백색왜성

퇴행성 왜성이라고도 불리는 백색 왜성은 대부분 전자 퇴행성 물질로 구성된 항성핵 잔해물이다.백색 왜성은 매우 밀도가 높다: 그것의 질량은 태양의 질량과 비슷한 반면, 그것의 부피는 지구의 질량과 비슷하다.백색 왜성의 희미한 발광성은 잔류 열 에너지의 방출에서 나온다. 백색 왜성에서는 어떠한 융합도 일어나지 않는다.^[1]가장 근접한 것으로 알려진 백색 왜성은 시리우스 B로, 8.6광년에 시리우스 이항성의 작은 성분이다.현재 태양에서 가장 가까운 100개의 항성계 중 8개의 백색 왜성이 있는 것으로 생각된다.^[2]백색 왜성의 특이한 기절은 1910년에 처음 인정되었다.^{[3]: 1} 백색 왜성이라는 이름은 1922년 윌렘 루이텐에 의해 만들어졌다.

백색왜성은 중성자 항성이나 블랙홀이 될 정도로 질량이 높지 않은 항성의 최종 진화 상태로 여겨진다.이것은 은하계의 97% 이상의 다른 별들을 포함한다.^{[4]: §1} 중저질량 또는 중질량 주계열성의 수소융기 이후, 그러한 별은 삼중 알파 공정에 의해 중심부의 탄소와 산소에 헬륨을 융합하는 적색 거성으로 확장될 것이다.만약 적색 거성이 탄소(약 10억 K)를 융합하는 데 필요한 노심 온도를 생성하기에 충분한 질량을 가지고 있지 않다면, 그 중심에 불활성 질량의 탄소와 산소가 축적될 것이다.그런 별은 외층을 털어 행성상 성운을 이루고 나면, 중심핵을 남긴다, 그것이 남은 백색 왜성이다.^[5]보통 백색 왜성은 탄소와 산소(CO 백색 왜성)로 구성되어 있다.만약 조제기의 질량이 8~10.5 태양 질량()M_☉ 사이라면, 코어 온도는 탄소를 융합하기에 충분하지만 네온이 아닐 것이다. 이 경우 산소-네온-마그네슘(ONeMg 또는 ONe) 백색 왜성이 형성될 수 있다.^[6]질량이 매우 낮은 별들은 헬륨을 융합할 수 없을 것이다. 따라서, 헬륨 백색^[7][8] 왜성은 2진 시스템에서 질량 손실에 의해 형성될 수 있다.

백색 왜성에 있는 물질은 더 이상 핵융합 반응을 겪지 않기 때문에 별에는 에너지원이 없다.그 결과 중력붕괴에 대한 핵융합에 의해 발생하는 열로 스스로 지탱할 수 없고, 전자 퇴화 압력으로만 지탱되어 극도의 밀도를 초래한다.퇴행성의 물리학은 전자 퇴행성 압력으로는 지탱할 수 없는 비회전성 백색 왜성에 대해 최대 질량인 찬드라세카르 한계치(약 1.44배)를 산출한다.이 질량 한계에 접근하는 탄소-산소 백색 왜성은, 일반적으로 동반성으로부터의 질량 전달에 의해, 탄소 폭발이라고 알려진 과정을 통해 Ia형 초신성으로 폭발할 수 있다; SN 1006은 유명한 예라고 생각된다.^[1][5]

백색 왜성은 형성될 때 매우 뜨겁지만, 에너지의 원천이 없기 때문에 에너지를 방사하여 날아가면서 점차 식을 것이다.처음에는 색 온도가 높았던 방사선이 시간이 지날수록 줄어들고 붉어지게 된다는 뜻이다.아주 오랜 시간 동안, 백색 왜성은 식을 것이고 그 물질은 중심부에서 시작하여 결정화되기 시작할 것이다.이 별의 낮은 온도는 더 이상 큰 열이나 빛을 방출하지 않고 차가운 흑색 왜성이 된다는 것을 의미한다.^[5]백색 왜성이 이 상태에 도달하는 데 걸리는 시간은 현재 알려진 우주의 나이(약 138억년)보다 긴 것으로 계산되기 때문에 아직 흑색 왜성은 존재하지 않는다고 생각된다.^[9][1][4]가장 오래된 것으로 알려진 백색 왜성은 여전히 수천 켈빈 정도의 온도에서 방사하며, 이것은 우주의 가능한 최대 연령에 대한 관측 한계를 설정한다.^[10]

디스커버리

처음 발견된 백색 왜성은 비교적 밝은 주계열성 40 에리다니 A를 포함하고 있는 40 에리다니의 트리플 항성계에서 백색왜성 40 에리다니 B와 주계열성 적색왜성 40 에리다니 C의 보다 가까운 이진계로 원궤도를 원궤도했다.에리다니 B/C 40쌍은 1783년 1월 31일 윌리엄 허셜에 의해 발견되었다.^[11]1910년 헨리 노리스 러셀, 에드워드 찰스 피커링, 윌리엄리나 플레밍은 희미한 별임에도 불구하고 40개의 에리다니 B가 스펙트럼 타입 A, 즉 흰색이라는 것을 발견했다.^[12]1939년 러셀은 이 발견을 되돌아보았다.^{[3]: 1}

나는 내 친구이자 후한 후원자인 교수님을 방문하고 있었다.에드워드 C.피커링.특징적인 친절함으로, 그는 힝크스와 내가 캠브리지에서 만든 별 시차 관측에서 관찰된 비교 별을 포함한 모든 별에 대해 스펙트럼을 관측하도록 자원했고, 나는 이에 대해 토론했다.이 일상적인 작업은 매우 유익하다는 것을 증명했다 – 그것은 매우 희미한 절대 크기의 모든 별들이 스펙트럼 등급 M이라는 것을 발견하게 했다.이 주제에 대한 대화에서(기억하듯이) 나는 피커링에게 특별히 40 에리다니 B를 언급하면서 내 리스트에 없는 다른 희미한 별들에 대해 물었다.특징적으로 그는 천문대 사무실에 쪽지를 보냈고 곧 답이 왔다(내 생각에는 부인에게서 나온 것 같다).플레밍)은 이 별의 스펙트럼이 A라고 했다.나는 이 고생대 시절에도 우리가 그때 표면 밝기와 밀도의 '가능성' 값들 사이에 극단적인 모순이 있다는 것을 단번에 깨달을 만큼 충분히 알고 있었다.나는 매우 예쁜 별별 특징의 규칙처럼 보이는 것에 대해 이 예외에 대해 어리둥절할 뿐만 아니라 풀이 죽어 있다는 것을 보여 주었을 것이다. 그러나 피커링은 나를 보고 미소를 지으며, "우리 지식의 진보를 이끌어 내는 것은 단지 이런 예외들일 뿐"이라고 말했고, 그래서 백난쟁이는 연구의 영역으로 들어갔다!

40 에리다니 B의 스펙트럼 타입은 1914년 월터 아담스에 의해 공식적으로 설명되었다.^[13]

시리우스의 백색 왜성 동료 시리우스 B가 바로 그 다음에 발견되었다.19세기 동안, 몇몇 별들의 위치 측정은 그들의 위치의 작은 변화를 측정할 수 있을 정도로 정밀해졌다.프리드리히 베셀은 위치 측정을 사용하여 항성 시리우스(α 카니스 마조니스)와 프로시온(α 카니스 미노리스)이 주기적으로 위치를 변경하고 있음을 알아냈다.1844년 그는 두 스타에게 보이지 않는 동반자가 있을 것이라고 예측했다.^[14]

우리가 시리우스와 프로시온을 쌍성이라고 간주한다면, 그들의 동작의 변화는 우리를 놀라게 하지 않을 것이다; 우리는 그들을 필요한 것으로 인정해야 하고, 관찰을 통해 그들의 양을 조사하기만 하면 된다.그러나 빛은 질량의 실제 속성이 아니다.무수한 눈에 보이는 별의 존재는 무수한 보이지 않는 별의 존재와 반대되는 것을 증명할 수 없다.

베셀은 대략 시리우스와 동행한 기간을 반세기 정도로 추정했다;^[14] C.A.F. 피터스는 1851년에 그것을 위한 궤도를 계산했다.^[15]1862년 1월 31일에야 알반 그레이엄 클라크는 시리우스와 가까운 곳에서 이전에 보이지 않았던 별을 관측했고, 후에 예측된 동반자로 확인되었다.^[15]월터 아담스는 1915년에 시리우스 B의 스펙트럼이 시리우스와 비슷하다는 것을 발견했다고 발표했다.^[16]

1917년 아드리아 판 마넨은 고립된 백색 왜성인 반 마넨의 별을 발견했다.^[17]처음 발견된 이 세 명의 백색 왜성은 이른바 고전적인 백색 왜성이다.^{[3]: 2} 결국, 적당한 움직임을 가진 희미한 흰 별들이 많이 발견되었는데, 이것은 그들이 지구와 가까운 저조도 별들, 그리고 따라서 백색 왜성으로 추측될 수 있음을 보여준다.윌렘 루이텐은 1922년 이 등급의 별들을 검사할 때 백색 왜성이라는 용어를 처음 사용한 것으로 보인다; ^{[12][18][19][20][21]}이 용어는 후에 아서 스탠리 에딩턴에 의해 대중화되었다.^[12][22]이러한 의혹에도 불구하고 최초의 비종교적인 백색 왜성은 1930년대에 이르러서야 확실히 규명되었다. 백색 왜성은 1939년까지 18명이 발견되었다.^{[3]: 3} 루이텐 등은 1940년대에 백색 왜성을 계속 찾아다녔다.1950년까지 백 명 이상이 알려졌고,^[23] 1999년에는 2,000명 이상이 알려졌다.^[24]그 이후로 슬론 디지털 스카이 서베이에서는 9,000명 이상의 백색 왜성을 발견했는데, 대부분 새로운 백색 왜성을 발견했다.^[25]

구성 및 구조

비록 백색 왜성이 0.17 정도로 추정되는 질량을 가지고 있다고 알려져 있다.M_☉^[26] 최대 1.33까지M_☉,^[27] 질량 분포는 0.6으로 강하게 정점을 이룬다.M_☉, 그리고 대다수는 0.5와 0.7사이에 있다.M 관측된 백색 왜성의 추정 반경은 일반적으로 태양의 반지름 0.8~2%이다_☉.^[27][28] 이는 지구의 반지름 0.9%에 상당한다.그러면 백색 왜성은 태양에 필적하는 질량을 태양보다 100만 배 작은 부피로 포장한다. 따라서 백색 왜성의 물질의 평균 밀도는 태양의 평균 밀도 또는 약 10g⁶/cm³ 또는 입방 센티미터 당 1톤보다 매우 대략적으로 100만 배 이상 커야 한다.^[1]전형적인 백색 왜성은 10⁴ g⁷/cm의³ 밀도를 가지고 있다.백색 왜성은 중성자 항성, 쿼크 항성,^[29] 블랙홀과 같은 다른 소형 항성들에 의해서만 추월되는 알려진 물질의 가장 밀도가 높은 형태들 중 하나로 구성되어 있다.

백색 왜성은 발견 직후 극도로 밀집되어 있는 것으로 밝혀졌다.항성이 시리우스 B나 40 에리다니 B의 경우와 마찬가지로 2진법에 있는 경우, 이진 궤도의 관측에서 항성의 질량을 추정할 수 있다.이것은 1910년까지 시리우스 B에 대해 행해진 것으로,^[30] 대량 추정치는 0.94이다.M보다 현대적인 1.00의 추정치와 잘 비교된다_☉.M뜨거운_☉ ^[31]물체는 차가운 물체보다 더 많은 에너지를 방출하기 때문에, 별의 표면 밝기는 그것의 효과적인 표면 온도와 그것의 스펙트럼으로부터 추정될 수 있다.항성의 거리가 알려지면 절대 광도도도 추정할 수 있다.절대 광도와 거리로부터 항성의 표면적과 반지름을 계산할 수 있다.이러한 종류의 추론은 당시 천문학자들에게 곤혹스러운 깨달음으로 이어졌는데, 상대적으로 높은 온도와 상대적으로 낮은 절대 광도 때문에 시리우스 B와 40 에리다니 B는 매우 밀도가 높음에 틀림없다는 것이다.에른스트 외픽이 1916년 다수의 시각적 이항성의 밀도를 추정했을 때 40개의 에리다니 B의 밀도가 태양의 2만5000배가 넘는다는 것을 발견했는데, 이 밀도가 너무 높아 '불가역'^[32]이라고 불렀다.A.S. Eddington이 나중에 말했듯이, 1927년에:^{[33]: 50}

우리는 별들의 빛이 우리에게 가져다주는 메시지를 받고 해석함으로써 별에 대해 배운다.시리우스의 동료가 해독했을 때의 메시지는 다음과 같다. "나는 네가 만난 그 어떤 것보다 3,000배 더 높은 밀도로 구성되어 있다. 내 자료 중 1톤은 성냥갑에 넣을 수 있는 작은 덩어리가 될 것이다."그런 메시지에 어떤 대답을 할 수 있을까?우리 대부분이 1914년에 한 대답은 "닥쳐라.허튼소리 하지 마."

에드딩턴이 1924년에 지적했듯이, 이 질서의 밀도는 일반 상대성 이론에 따르면 시리우스 B에서 나오는 빛은 중력적으로 적색 히프화되어야 한다는 것을 암시했다.^[22]이것은 애덤스가 1925년에 이 적색시프트를 측정했을 때 확인되었다.^[34]

재료	밀도(kg/m3)	메모들
초거대 블랙홀	c. 1,000[35]	약 10개의8 태양 질량의 블랙홀의 임계 밀도.
물(신선)	1,000	At STP
오스뮴	22,610	근실온도
태양의 중심	c. 15만
백색왜성	1 × 109[1]
원자핵	2.3 × 1017[36]	핵의 크기에 따라 크게 달라지지 않음
중성자 항성 코어	8.4 × 1016 – 1 × 1018
작은 블랙홀	2 × 1030[37]	지구 질량 블랙홀의 임계 밀도.

이러한 밀도는 백색 왜성 물질이 화학 결합에 의해 결합된 원자로 구성되지 않고 결합되지 않은 핵 및 전자의 플라즈마로 구성되기 때문에 가능하다.따라서 정상 물질에 의해 제한되는 전자 궤도에 의해 일반적으로 허용되는 것보다 더 가까이 핵들을 배치하는 데 장애물이 없다.^[22]에딩턴은 이 플라즈마가 식고 원자가 이온화되는 것을 유지하는 에너지가 더 이상 충분하지 않을 때 무슨 일이 일어날지 궁금했다.^[38]이 역설은 R에 의해 해결되었다. H. 파울러는 1926년에 새로 고안된 양자역학의 응용에 의해 만들어졌다.전자는 파울리 배타 원리를 따르기 때문에 두 전자가 같은 상태를 차지할 수 없으며, 또한 1926년에 도입된 페르미-디락 통계에 복종해야 파울리 배타 원리를 만족시키는 입자의 통계 분포를 결정할 수 있다.^[39]따라서 영온에서는 전자가 모두 가장 낮은 에너지, 즉 지면 상태를 점유할 수 없다. 그 중 일부는 더 높은 에너지 상태를 점유해야 하며, 가장 낮은 가용 에너지 상태인 페르미 바다를 형성해야 한다.퇴행성이라고 불리는 이 전자의 상태는 백색 왜성이 0도까지 식을 수 있고 여전히 높은 에너지를 가지고 있다는 것을 의미했다.^[38][40]

백색 왜성의 압축은 주어진 부피에 있는 전자 수를 증가시킬 것이다.파울리 배제 원칙을 적용하면, 이것은 전자의 운동 에너지를 증가시켜 압력을 증가시킬 것이다.^[38][41]이 전자 퇴화 압력은 중력 붕괴에 대해 백색 왜성을 지지한다.압력은 밀도에만 의존하고 온도에 의존하지 않는다.퇴행성 물질은 비교적 압축이 잘 된다; 이것은 고질량 백색 왜성의 밀도가 저질량 백색 왜성의 밀도보다 훨씬 크고 질량이 증가함에 따라 백색 왜성의 반지름이 감소한다는 것을 의미한다.^[1]

중성자 항성으로 붕괴하지 않고서는 어떤 백색 왜성도 초과할 수 없는 제한 질량의 존재는 전자 퇴행압에 의해 지탱되는 또 다른 결과물이다.그러한 제한 질량은 1929년 빌헬름^[42] 앤더슨에 의해 이상화되고 일정한 밀도 별의 경우에 대해 계산되었고 1930년에는 에드먼드 C에 의해 계산되었다. 스토너.^[43]이 값은 밀도 프로파일에 대한 정수 평형을 고려하여 수정되었으며, 현재 알려진 한계값은 1931년 수브라만 찬드라세카르에 의해 그의 논문 "이상적인 백색 왜성의 최대 질량"^[44]에 처음 발표되었다.회전하지 않는 백색 왜성의 경우 대략 5M_☉.7/μ와_e² 같으며, 여기서_e μ는 별의 전자당 평균 분자량이다.^{[45]: eqn.(63)} 탄소-산소-백색 왜성을 주로 구성하는 탄소-12와 산소-16은 둘 다 원자량의 절반에 해당하는 원자 번호를 가지고 있으므로, 그러한 별의 경우 μ는_e 2와 같아야 하며,^[40] 이는 일반적으로 인용되는 1.4의 값으로 이어진다.M_☉. (20세기 초쯤에는 별들이 주로 무거운 원소들로 구성되어 있다고 믿을 만한 이유가 ^{[43]: 955} 있었기 때문에 찬드라세카르는 1931년 논문에서 전자당 평균 분자량인 μ를_e 2.5로 설정하여 0.91의 한도를 주었다.M_☉.) 찬드라세카르는 윌리엄 알프레드 파울러와 함께 1983년에 이것과 다른 작품들로 노벨상을 받았다.^[46]제한 질량은 현재 찬드라세카르 한계라고 불린다.

만약 백색 왜성이 찬드라세카르 한계를 초과하게 되고, 핵반응이 일어나지 않는다면, 전자가 발휘하는 압력은 더 이상 중력의 힘의 균형을 맞출 수 없을 것이고, 중성자 항성이라고 불리는 보다 밀도가 높은 물체로 붕괴될 것이다.^[47]이웃 별에서 질량이 상승하는 탄소-산소 백색 왜성은 핵융합 반응이 폭주하며, 이는 백색 왜성이 제한된 질량에 도달하기 전에 파괴될 수 있는 Ia형 초신성 폭발로 이어진다.^[48]

새로운 연구에 따르면, 적어도 특정 유형의 은하에서는 많은 백색 왜성들이 억양을 통해 그 한계에 접근하지 않을 수 있다고 한다.초신성이 되는 백색 왜성들 중 적어도 일부는 서로 충돌하여 필요한 질량을 얻는다고 가정되어 왔다.타원 은하에서 그러한 충돌이 초신성의 주요 원인일 수 있다.이 가설은 이러한 은하들이 만들어내는 X선이 그 은하계의 Ia 초신성보다 30배에서 50배 낮다는 사실에 근거하고 있다. 이 가설은 물질이 그 포위 동반자로부터 백색 왜성에 떠오를 때 그 은하의 Ia 초신성에 의해 생성될 것으로 기대되는 것보다 더 작다.그러한 은하의 초신성 중 5% 이상은 백색 왜성에 대한 억양의 과정에 의해 생성될 수 없다는 결론이 내려졌다.이 발견의 의의는 두 종류의 초신성이 있을 수 있다는 것인데, 충돌하는 두 개의 백색 왜성이 질량의 범위를 가질 수 있다는 점에서 찬드라세카르 한계가 초신성이 되는 시기를 결정하는 데 항상 적용되지 않을 수도 있다는 것을 의미할 수 있다.이는 다시 폭발하는 백색 왜성을 거리를 결정하는 데 표준 초로 사용하려는 노력을 혼란스럽게 할 것이다.^[49]

백색 왜성은 발광도가 낮기 때문에 항성 발광도 대 색이나 온도를 나타내는 그래프인 헤르츠스프룽-러셀 도표 하단에 있는 띠를 차지한다.그들은 부분적으로 열압에 의해 코어가 지지되는 수소융해 적색 왜성이나 심지어 저온 갈색 왜성과 같이 주계열의 저밀도 물체와 혼동해서는 안 된다.[50][51]

질량-반경 관계 및 질량 한계

백색 왜성의 질량과 반지름 사이의 관계는 에너지 최소화 주장을 사용하여 도출할 수 있다.백색 왜성의 에너지는 그것을 그것의 중력 전위 에너지와 운동에너지의 합으로 가져가면 근사치가 된다.백색 왜성의 단위 질량 조각 E의_g 중력 전위 에너지는 -G M/R의 순서로 되어 있는데, 여기서 G는 중력 상수, M은 백색 왜성의 질량, R은 그 반지름이다.

단위_k 질량 E의 운동 에너지는 주로 전자의 운동에서 나오므로 대략 N p² / 2m가 될 것이며, 여기서 p는 평균 전자 운동량이고 m은 전자 질량이며, N은 단위 질량 당 전자 수이다.이후 전자들이 타락한 우리가 모멘텀. 즉 Δp Δx는 감소되 플랑크 상수, ħ의 주문하다고 한다 불확실성,Δp, 불확정성 원리에 의해 결정되는 순서에 있어야 합니다. Δx 약n−1/3 것이다 전자,, 말하자면, 입방의 역 사이의 평균 거리의 순서에 있을 것 p가늠할 수 있어요있다단위 부피당 전자 밀도 n의 루트.백색왜성에는 N·M 전자가 있는데, 여기서 M은 별의 질량이고 부피는³ R의 순서로 되어 있기 때문에 n은 N M/R의³ 순서로 되어 있을 것이다.^[40]

단위 질량 당 운동에너지에 대한 해결, E_k, 우리는 다음과 같은 것을 발견했다.

백색 왜성은 그것의 총 에너지인_g E + E가_k 최소화되었을 때 평형을 이룰 것이다.이 시점에서 운동 및 중력 전위 에너지는 비교 가능해야 하므로, 우리는 그들의 크기를 다음과 같이 동일시하여 대략적인 질량-반경 관계를 도출할 수 있다.

반경 R에 대해 이 문제를 해결하면^[40]

백색 왜성의 구성에만 의존하는 N을 떨어뜨리고, 보편적인 상수는 우리에게 질량과 반지름 사이의 관계를 남긴다.

즉, 백색 왜성의 반경은 그 질량의 입방근에 반비례한다.

이 분석은 운동 에너지에 대해 비-상대론적 공식² p / 2m를 사용하기 때문에 비상대론적이다.백색 왜성의 전자 속도가 빛의 속도 c에 가까운 상황을 분석하려면 운동에너지에 대한 극한² 상대론적 근사 p c로 p/2m를 대체해야 한다.이 대체를 통해 우리는

이것을 E의_g 크기와 동일시하면 R이 빠지고 질량인 M이 나올^[40] 수밖에 없다는 것을 알게 된다.

이 결과를 해석하려면, 우리가 백색 왜성에 질량을 더하면 반지름이 감소하므로 불확실성 원리에 의해 전자의 운동량과 속도가 증가한다는 것을 관찰하십시오.이 속도가 c에 가까워질수록 극한 상대론적 분석은 더욱 정확해지며, 이는 백색 왜성의 질량 M이 제한 질량인 M에_limit 접근해야 함을 의미한다.따라서 어떤 백색 왜성도 제한 질량 M_limit, 즉 1.4보다 무거울 수 없다.M_☉.

질량-반경 관계와 백색 왜성의 제한 질량의 보다 정확한 계산을 위해서는 백색 왜성 물질의 밀도와 압력 사이의 관계를 설명하는 상태 방정식을 계산해야 한다.만약 밀도와 압력이 모두 항성의 중심에서 반지름의 기능과 동등하게 설정된다면, 정수 방정식과 상태 방정식으로 구성된 방정식의 체계를 해결하여 평형상태에서 백색왜성의 구조를 찾을 수 있다.비상대적 사례에서 우리는 여전히 반경이 질량의 입방근에 반비례한다는 것을 발견할 것이다.^{[45]: eqn.(80)} 상대론적 보정은 질량의 유한 값에서 반지름이 0이 되도록 결과를 변화시킬 것이다.이것은 챈드라세카르 한계라고 불리는 질량의 한계값으로, 백색 왜성은 더 이상 전자 퇴화 압력에 의해 지탱될 수 없다.오른쪽 그래프는 그러한 계산의 결과를 보여준다.그것은 백색 왜성의 비상대적(파란 곡선) 모델과 상대적(녹색 곡선) 모델의 질량에 따라 반지름이 어떻게 변화하는지를 보여준다.두 모델 모두 백색 왜성을 정수 평형상태의 차가운 페르미 가스로 취급한다.전자당 평균 분자량인 μ는_e 2로 설정되었다.반지름은 표준 태양 반지름과 표준 태양 질량에서 측정된다.^[45][52]

이 계산들은 모두 백색 왜성이 회전하지 않는다고 가정한다.백색왜성이 회전하는 경우 회전 프레임에서 작용하여 발생하는 원심적인 사이비 힘을 고려하여 정수 평형 방정식을 수정해야 한다.^[53]균일하게 회전하는 백색 왜성의 경우, 제한 질량은 약간만 증가한다.만약 항성이 불균일하게 회전하도록 허용되고 점성이 무시된다면, 1947년 프레드 호일이 지적한 바와 같이, 모델 백색 왜성이 정적 평형을 이룰 수 있는 질량에는 한계가 없다.^[54]이 모델 별들 모두가 역동적으로 안정되는 것은 아닐 것이다.^[55]

방사선 및 냉각

백색 왜성의 부피를 구성하는 퇴행성 물질은 매우 낮은 불투명도를 가지고 있는데, 광자의 흡수는 전자가 더 높은 빈 상태로 전환되어야 하기 때문에 광자의 에너지가 그 전자가 사용할 수 있는 가능한 양자 상태와 일치하지 않을 수 있기 때문에 가능하지 않을 수 있기 때문이다. 따라서 복사열전달은 매우 낮다.백색 왜성 내부는 낮지만 열전도율이 높다.그 결과 백색 왜성의 내부는 대략 10K의⁷ 균일한 온도를 유지하고 있다.비탈진 물질의 외부 껍질은 약 10K에서⁷ 10K로⁴ 냉각된다.이 일은 대략 검은 몸처럼 발산된다.백색 왜성은 형성 시 약 10K에서⁷ 광이 나기 시작하는 반면, 그것의 더 큰 내부 질량은 10K이지만⁷ 그것의 정상적인 물질 껍질을 통해 방사할 수 없기 때문에 오랫동안 가시적으로 남아 있다.^[56]

백색 왜성이 내뿜는 가시 방사선은 O형 주계열성의 청백색에서 M형 적색 왜성의 적색까지 넓은 색 범위에 걸쳐 다양하다.^[57]백색 왜성 유효 표면 온도는 15만 K^[24] 이상에서 겨우 4,000 K 미만으로 확장된다.^[58][59]Stefan-Boltzmann 법칙에 따르면, 표면 온도가 증가함에 따라 조도는 증가한다. 이 표면 온도 범위는 태양의 100배 이상에서 아래까지 조도에 해당한다.태양의 ½만 개.^[59]표면 온도가 3만 K를 초과하는 뜨거운 백색 왜성은 부드러운 (즉, 낮은 에너지) X선의 출처로 관찰되어 왔다.이것은 부드러운 X선과 극한의 자외선 관측에 의해 대기의 구성과 구조를 연구할 수 있게 한다.^[60]

백색 왜성은 우르카 과정을 통해서도 중성미자를 방사한다.^[61]

1952년 레온 메스텔에 의해 설명되었듯이 백색 왜성은 동반성이나 다른 원천으로부터 물질을 흡수하지 않는 한, 그 방사선은 보충되지 않는 저장된 열에서 나온다.^{[62][63]: §2.1} 백색 왜성은 이 열을 발산할 수 있는 표면적이 극히 작기 때문에 서서히 식으면서 오랫동안 뜨거운 상태를 유지한다.^[5]백색 왜성이 식으면 표면 온도가 낮아지고, 방사선이 붉어지며, 발광도가 감소한다.백색왜성은 방사선 이외의 에너지 싱크가 없기 때문에 냉각 속도가 시간이 지날수록 느려지는 것을 따른다.냉각 속도는 0.59의 탄소 백색 왜성에 대해 추정되었다.M_☉ 수소 대기로표면 온도 7,140 K까지 냉각하는데 약 15억 년이 걸린 후, 약 500 켈빈을 6,590 K로 냉각하는 데는 약 0.3억년이 걸리지만, 500 켈빈(약 6,030 K, 5,550 K)의 다음 두 단계는 처음에는 0.4년, 그리고 다음에는 11억년이 걸린다.^{[64]: Table 2}

관측된 대부분의 백색 왜성은 8,000 K에서 40,000 K 사이의 표면 온도가 비교적 높다.^[25][65]그러나 백색 왜성은 더 더운 온도보다 더 낮은 온도에서 일생을 보내므로 뜨거운 백색 왜성보다 시원한 백색 왜성이 더 많을 것으로 예상해야 한다.일단 우리가 더 뜨겁고 더 발광하는 백색 왜성을 관찰하기 쉽다는 선택 효과를 조정하고 나면, 우리는 온도 범위를 줄이는 것이 더 많은 백색 왜성을 찾는 결과를 얻는다는 것을 발견하게 된다.^[66]이 추세는 우리가 극도로 시원한 백색 왜성에 도달하면 멈춘다; 표면 온도가 4,000K 미만일 때 백색 왜성은 거의 관찰되지 않으며,^[67] 지금까지 관측된 가장 시원한 것 중 하나인 WD 0346+246은 표면 온도가 약 3,900K이다.^[58]그 이유는 우주의 나이가 유한하기 때문이다;^[68][69] 백색 왜성들이 이 온도 이하로 식을 시간이 충분하지 않았기 때문이다.그러므로 백색 왜성 함수는 한 지역에서 별이 형성되기 시작한 시기를 찾는 데 사용될 수 있다; 이런 방식으로 발견된 우리 은하 원반의 나이에 대한 추정치는 80억년이다.^[66]백색 왜성은 결국 수조 년 안에 냉각되어 주변과 우주 배경 복사와의 대략적인 열 평형에서 비방사성 흑색 왜성이 될 것이다.흑색 왜성은 아직 존재하지 않는다고 생각된다.^[1]

백색 왜소 물질은 처음에는 핵과 전자로 구성된 액체인 플라즈마 물질이지만, 이론적으로 1960년대에 냉각의 늦은 단계에서 그 중심에서 시작하여 결정화되어야 한다고 예측되었다.^[70]수정구조는 체내 중심의 입방 격자로 생각된다.^[4][71]1995년에는 맥동하는 백색 왜성에 대한 항성학적 관측으로 결정화 이론에 대한 잠재적 시험이 제시되었고,^[72] 2004년에는 BPM 37093 질량의 약 90%가 결정화되었음을 시사하는 관찰이 이루어졌다.^[70][73][74]다른 작업은 32%에서 82%^[75] 사이의 결정화된 질량 분율을 제공한다.백색 왜성 핵이 고체 상으로 결정화되면서 잠열이 방출되어 냉각이 지연되는 열 에너지의 원천이 된다.^[76]이 효과는 가이아 위성으로 관측된 백색 왜성 1만5000여 명의 냉각 순서에서 무더기로 식별된 뒤 2019년 처음 확인됐다.^[77]

저질량 헬륨 백색 왜성(질량 <0.20>)M_☉)), 흔히 "극히 질량이 낮은 백색 왜성, ELM WDs"로 불리는 이항계통에서 형성된다.그들의 수소가 풍부한 봉투의 결과, CNO 사이클을 통해 연소되는 잔류 수소는 이 백색 왜성들을 긴 시간 동안 뜨겁게 유지시킬 수 있다.게다가 이들은 냉각 선로에 도달하기 전까지 최대 2 Gyr까지 비대해진 원백색 왜소 단계에 머물러 있다.^[78]

대기 및 스펙트럼

대부분의 백색 왜성은 탄소와 산소로 구성되어 있다고 생각되지만, 분광학에서는 일반적으로 그들이 방출하는 빛이 수소와 헬륨이 지배하는 것으로 관측되는 대기에서 나온다는 것을 보여준다.지배적인 원소는 보통 다른 모든 원소보다 적어도 1,000배는 더 풍부하다.1940년대 샤츠만의 설명대로, 높은 표면 중력은 중력적으로 대기를 분리시켜 무거운 원소가 아래, 위의 라이터가 아래가 되도록 함으로써 이러한 순수성을 일으키는 것으로 생각된다.^{[80][81]: §§5–6} 우리가 볼 수 있는 유일한 백색 왜성의 부분인 이 대기는 AGB 단계에서 별의 봉투의 잔여물인 봉투의 윗부분으로 생각되며 성간 매체로부터 축적된 물질을 포함할 수도 있다.이 봉투는 항성 총 질량의 1/100 이하 헬륨이 풍부한 층으로 구성되며, 수소가 많은 대기는 수소가 풍부한 층에 의해 수소가 풍부한 층으로 이루어져 있으며, 이 층은 수소 총 질량의 약 1/10,000의 질량을 가지고 있다.^{[59][82]: §§4–5}

비록 얇지만, 이 외층들은 백색 왜성의 열 진화를 결정한다.백색 왜성의 덩어리에서 퇴화된 전자는 열을 잘 전도한다.그러므로 백색 왜성의 질량은 거의 같은 온도(등온)이며, 또한 뜨겁다: 표면온도가 8,000K에서 16,000K 사이인 백색 왜성은 약 500,000K에서 2,000,000,000K 사이의 노심온도를 가질 것이다.백색 왜성은 외부 층의 불투명도에 의해서만 매우 빨리 냉각되는 것을 막는다.^[59]

백색 왜성 스펙트럼 유형^[24]

기본 및 보조 기능
A	H라인 있음
B	헤 I line
C	연속 스펙트럼, 선 없음
O	HE I 또는 H 라인과 함께 HE II 라인
Z	금속선
Q	탄소 선 존재
X	불분명하거나 분류할 수 없는 스펙트럼
보조 기능만
P	분극이 감지되는 자기 백색 왜성
H	분극이 감지되지 않는 자기 백색 왜성
E	배기 라인이 있음
V	변수

백색 왜성 스펙트럼을 분류하기 위한 첫 시도는 1941년 G. P. Kuiper가 한 것으로 보이며,^[57][83] 그 이후 다양한 분류 체계를 제안하여 사용하고 있다.^[84][85]현재 사용되고 있는 시스템은 에드워드 M에 의해 도입되었다. 시온, 제시 L. 그린스타인 그리고 그들의 공동저자들은 1983년에 여러 차례 수정되었다.초기 D로 구성된 기호, 스펙트럼의 1차적 특징을 설명하는 문자(접근 표에 나타낸 것과 같이) 및 50,400K를 유효 온도로 나누어 계산한 온도 지수 번호에 따라 스펙트럼을 분류한다.예를 들면 다음과 같다.

• 스펙트럼에 HE I 선만 있고 유효온도는 15,000 K인 백색 왜성에게 DB3의 분류 또는 온도 측정의 정밀도에 의해 보증되는 경우 DB3.5를 부여할 수 있다.
• 편광 자기장, 유효온도 17,000K, 수소 특성도 있는 He I 라인이 지배하는 스펙트럼을 가진 백색 왜성에게 DBAP3의 분류를 부여할 수 있었다.

올바른 분류가 불확실한 경우 기호 "?"와 ":"도 사용될 수 있다.^[24][57]

1차 스펙트럼 분류가 DA인 백색 왜성은 수소 위주 대기를 가지고 있다.그들은 관찰된 모든 백색 왜성의 약 80%인 대다수를 차지한다.^[59]다음 등급은 DB로 약 16%^[86]이다.15,000K 이상의 고온 DQ 등급(대략 0.1%)은 탄소 위주 대기권을 가진다.^[87]DB, DC, DO, DZ, Cool DQ로 분류되는 것들은 헬륨 중심 대기를 가지고 있다.탄소와 금속이 존재하지 않는다고 가정할 때, 어떤 스펙트럼 분류를 볼 수 있는가는 유효 온도에 따라 달라진다.약 10만 K에서 45,000 K 사이의 스펙트럼은 단일 이온화 헬륨이 지배하는 DO로 분류된다.스펙트럼은 3만 K에서 12,000 K까지 중성 헬륨 라인을 보여주는 DB가 될 것이며, 약 12,000 K 이하에서는 특징 없는 DC가 될 것이다.^{[82]: §2.4 [59]}

분자 수소(H₂)는 일부 백색 왜성의 대기 스펙트럼에서 검출되었다.^[88]

금속이 풍부한 백색 왜성

약 25~33%의 백색 왜성들이 스펙트럼에 금속선을 가지고 있는데, 이는 백색 왜성 안에 있는 무거운 원소들은 항성 수명의 극히 일부분 안에 별의 내부에 가라앉아야 하기 때문에 주목할 만하다.^[89]금속이 풍부한 백색 왜성에 대한 일반적인 설명은 그들이 최근에 암석 행성상들을 축적했다는 것이다.^[89]부착된 물체의 대량 구성은 금속 선의 강도로 측정할 수 있다.예를 들어, 2015년 백색 왜성 톤 345에 대한 연구는 그것의 금속 함량이 점증하지 않는 거대한 가지 단계 동안 숙주 별의 바람에 의해 침식된 구별되고 암석이 많은 행성의 그것과 일치한다는 결론을 내렸다.^[90]

자기장

C. 100만 가우스(100테슬라)의 표면에 강도가 있는 백색 왜성의 자기장은 1947년 P. M. S. Blackett이 제안한 물리적 법칙의