B는 해왕성보다 작거나 작지만 밀도가 매우 높고 표면 온도가 8000K로 밝혀졌습니다. 시리우스 B의 복사선은 백색 스펙트럼에 해당하기 때문에 "백색 왜성"으로 알려지게되었습니다.
그리고 그때부터 이러한 특성을 가진 모든 별은 백색 왜성이 다양한 온도를 가지고 있기 때문에 적색 또는 황색 일 수 있지만 백색이 가장 일반적이라고 불립니다.
형질
알려진 우주의 상세한 3 차원지도를 만드는 데 전념 한 프로젝트 인 SDSS (Sloan Digital Sky Survey)에 따르면 지금까지 백색 왜성으로 분류 된 약 9000 개의 별이 문서화되었습니다. 우리가 말했듯이, 그들은 약한 광도 때문에 발견하기가 쉽지 않습니다.
태양 주변에는 백색 왜성이 꽤 많이 있으며, 그 중 상당수는 1900 년대 초 천문학 자 G. Kuyper와 W. Luyten에 의해 발견되었습니다. 따라서 사용 가능한 기술에 따라 주요 특성이 상대적으로 쉽게 연구되었습니다.
가장 뛰어난 것은 다음과 같습니다.
-행성에 필적하는 작은 크기.
- 고밀도.
-낮은 광도.
-100000 및 4000K 범위의 온도.
-그들은 자기장이 있습니다.
-그들은 수소와 헬륨의 분위기를 가지고 있습니다.
-강렬한 중력장.
-방사선으로 인한 에너지 손실이 적기 때문에 매우 천천히 냉각됩니다.
온도와 광도 덕분에 반경이 매우 작은 것으로 알려져 있습니다. 표면 온도가 태양과 비슷한 백색 왜성은 그 광도의 천분의 일을 거의 방출하지 않습니다. 따라서 난쟁이의 표면은 매우 작아야합니다.
그림 2. 시리우스 B와 금성은 거의 같은 지름을 가지고 있습니다. 태그 됨
이러한 높은 온도와 작은 반경의 조합은 위에서 언급했듯이 별이 하얗게 보입니다.
구조와 관련하여, 그들은 기체 상태의 물질로 둘러싸인 결정질의 단단한 핵을 가지고 있다고 추측됩니다.
이것은 수소에서 헬륨으로, 헬륨에서 탄소로, 탄소에서 더 무거운 원소로, 별의 원자로에서 일어나는 연속적인 변환으로 인해 가능합니다.
난쟁이 핵의 온도가 그러한 단단한 핵이 존재할만큼 충분히 낮기 때문에 그것은 실제 가능성입니다.
사실, 직경 4000km의 다이아몬드 코어를 가지고 있다고 믿어지는 백색 왜성이 최근에 발견되었으며, 지구에서 53 광년 떨어진 알파 센타 우리 자리에 위치했습니다.
백색 왜성의 밀도
백색 왜성의 밀도에 대한 질문은 19 세기 말과 20 세기 초에 천문학 자들 사이에서 큰 놀라움을 불러 일으켰습니다. 계산은 매우 높은 밀도를 가리 켰습니다.
백색 왜성은 지구 크기로 압축 된 우리 태양의 1.4 배에 달하는 질량을 가질 수 있습니다. 이런 식으로 그 밀도는 물의 밀도보다 백만 배 더 크며 정확히 백색 왜성을 유지합니다. 그게 어떻게 가능해?
양자 역학은 전자와 같은 입자가 특정 에너지 수준 만 차지할 수 있다고 주장합니다. 원자핵 주변의 전자 배열을 제한하는 원리도 있습니다. Pauli 배제 원리입니다.
이 물질의 특성에 따르면 두 전자가 동일한 시스템 내에서 동일한 양자 상태를 갖는 것은 불가능합니다. 또한 일반적인 문제에서는 허용되는 모든 에너지 수준이 일반적으로 사용되는 것은 아니며 일부만 사용됩니다.
이것은 왜 육상 물질의 밀도가 입방 센티미터 당 몇 그램 정도에 불과한 이유를 설명합니다.
타락한 물질
각 에너지 레벨은 특정 볼륨을 차지하므로 한 레벨을 차지하는 영역이 다른 레벨과 겹치지 않습니다. 이런 식으로 같은 에너지를 가진 두 레벨이 겹치지 않는 한 문제없이 공존 할 수 있습니다. 왜냐하면 그것을 막는 퇴화 력이 있기 때문입니다.
이것은 별에서 물질의 수축을 제한하는 일종의 양자 장벽을 만들어 중력 붕괴를 보상하는 압력을 생성합니다. 이것은 백색 왜성의 완전성을 유지합니다.
한편, 전자는 가능한 모든 에너지 위치를 채우고 가장 낮은 위치를 빠르게 채우고 사용 가능한 에너지가 가장 높은 위치 만 채 웁니다.
이러한 상황에서 모든 에너지 상태가 점유 된 상태에서 물질은 물리학에서 퇴화 상태라고하는 상태에 있습니다. 배제 원칙에 따라 가능한 최대 밀도 상태입니다.
그러나 전자의 위치 △ x의 불확실성은 고밀도로 인해 최소이기 때문에 하이젠 베르크 불확실성 원리에 의해 선형 모멘트 △ p의 불확실성은 △ x의 작은 크기를 보상하고 충족시키기 위해 매우 클 것입니다. 그래서:
△ x △ p ≥ ћ / 2
여기서 ћ는 h / 2π이고, 여기서 h는 플랑크 상수입니다. 따라서 전자의 속도는 빛의 속도에 가까워지고 충돌도 증가하기 때문에 전자가 가하는 압력이 증가합니다.
페르미 압력이라고하는이 양자 압력은 온도와 무관합니다. 이것이 백색 왜성이 절대 영도를 포함한 모든 온도에서 에너지를 가질 수있는 이유입니다.
진화
천문 관측과 컴퓨터 시뮬레이션 덕분에 우리 태양과 같은 전형적인 별의 형성은 다음과 같이 수행됩니다.
-첫째, 수소와 헬륨이 풍부한 가스와 우주 먼지가 중력에 의해 응축되어 어린 항성 체인 원시성 (protostar)을 생성한다. 원형 별은 빠르게 수축하는 구체이며, 온도는 수백만 년에 걸쳐 점차적으로 증가합니다.
-임계 질량에 도달하고 온도가 상승하면 별 내부에서 원자로가 켜집니다. 이것이 발생하면 수소 융합이 시작되고 별은 소위 주 계열에 합류합니다 (그림 3 참조).
-시간이 지나면 핵의 수소가 고갈되고 별의 가장 바깥 쪽 층에서 수소의 점화가 시작되고 핵의 헬륨의 점화가 시작됩니다.
-별이 팽창하여 밝기가 증가하고 온도가 낮아지고 빨간색으로 변합니다. 이것은 적색 거성 단계입니다.
-별의 가장 바깥 쪽 층은 별의 바람에 의해 분리되어 행성은 없지만 행성상 성운을 형성합니다. 이 성운은 별의 중심부 (훨씬 더 뜨겁다)를 둘러싸고 있으며, 수소 저장량이 고갈되면 헬륨을 태워 더 무거운 원소를 형성하기 시작합니다.
-성운은 사라지고 원래 별의 수축 코어를 남기고 백색 왜성이됩니다.
핵융합은 여전히 물질을 가지고 있음에도 불구하고 멈췄지만, 별은 여전히 엄청난 양의 열을 보유하고 있으며 이는 방사선에 의해 매우 느리게 방출됩니다. 이 단계는 오랜 시간 동안 지속됩니다 (약 10 년, 우주의 추정 연령).
-일단 차가워지면 방출하던 빛이 완전히 사라지고 백색 왜성이 흑 왜성이됩니다.
그림 3. 별의 수명주기. 출처 : Wikimedia Commons. RN 베일리
태양의 진화
아마도 우리 태양은 그 특성으로 인해 설명 된 단계를 거칩니다. 오늘날 태양은 주 계열에서 성인 별이지만 모든 별은 조만간 어느 시점에서 떠나지 만 대부분의 삶이 그곳에서 보내집니다.
다음 적색 거성 단계에 진입하려면 수백만 년이 걸릴 것입니다. 그럴 때 지구와 다른 내부 행성은 떠오르는 태양에 휩싸 일 것입니다. 그러나 먼저 바다는 대부분 증발하고 지구는 사막이 될 것입니다.
모든 별이이 단계를 거치는 것은 아닙니다. 질량에 따라 다릅니다. 태양보다 훨씬 더 거대한 것은 초신성으로 끝나기 때문에 훨씬 더 화려한 결말을 갖습니다. 이 경우 나머지는 블랙홀이나 중성자 별과 같은 독특한 천체가 될 수 있습니다.
찬드라 세 카르 한계
1930 년에 19 세의 힌두교 천체 물리학자인 Subrahmanyan Chandrasekhar는 별에 임계 질량의 존재를 결정했습니다.
질량이이 임계 값 미만인 별은 백색 왜성의 경로를 따릅니다. 그러나 그의 질량이 정상을 넘으면 그의 날은 엄청난 폭발로 끝납니다. 이것은 찬드라 세 카르 한계이며 우리 태양 질량의 약 1.44 배입니다.
다음과 같이 계산됩니다.
여기서 N은 단위 질량 당 전자 수이고, ћ는 플랑크 상수를 2π로 나눈 값이고, c는 진공 상태에서 빛의 속도이고 G는 보편적 인 중력 상수입니다.
이것은 태양보다 큰 별이 백색 왜성이 될 수 없다는 것을 의미하지는 않습니다. 주 계열에 머무르는 동안 별은 지속적으로 질량을 잃습니다. 그것은 또한 적색 거성과 행성상 성운 단계에서도 그렇게합니다.
반면에 백색 왜성으로 변한 별의 강력한 중력은 근처에있는 다른 별의 질량을 끌어 당겨 자신의 질량을 증가시킬 수 있습니다. Chandrasekhar 한계를 초과하면 난쟁이와 다른 별의 끝이 여기에 설명 된 것만 큼 느리지 않을 수 있습니다.
이러한 근접성은 멸종 된 원자로를 재가동시키고 엄청난 초신성 폭발 (초신성 Ia)을 유발할 수 있습니다.
구성
별의 핵에있는 수소가 헬륨으로 변형되면 탄소와 산소 원자를 융합하기 시작합니다.
그리고 헬륨 매장량이 차례로 고갈되면 백색 왜성은 주로 탄소와 산소로 구성되며, 경우에 따라 네온과 마그네슘으로 구성됩니다. 단 핵이 이러한 요소를 합성 할 수있는 충분한 압력을가집니다.
그림 4. 별 AE Aquarii는 맥동하는 백색 왜성입니다. 출처 : Wikimedia commons를 통한 NASA.
왜소는 별의 표면 중력이 높을수록 무거운 원소가 중앙에 축적되어 더 가벼운 원소는 표면에 남기 때문에 헬륨이나 수소의 얇은 대기를 가지고있을 수 있습니다.
일부 왜성에서는 네온 원자를 융합하여 단단한 철핵을 생성 할 수도 있습니다.
훈련
이전 단락에서 말했듯이 백색 왜성은 별이 수소 매장량을 고갈시킨 후에 형성됩니다. 그런 다음 팽창하고 팽창 한 다음 행성상 성운의 형태로 물질을 방출하여 핵을 내부에 남깁니다.
퇴화 물질로 구성된이 핵은 백색 왜성으로 알려진 것입니다. 핵융합로가 꺼지면 수축하고 천천히 냉각되어 모든 열 에너지와 광도를 잃습니다.
백색 왜성의 유형
백색 왜성을 포함한 별을 분류하기 위해 스펙트럼 유형이 사용되며 이는 온도에 따라 달라집니다. 왜성 별의 이름을 지정하기 위해 대문자 D를 사용하고 A, B, C, O, Z, Q, X 중 하나를 사용합니다. 다른 문자 : P, H, E 및 V는 또 다른 일련의 특성을 나타냅니다. 더 구체적입니다.
이러한 각 문자는 스펙트럼의 두드러진 특징을 나타냅니다. 예를 들어, DA 별은 스펙트럼에 수소 선이있는 백색 왜성입니다. 그리고 DAV 왜성은 수소 선을 가지고 있으며, V는 그것이 가변적이거나 맥동하는 별임을 나타냅니다.
마지막으로 온도 지수 n을 나타 내기 위해 일련의 문자에 1에서 9 사이의 숫자가 추가됩니다.
n = 50400 / 별의 유효 T
백색 왜성의 또 다른 분류는 질량에 따라 다릅니다.
-태양 약 0.5M
-평균 질량 : M Sol의 0.5 ~ 8 배
-태양 질량의 8 배에서 10 배 사이.
백색 왜성의 예
-밤하늘에서 가장 밝은 별, 시리우스 A의 동반자 캔 메이저 별자리의 시리우스 B. 가장 가까운 백색 왜성입니다.
-AE Aquarii는 X 선 펄스를 방출하는 백색 왜성입니다.
-40 Eridani B, 먼 16 광년. 망원경으로 관찰 가능
-HL Tau 67은 황소 자리의 별자리에 속하며 변하기 쉬운 백색 왜성으로 최초로 발견되었습니다.
-DM Lyrae는 이원계의 일부이며 20 세기에 신성으로 폭발 한 백색 왜성입니다.
-WD B1620은 이진 시스템에도 속하는 백색 왜성입니다. 동반하는 별은 맥동하는 별입니다. 이 시스템에는 둘 다 궤도를 도는 행성이 있습니다.
-프로키온 A의 동료 인 프로키온 B, 레 서독 별자리.
그림 5. Procyon 바이너리 시스템, 백색 왜성은 오른쪽에있는 작은 점입니다. 출처 : Flickr를 통한 Giuseppe Donatiello.
참고 문헌
- Carroll, B. 현대 천체 물리학 소개. 2 위. 판. 피어슨.
- Martínez, D. 별의 진화. 출처 : Google 도서.
- Olaizola, I. 백색 왜성. 출처 : telesforo.aranzadi-zientziak.org.
- Oster, L. 1984. 현대 천문학. 편집 복귀.
- Wikipedia. 백색 왜성. 출처 : es. wikipedia.org.
- Wikipedia. 백색 왜성 목록. en.wikipedia.org에서 복구되었습니다.