Sirius B는 1862 년에 발견 된 최초의 백색 왜성입니다.이 찬드라 이미지의 밝은 광원은 ~ 25,000 켈빈에서 저에너지 X 선으로 빛나는 Sirius B입니다. 시리우스 A (태양보다 두 배 더 무거운 일반 별)는 오른쪽 상단의 희미한 근원입니다. 광학 이미지에서 시리우스 A는 시리우스 B보다 10,000 배 더 밝게 나타납니다.
Credit : NASA / CXC / SAO

백색 왜성 (white dwarf stars)은 낮은 우리 태양과 같은 중간 질량 별에. 이 별들의 핵에서의 핵융합 과정은 일단 헬륨이 탄소로 전환되면 멈 춥니 다. 그 이유는 수축하는 탄소 핵이 발화하기에 충분히 높은 온도에 도달하지 않기 때문입니다. 대신, 전자가 차지할 수있는 가장 작은 공간으로 모든 전자를 압착 할 때까지 수축합니다. 그 결과 전자 압력은 양자 기계적 효과로 인해 발생하고 중력이 코어를 더 압축하는 것을 막습니다. 따라서 백색 왜성은 핵에서 에너지 생성이 아닌 전자의 압력에 의해 지원됩니다.

핵이 수축을 멈 추면 백색 왜성은 100,000 켈빈 이상의 온도를 가지며 잔열을 통해 빛납니다. 이 젊은 백색 왜성은 일반적으로 적색 거성 단계에서 방출 된 원래 별의 바깥층을 비추고 행성상 성운을 만듭니다. 내부 에너지 원의 부족과 함께 백색 왜성으로부터의이 지속적인 복사는 백색 왜성이 냉각되기 시작 함을 의미합니다. 결국 수 천억 년이 지나면 백색 왜성은 더 이상 보이지 않는 온도로 냉각되어 흑색 왜성이 될 것입니다. 냉각을위한 긴 시간 척도 (대부분 별이 방사하는 작은 표면적 때문)와 현재 137 억년으로 추정되는 우주의 나이로 인해 가장 오래된 백색 왜성조차도 수천 켈빈의 온도에서 방사됩니다. 흑 왜성은 여전히 가상의 존재로 남아 있습니다.

높은 온도와 작은 크기로 인해 백색 왜성은 Hertzsprung-Russell 다이어그램에서 주 계열 아래에서 발견됩니다.

백색 왜성은 극단입니다. 지구와 거의 같은 크기의 물체. 일반적으로 밀도는 약 109kg / m3 (지구의 밀도는 약 5x103kg / m3)이며 이는 티스푼의 백색 왜성 물질의 무게가 수 톤임을 의미합니다. 이것을 상상하는 가장 쉬운 방법은 태양의 질량을 지구 크기의 물체로 압축하는 것을 상상하는 것입니다! 그 결과 백색 왜성 표면의 중력은 우리가 지구에서 경험하는 것보다 100,000 배가 넘습니다. 이로 인해 별의 대기가 불과 수백 미터 높이의 극도로 얇은 표면층으로 이동합니다.

구상 성단 M4의 백색 왜성은 가장 희미합니다. 지배적 인 빨간색과 노란색 별. 이 성단에는 약 40,000 개의 백색 왜성이있을 것으로 예상됩니다.
크레딧 : Harvey Richer (밴쿠버 브리티시 컬럼비아 대학교) / NASA / NSSDC

또 다른 흥미로운 백색 특성 왜소는 질량이 많을수록 더 작아진다는 것입니다. 약 1.4 태양 질량의 찬드라 세 카르 한계는 백색 왜성이 가질 수있는 질량에 대한 이론적 상한이며 여전히 백색 왜성으로 남아 있습니다. 이 질량을 넘어 서면 전자 압력은 더 이상 별을지지 할 수 없으며 더 조밀 한 상태 (중성자 별 또는 블랙홀)로 붕괴됩니다. 관측 된 가장 무거운 백색 왜성은 약 1.2 태양 질량의 질량을 가지며 가장 가벼운 것은 약 0.15 태양 질량에 불과합니다.

모든 백색 왜성이 고립되어 존재하는 것은 아니며 동반자로부터 물질을 축적하는 백색 왜성입니다. 이진 시스템의 별은 여러 가지 다른 분화 현상을 일으킬 수 있습니다. 격변 변수는 백색 왜성에 무거운 표면층의 수소가 축적되거나 부착 과정의 불안정성으로 인해 발생하는 반면, Ia 형 초신성은 찬드라 세 카르 한계를 초과 한 백색 왜성의 폭발로 생각됩니다.