백색 왜성, 중간 및 저 질량 별 진화의 종점을 나타내는 희미한 별의 부류. 처음 발견 된 몇 개의 백색 색 때문에 소위 백색 왜성이라고 불리는 백색 왜성은 낮은 광도, 태양 정도의 질량, 지구와 비슷한 반경을 특징으로합니다. 질량이 크고 크기가 작기 때문에 이러한 별은 평균 밀도가 물의 1,000,000 배에 가까운 조밀하고 조밀 한 물체입니다.
Photo AURA / STScI / NASA / JPL (NASA 사진 # STScI-PRC95-32)
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일반 가스 압력에 의해 자신의 중력에 저항하는 대부분의 별과 달리 백색 왜성 별은 내부에있는 전자 가스의 축퇴 압력에 의해 지원됩니다. 축퇴 압력은 항성 수축의 결과로 가스를 구성하는 전자에 의해 가해지는 저항 증가입니다 (변성 가스 참조). 소위 Fermi-Dirac 통계 및 특수 상대성 이론을 백색 왜성의 평형 구조 연구에 적용하면 고유 한 반경이 주어진 백색 왜성에 할당되는 질량-반경 관계가 존재하게됩니다. 질량; 질량이 클수록 반경이 작아집니다. 더욱이, 제한된 질량의 존재가 예측되며 그 이상에는 안정한 백색 왜성이 존재할 수 없습니다. 찬드라 세 카르 한계로 알려진이 한계 질량은 대략 태양 질량 1.4 개입니다. 두 예측 모두 백색 왜성 관측과 매우 일치합니다.
전형적인 백색 왜성의 중앙 영역은 탄소와 산소의 혼합물로 구성되어 있습니다. 이 코어 주변에는 얇은 헬륨 외피가 있으며, 대부분의 경우 더 얇은 수소 층이 있습니다. 극소수의 백색 왜성이 얇은 탄소 외피로 둘러싸여 있습니다. 가장 바깥 쪽의 항성 층만 천문 관측에 접근 할 수 있습니다.
백색 왜성은 초기 질량이 태양 질량이 최대 3-4 개 또는 그 이상인 별에서 진화합니다. 수소와 헬륨의 정지 단계 (첫 번째 적색 거성 단계로 분리됨)가 핵심에서 연소 된 후 별은 두 번째로 적색 거성이됩니다. 이 두 번째 적색 거성 단계가 끝날 무렵, 별은 재앙적인 사건으로 확장 된 외피를 잃고, 빛나는 구형 껍질로 둘러싸인 조밀하고 뜨겁고 빛나는 핵을 남깁니다. 이것은 행성-성운 단계입니다. 일반적으로 수십억 년이 걸리는 진화의 전체 과정에서 별은 거대한 단계의 항성풍과 방출 된 외피를 통해 원래 질량의 상당 부분을 잃게됩니다. 남겨진 뜨거운 행성-성운 핵의 질량은 태양 질량 0.5 ~ 1.0이며 결국 냉각되어 백색 왜성이 될 것입니다.
백색 왜성은 모든 핵연료를 고갈 시켰으므로 잔류 핵 에너지 원이 없습니다. 컴팩트 한 구조는 또한 중력 수축을 방지합니다. 따라서 성간 매질로 방출되는 에너지는 코어를 구성하는 비축 퇴성 이온의 잔류 열 에너지에 의해 제공됩니다. 그 에너지는 절연 된 항성 외피를 통해 천천히 바깥쪽으로 확산되고 백색 왜성은 천천히 냉각됩니다. 수십억 년이 더 걸리는이 열 에너지 저장소가 완전히 고갈 된 후 백색 왜성은 방사를 멈추고 진화의 마지막 단계에 도달하여 차갑고 불활성 인 항성 잔해가됩니다. 이러한 물체를 때때로 흑 왜성이라고합니다.
백색 왜성은 밤하늘에서 가장 밝은 별인 시리우스의 동반자 인 백색 왜성과 마찬가지로 이원계에서 가끔 발견됩니다.백색 왜성은 또한 Ia 형 초신성, 신성 및 기타 격변 성 변광성의 폭발에서 중요한 역할을합니다.
