백색왜성, 항성의 진화

  White Dwarf, 백색왜성은 주계열성 단계를 지난 질량이 작은 항성의 변화에서 볼 수 있습니다.

백색왜성

 

백색왜성이란?

 백색왜성은 작거나 중간 정도의 질량을 가진 항성들이 핵융합을 마치고 오니층을 방출하여 행성상 성운을 형성한 후에 남겨진 항성의 지구 크기의 내부 핵입니다. 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵이 붕괴되어 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 못합니다. 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상성운 상태를 겪은 뒤, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 됩니다. 박사학위를 딴 뒤에는 줄곧 미국에서 활동하면서 여러 백색왜성을 연구했던 천문학자인 빌럼 라위턴(Willem Luyten)에 의해 이름이 붙여졌습니다. 질량이 더 큰 항성들은 초신성이 되어 폭발하게 됩니다. 이처럼 항성이 태어날 당시에 가지고 있던 질량에 따라 항성의 진화 과정과 미래의 모습은 각기 달라지게 됩니다. 백색왜성 단계의 항성은 더 이상 핵융합을 하지 않지만 온도는 매우 높습니다. 이 온도가 서서히 식어가면서 최종적으로 흑색왜성이 될 것으로 예측하지만 우주의 역사는 흑색왜성으로 진화한 항성이 존재할만큼 오래되지는 않았습니다. 이로 인해 백색왜성은 항성의 나이를 측정하는 기준이 되기도 합니다. 

 

항성의 진화

항성은 우리가 성간물질 혹은 성간매질이라고 부르는 분자구름 속에서 태어나게 됩니다. 이 구름은 항성의 필수적인 재료가 되는 수소, 헬륨, 금속계열 원소들과 먼지들로 구성되어 있습니다. 이 성간물질들의 밀도가 높아지면서 열과 압력이 발생하고 원시별이 됩니다. 아직 초기 단계의 항성이기 때문에 스스로 핵융합을 일으킬 수는 없습니다. 핵융합을 하게 되는 주계열성 항성이 되면 막대한 양의 에너지를 우주로 방출하게 됩니다. 수소를 사용해 핵융합을 일으키는 단계까지 마무리하고 나면 이 주계열성의 항성은 적색거성이 됩니다. 이 과정에서 항성의 내부 핵은 작아지게 되고 외부는 팽창하게 됩니다. 이때 수소가 다 소진되고 나면 외부대기가 전리 기체로 이루어진 발광성운인 행성상성운이 되어 주변부로 흩어지게 됩니다. 백색왜성이 되는 과정으로 이 시기에는 핵융합을 일으키던 내부핵만 남게 되는데 백색왜성의 붕괴를 막아주는 전자축퇴압의 도움으로 유지됩니다. 남아있는 내부핵에서 더 이상의 핵융합 과정은 일어나지 않지만 잔열이 남아 있어서 고온의 상태에 남아있습니다. 융합 최후의 단계에서 질량을 우주로 방출되는 과정으로 인해서 대부분의 항성은 백색왜성으로 수명을 마치게 됩니다. 그렇기 때문에 질량이 중간 이상인 많은 항성들이 백색왜성의 단계를 겪게 되고 진화 과정 중에 흔하게 발견됩니다. 

 

별들의 탄생부터 죽음까지

관측

 우주의 항성들 중 많은 항성들이 백색왜성 단계로 진화하는 만큼 관측도 많이 이루어졌습니다. 19세기 중반에 발견된 시리우스 B는 온도는 높지만 옆에 있던 쌍성 시리우스 A 보다 훨씬 더 발산하는 빛이 약했습니다. 질량은 태양과 비슷하고 크기는 지구와 거의 같았기 때문에 시리우스 B의 밀도가 상당하다는 사실을 확인하게 됩니다. 비슷한 쌍성계 백색왜성으로는  Procyon B를 들 수 있는데 Procyon A과 인접해 있으며 여러 면에서 시리우스 B와 유사한 특성들을 갖고 있습니다. 주변에서 또 다른 백색왜성 GD 61는 행성계의 탄생 이후 붕괴로 생성되었을 것으로 추정되는데 이 백색왜성의 주위에서 다른 행성이 붕괴된 흔적을 발견했기 때문입니다. 2019년 12월에 네이처지를 통해 백색왜성의 행성계가 게자리에서 발견되었다고 전해졌습니다. 영국 보리스 겐스케 교수의 국제 연구팀이 백색왜성 하나를 관측하게 되는데 이 백색왜성의 화학원소에서 특이한 점을 발견하게 됩니다. 일반적인 백색왜성의 구성이 아니라 명왕성이나 천왕성같은 얼음 행성 같은 원소들을 가지고 있었으며 주변에 원반 형태로 쌓여있는 가스를 발견했습니다. 이것은 이 백색왜성이 근처에 있는 얼음행성이 고에너지 광자와 자외선 방출도 인해 대기가 날아가 쌓이게 된 것입니다. 또한 이 점이 백색왜성이 된 후에 중력에 의해 현재의 위치로 이동하게 된 것의 근거이기도 합니다. 

 

백색왜성의 특성

 보통의 백색왜성들은 밀도가 높은 편인데 크기는 지구와 비슷하고 질량은 태양의 50%에 해당합니다. 낮은 에너지를 가진 입자들이 증가하면서 그 숫자가 그 범위를 넘어서면 나머지 입자들은 반대로 에너지가 높아지면서 축퇴가 이루어지고 압력은 증가하게 됩니다. 이렇게 축퇴된 항성의 핵은 온도가 상승해도 압력의 변화가 생기지 않기 때문에 고질량의 항성들은 초신성 폭발의 현상을 보이기도 합니다. 위에서 설명했듯이 백색왜성이 된 항성들은 마지막 핵융합의 결과로 매우 고온인 상태가 됩니다. 이 온도가 식어가는 데에는 많은 시간이 필요한데 온도가 낮아지는 속도는 계속해서 길어집니다. 상당히 오랜 기간 이후에 우주의 온도와 비슷해진 백색왜성은 흑색왜성으로 변화하게 됩니다. 물론 온도가 낮아지는데 이 우주의 나이보다 더 많은 200억 년 이상의 시간이 필요하기 때문에 흑색왜성이 존재할 수 없습니다. 또한 흑색왜성으로 진화한 후에는 더 이상 항성 자체로서 에너지를 방출하지 않기 때문에 관측을 통해 발견하는 일도 어려울 것입니다. 백색왜성이 진화하는 루트가 한 가지 더 있는데, 백색왜성의 밀도와 압력의 영향으로 중성자별이 되거나 블랙홀이 되는 것입니다. 중성자별은 중력붕괴한 밀집성의 종류인데 크기에 비해 큰 질량을 갖고 있으며 이보다 더 큰 질량을 가지고 있던 백색왜성은 블랙홀이 되는 것입니다.