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2012년 6월 30일 토요일

우주 이야기 53 - 백색 왜성 이야기 2



 3. 백색 왜성의 구성물질 


 오늘날에는 백색왜성이 대개 탄소 및 산소로 구성되어 있으며 일종의 대기도 가지고 있다고 알려져 있다. 마지막 단계에 백색 왜성을 만드는 별들은 대개 태양 질량의 8 배 미만인 별들이다. 이 별들은 죽기 직전에 주로 수소 및 헬륨으로 된 가스를 주변으로 뿌리고 행성상 성운이 된다. 그러나 아무리 항성이 죽는 단계에서 많은 가스를 잃더라도 90 % 이상을 잃지는 않는다고 생각되고 있다. 


 나머지 가스 중 밀도가 높은 탄소와 수소는 뭉처서 백색왜성의 재료가 되게 된다. 태양 정도의 주계열성이 일생 동안 주로 태우는 연료는 물론 수소이다. 이전 포스팅에서 설명했듯이 태양 같은 주계열성은 양성자-양성자 연쇄반응 (proton - proton chain reaction) 을 통해 수소를 헬륨으로 바꾸면서 에너지를 얻는다. 

 그러나 세월이 흐르면 별의 중심부에는 수소가 고갈되고 그 대신 헬륨이 가득 차게 된다. (별 전체의 수소가 고갈되는 것이 아님) 이 헬륨은 마지막 단계에서 Triple alpha process 과정을 통해 탄소와 같은 보다 무거운 원소를 생성할 수는 있지만 그 기간은 상대적으로 짧다.  좀더 무거운 별들은 CNO cycle 을 통해 헬륨을 생성한다. 






(헬륨에서 탄소가 생성되는 Triple alpha  과정 (위) 와 탄소, 산소, 질소가 촉매제로 반응하면서 산소를 연소하는 CNO cycle (아래). 이전 포스팅에서도 설명했다.  CCL 에 따라 복사 허용 저자 표시   저자 Borb  )




 이렇게 생성되는 산소 및 탄소의 양은 별 전체에서 아주 크지는 않지만 밀도가 크기 때문에 별이 죽은 후 남게 되는 중심부에는 이 두 원소가 풍부하게 된다. (산소는 일단 탄소가 생성되면 탄소 + 헬륨 연소 과정인 alpha process 를 통해 발생한다.) 참고로 헬륨이 연소하는 과정은 태양 질량의 0.5 배 이하인 별에서는 생기지 않는다. 이전 적색 왜성 포스팅 (http://blog.naver.com/jjy0501/100088672521)에서 설명했듯이 이 경우에는 아주 오랫동안 수소를 연소시키게 되며 헬륨 보다 더 무거운 원소는 생겨날 수 없다. 이런 별들은 극단적으로 수명이 길어서 현재 우주의 나이로는 수명을 다한 적색왜성을 관측할 수 없으며 마지막 단계에서는 결국 작은 백색왜성이 되지 않을까 추정하고 있다. 


 아무튼 현재까지 관측된 백색왜성은 모두 태양과 비슷하거나 혹은 태양보다 조금 큰 별이 죽어가면서 생기는 별이다. 이들은 대개 탄소와 수소로 이루어지기 때문에 그 찬드라세카 한계가 태양 질량의 1.4 배가 된다. 이 말을 바꿔 이야기 하면 행성상 성운이 된 후 남는 질량이 1.4 배 이하 인 경우에만 백색왜성이 되고 그 이상이면 중성자 별이나 블랙홀이 될 수 밖에 없다는 것이다. 행성상 성운에 대해서는 다음에 자세히 설명할 예정이다.


 참고로 일부 탄소를 연소시킬 만큼 질량이 큰 항성에서는 산소 - 탄소 백색왜성 뿐 아니라 산소 - 네온 - 마그네슘 (Oxygen - neon - magnesium) 백색 왜성도 생성될 수 있다고 보고 있다. 또 일부 쌍성계에서는 동반성에게 질량을 빼앗겨서 헬륨으로 구성된 백색왜성도 가능하다고 생각된다. 그러나 대부분의 백색왜성은 산소 - 탄소로 구성된다. 



 4. 온도와 밝기 


 백색왜성은 이름 그대로 작지만 흰색으로 빛나는 별이다. 그런데 이미 연소가 끝난 별이 어떻게 하얗게 빛을 낼 수 있는 것일까 ? 이 에너지의 원동력은 바로 별이 본래 가지고 있는 열이다. 별이 죽기 직전에 남긴 열에너지는 엄청나다. 특히 백색왜성은 중심부의 뜨거운 부분이 수축해 형성된다. 백색 왜성을 이루는 물질은 밀도가 엄청나게 크기 때문에 크기가 작아도 많은 열에너지를 가지고 있고 상대적으로 에너지에 비해서 열을 발산할 수 있는 표면적은 매우 작다. 따라서 아주 오랜 시간 동안 서서히 식으면서 열을 발산하게 된다. 

 백색 왜성의 축퇴 물질은 열 전도율이 매우 좋다고 생각된다. 아마도 백색 왜성 내부의 온도는 1000만 K (107 K,  K = Kelvin, 대략 500만 에서 2000만 K 사이로 생각됨) 에 이를 것으로 추정되며 온도는 균일할 것으로 생각된다. 그러나 대개의 백색왜성이 모두 축퇴 물질로 구성된 것은 아니며 껍질이나 지각에 해당되는 부분은 중력이 상대적으로 약해서 축퇴 물질이 아닌 일반 물질로 이루어진 부분이 있을 것으로 생각된다. 이 부분의 온도는 복사에 의해 1만도 선까지 떨어진다. 이렇게 1만 K 에서 수만 K 에 이르는 별들은 백색에서 청색으로 표면이 빛나게 된다. 가장 뜨거운 백색 왜성은 3-4만 K 정도로 생각된다. 


 예를 들면 백색왜성 시리우스 B 의 표면 온도는 약 25200 K 인데 스펙트럼 상에서는 사실 백색이라기 보다는 청색에 가깝다. 이 별은 질량은 태양만 하면서 크기는 지구보다 약간 큰 정도로 생각되기 때문에 완전히 식으려면 아마 2조년 정도 걸릴 것으로 예상하고 있다. 


 (위의 HR 도표에서 왼쪽 아래에 백색 왜성이 존재한다. 이 파일은 저자에 의해서 public domain 으로 등록됨. 저자 : HeNRyKus



 지금까지 설명을 종합하면 HR 도표에서 볼 수 있듯이 분광형 상으로는 표면 온도가 매우 뜨거우면서 절대 등급은 아주 낮은 백색왜성이 생겨나는 이유를 알 수 있을 것이다. 사실 백색 왜성은 아주 흔해서 지구에서 가장 가까운 별 100 개 중 8 개가 백색 왜성으로 생각된다. 대개의 백색왜성이 희미해서 잘 안보이는 점을 생각하면 우리가 생각한 이상으로 백색왜성이 많이 존재할 가능성도 있다. 


 한편 앞서 설명한 백색왜성의 특징 때문에 이 천체는 우주의 나이를 추정하는 데도 도움이 될 수 있다. 백색 왜성의 질량과 크기, 그리고 표면 온도를 알면 그 백색 왜성의 나이를 추정해 볼 수 있다. 만약 표면 온도가 아주 낮은 백색 왜성이라면 그 나이가 아주 오래되었다고 추측할 수 있을 것이다. 지금까지 발견된 가장 낮은 온도 기록은 3900 K 를 기록한 WD 0346+246 이라는 백색 왜성인데 지금까지 관측으로 발견된 최저치가 4000K 정도인 점으로 봐서 백색 왜성의 나이가 대개 완전히 식을 정도로 오래 되지 않았다는 것을 알 수 있다. (사실 이정도 온도면 더 이상 흰색이나 청색으로 빛나지도 않게 되지만 그래도 그냥 백색왜성이라고 부른다) 


 이론적으로 백색 왜성이 완전히 식어서 더이상 발산하는 에너지가 거의 없는 상황에 이르면 이를 흑색 왜성 (Black dwarf) 라고 부른다. 백색 왜성의 표면 온도가 5K 정도 되려면 아마도 1015 년 정도 되는 시간이 흘러야 할 것으로 보인다. 온도가 낮아질 수록 식는데 걸리는 시간이 더 오래 걸리게 되므로 흑색 왜성은 우주의 나이가 137 억년인 점을 감안하면 존재하지 않을 것이다. 

 사실 흑색 왜성이 아니더라도 만약 137 억년 보다 더 오래된 백색왜성을 발견하면 이는 기존의 연구 결과를 뒤집는 엄청난 발견이라고 할 수 있지만 현재까지 그런 백색 왜성은 발견된 적이 없다. 이것은 우주의 나이가 유한하다는 것을 알려주는 좋은 증거다.     



 5. 백색 왜성의 대기와 자기장


 백색 왜성의 스펙트럼을 연구하던 과학자들은 이 별의 표면에 수소와 헬륨이 풍부하다는 것을 알아냈다. 그런데 한가지 특징은 주로 수소나 헬륨 중 하나만 풍부한 경우가 많다는 것이다. 지금까지 추정하기로는 백색 왜성의 주변부에는 그 강한 중력에 잡힌 축퇴 물질이 아닌 수소나 헬륨등의 물질이 존재하며 이 물질들은 그 밀도에 따라 층을 이루고 있을 것으로 생각된다. 경우에 따라 충분한 양의 수소까지 붙잡은 백색 왜성의 경우 그 대기 상층부에 수소가 풍부하므로 우리는 그것을 분광형을 통해 알 수 있으며, 수소는 별로 없고 별이 죽을 때 남긴 헬륨까지만 풍부한 경우 역시 그 분광형으로 알 수 있다. 경우에 따라서는 탄소가 발견되기도 한다. 이에 따라 과학자들은 백색왜성의 분광형을 더 세분할 수 있다. 


(백색 왜성의 분광형 : 출처 : wiki)


 한편 백색 왜성 역시 자기장을 가지고 있다. 백색 왜성의 표면 자기장은 강력해서 100만 Gauss (= 100 Tesla) 가 넘는 경우가 전체의 10% 정도라고 생각된다. 이 보다 더 압축된 중성자성의 경우 더 강력한 자기장을 만들어 낼 수 있는데 이는 나중에 다시 언급하겠다.


 참고로 백색 왜성 가운데도 밝기가 변하는 것이 있으며 이들 역시 더 세분해서 나누기도 한다. 


(맥동 백색 왜성 (pulsating white dwarf) 의 타입)


 백색 왜성의 탄생 및 그 운명에 대해서는 다음에 언급할 예정이다. 순서가 반대 인듯 하지만 이제 행성상 성운 및 초신성에 대해서 설명하고 그 후 중성자성 및 블랙홀, 퀘이사들을 언급할 예정이다. 


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