백과

처음에 발견된 몇 개의 별이 흰색이었기 때문에 백색왜성이라 하며, 특징은 질량이 태양과 비슷하지만 광도가 낮고 반지름도 지구와 비교될 만큼 작다는 것이다. 따라서 이 별은 질량이 크고 부피가 작아 평균밀도가 물의 100만 배나 되는 고밀도로 압축된 천체이다(→ 별의 진화).

대부분의 다른 별들은 정상적인 가스 압력으로 자체중력수축을 견뎌내지만, 백색왜성은 내부의 전자 가스 축퇴압으로 견뎌낸다. 축퇴압이란 수축된 별의 가스를 구성하는 전자에 의한 증가된 저항력이다. 페르미-디랙 통계방정식과 특수상대성이론으로 백색왜성의 평형구조를 연구하면 질량-반지름 관계를 밝힐 수 있다. 이것에 따르면 어떤 특정한 질량의 백색왜성이 가질 수 있는 반지름은 단 하나이며, 질량이 커질수록 반지름은 작아진다. 더욱이 어느 질량 이상에서는 백색왜성이 불안정하게 되는 한계질량을 예측할 수 있다. 찬드라세카르 한계라고 하는 이 한계질량은 태양질량의 1.4배이다. 이 2가지 예측은 관측사실과 일치한다(→ 축퇴된 기체, 찬드라세카르 한계).

전형적인 백색왜성의 중심부는 탄소와 산소의 혼합물로 이루어져 있다. 이 중심핵 주위는 얇은 헬륨 껍질로 싸여 있고, 대부분의 경우에는 그 주위를 더 얇은 수소층이 싸고 있는데, 가장 바깥쪽에 있는 층만 관측 가능하다. 백색왜성은 초기질량이 태양질량의 3~4배 또는 그 이상인 별에서 진화한다. 수소와 헬륨이 중심핵에서 연소하는 무활동 단계인 첫번째 적색거성 단계를 거쳐 이 별은 2번째 적색거성 단계에 들어간다. 이 2번째 적색거성 단계의 마지막에서 팽창된 표피층을 폭발로 잃고, 작열하는 구형 껍질에 둘러싸인 고밀도의 뜨거운 빛을 내는 중심핵만 남게 된다. 이것이 행성상 성운단계이다. 보통 수십억 년씩 걸리는 전체 진화과정 동안에 별은 거성 단계에서 항성풍과 표피층의 이탈로 원래 질량의 많은 부분을 잃어버린다. 남아 있는 뜨거운 행성상성운의 중심핵은 질량이 태양질량의 0.5~1.0배이고, 점점 식어 백색왜성이 된다(→ 적색거성).

백색왜성은 자신의 핵원료를 모두 소비했기 때문에 핵 에너지원이 남아 있지 않으며, 또한 조밀한 구조 때문에 더이상 중력수축도 하지 않는다. 그러므로 성간물로 복사되는 에너지는 이 중심핵을 이루는 비(非)축퇴 이온의 남아 있는 열 에너지에 의해 공급된다. 이 에너지는 절연된 별의 표피부를 통해 서서히 빠져나가게 되어 백색왜성은 점점 차가워진다. 이 남아 있는 에너지가 완전히 소모되는 과정은 수십억 년 이상 걸린다. 그뒤에는 복사를 내지 않고 항성진화의 마지막 단계에 도달하게 되어, 차갑고 활동을 멈춘 별의 잔해가 된다. 이런 천체를 흑색왜성이라고 한다.

백색왜성은 본래 광도가 낮기 때문에 지구에서 수백 pc(파섹, 1pc=3.26광년) 거리 이내에 있는 것만 관측할 수 있다. 이들은 밤하늘에서 매우 밝은 별인 시리우스의 동반성과 같이 종종 쌍성계에서 관측된다. 또한 백색왜성은 신성이나 다른 격변변광성의 폭발에서 아주 중요한 역할을 한다(→ 시리우스).