백색왜성 (White Dwarf)
쉽게 풀면
더 이상 핵융합을 하지 않지만 전자들이 빽빽하게 뭉쳐서 버티는, 아주 작고 무거운 별의 마지막 모습입니다. 찻숟가락 하나 분량의 백색왜성 물질 무게가 자동차 한 대와 맞먹을 정도로, 상상하기 어려울 만큼 밀도가 높아요.
왜 중요한가
백색왜성은 열원이 없어 시간에 따라 단조롭게 식어 가므로, 냉각 곡선을 시계로 삼아 은하 원반과 헤일로의 나이를 재는 '백색왜성 우주연대학'의 기반이 됩니다. Ia형 초신성의 전구천체이기도 하여 그 질량 분포와 쌍성 빈도가 초신성 발생률 예측에 직접 들어갑니다. 가이아 자료 이후 수십만 개의 백색왜성이 확인되어 질량-반지름 관계를 통계적으로 검증하는 연구가 활발합니다. 백색왜성은 더 이상 핵융합을 하지 않고 전자 축퇴압 만으로 중력붕괴에 저항하며, 시간이 지나면서 점차 식어가는 잔광체입니다. 질량이 클수록 반지름이 작아지는 역설적 질량-반지름 관계를 보입니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
백색왜성의 질량 분포가 이론적 상한선인 찬드라세카한계 이내에 놓인다는 관측적 사실을 서술한 것이다.
이는 백색왜성이 더 이상 핵융합을 하지 않고 축적된 열을 서서히 방출하며 식어가는 항성 진화의 최종 단계 중 하나임을 보여준다.
조금 더 깊게 보면
백색왜성의 질량이 클수록 반지름이 작아진다는 역관계는 직관에 어긋나지만 전자축퇴압의 성질에서 나오는 필연적 결과입니다. 표면 대기는 수소만 보이는 DA형과 헬륨이 지배하는 DB형으로 나뉘는데, 둘의 냉각 속도가 달라 나이 추정 시 대기 유형을 먼저 확정해야 합니다. 백색왜성 내부가 결정화되면서 잠열을 내놓기 때문에 단순 냉각 모형은 나이를 수십억 년 단위로 과소평가할 수 있다는 점이 가이아 관측으로 확인되었습니다.
주의할 점
백색왜성은 핵융합이 없는 잔존 천체로, 여전히 핵반응이 진행 중인 주계열성이나 거성과 근본적으로 다르다는 점에 유의해야 한다.
백색왜성은 여전히 뜨겁게 빛나고 있어 '죽은 별'이라 부르기 쉽지만, 엄밀히는 핵융합을 멈춘 채 남은 열을 서서히 방출하며 식어가는 단계일 뿐 즉시 어두워지지는 않는다. 백색왜성은 식어가는 속도가 매우 느려, 그 표면온도로부터 냉각 나이를 추정하면 소속 성단이나 우리은하 원반의 나이 하한선을 구하는 독립적 시계로도 활용된다.