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우주 이야기 1026 - 초저질량 백색왜성


(A 13-by-13 pixel cutout of a TESS full frame image of J0500−0930, with the aperture used by eleanor indicated as the darker region. Credit: Kawka et al., 2020.)


 백색왜성은 태양 같은 별이 마지막 단계에서 남은 중심부 물질이 압축되어 탄생합니다. 주로 탄소와 산소로 이뤄져 있는데, 태양 정도 질량을 지닌 별의 경우 탄소와 산소를 이용한 핵융합 반응을 일으키기에는 중심부 압력과 열이 부족하기 때문에 여기에서 멈추는 것입니다. 


 백색왜성은 매우 단단하게 압축되어 태양 정도 질량을 지닌 백색왜성이라도 지구보다 약간 지름이 큰 정도에 불과합니다. 강한 중력을 상쇄할 열 에너지가 더 이상 공급되지 않기 때문에 전자의 반발력이 견딜 수 있는 한계까지 압축됩니다. 그러나 찬드라세카 한계로 알려진 태양 질량의 1.4배 이상 수준에 이르면 전자도 더 버티지 못하기 때문에 남아 있는 전자, 중성자, 양성자가 모두 압축되어 중성자별이 됩니다. 전자와 양성자가 서로의 전하를 상쇄하면 중성자로만 된 거대 원자핵이 탄생하는 것입니다. 이 소립자들도 버티기 힘들 만큼 중력이 강해지면 하나의 점 모든 질량이 몰려 블랙홀이 됩니다. 


 과학자들은 백색왜성 질량 상한선에 대해서는 자신있게 이야기할 수 있지만, 하한선이 어딘지는 잘 모릅니다. 지금까지 발견된 백색왜성은 대부분 태양 질량보다 작은 것이지만, 이 가운데서도 태양 질량의 0.3배 정도로 다른 백색왜성보다 더 작은 경우를 초저질량 백색왜성 Extremely low-mass (ELM) white dwarfs (WDs)이라고 부릅니다. 과학자들은 지금까지 100여개 정도의 초저질량 백색왜성을 발견했습니다. 


 호주 커틴 대학의 아델라 카우카(Adela Kawka of Curtin University in Perth, Australia)가 이끄는 연구팀은 2MASS J050051.85–093054.9 (J0500−0930)라고 알려진 백색왜성을 자세히 관측했습니다. 이 천체는 백색왜성 가운데서 초저질량 백색왜성일 가능성이 큰 천체였습니다. 나사의 Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) 데이터와 사이딩 스프링 천문대 (Siding Spring Observatory)의 2.3m 망원경을 통해 관측한 결과 이 백색왜성은 질량이 태양의 0.17배로 초저질량 백색왜성에 속합니다. 참고로 지구에서 거리는 233광년이고 표면 온도는 10500K입니다. 거리로 볼 때 가장 가까운 초저질량 백색왜성이라 앞으로 주요 관측 목표 중 하나가 될 것으로 보입니다. 


 과학자들은 이런 초저질량 백색왜성이 그냥 저절로 생기는 것은 아니라고 보고 있습니다. 다른 동반성에서 질량을 빼앗겨 질량이 작아진 백색왜성으로 보는 것입니다. 이번 연구에서는 동반성을 발견하지는 못했지만, 이 백색왜성의 공전 주기가 9.5시간인 것을 확인했습니다. 이는 최소 태양 질량의 0.3배 이상인 동반 백색왜성이 있다는 점을 시사합니다.


 백색왜성의 질량이 어디까지 작아질 수 있는지는 아직도 확실치 않습니다. 이렇게 근접한 초저질량 백색왜성에 대한 관측을 통해 과학자들은 단서를 찾을 수 있을 것입니다. 결국 어느 단계에서는 행성으로 진화하는 백색왜성이 나올지도 궁금해지는 소식입니다.


 참고 


The closest extremely low-mass white dwarf to the Sun, arXiv:2004.07556 [astro-ph.SR] https://arxiv.org/abs/2004.07556
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