##억 년 정도의 시간이 걸린다. 반면 우주의 추정 나이는 130억 년 정도이다. 많은 인근의 젊은 백색왜성은 약한 X선을 방출하는 것으로 밝혀졌다. 이는 X선 천문학과 자외선 천문학을 통해 백색왜성의 얇은 대기구조와 조성에 대한 연구를 가능하게 해준다. 백색왜성은 찬드라세카르 한계로 말미암아 태양 질량의 1. 4배를 초과할 수 없다. 하지만, 이 한계를 넘어설 수 있는 방법이 존재한다. 쌍성계를 이루는 백색 왜성은, 동반성으로부터 물질을 계속해서 받아들인다. 만약 흡수한 물질이 백색왜성을 짓눌러서 축퇴압력이 더이상 버티지 못하는 수준에 이른다면, 백색왜성은 폭발하게 된다. 이것은 Ia형 초신성이라고 하며, 모든 초신성 형태가운데 가장 강력한 형태이다. 만약 흡수 물질이 백색왜성을 짓누르지 않고 대신 표면에서 핵융합을 일으킨다면, 백색왜성은 생성된 에너지로 말미암아 밝게 빛나면서 대기를 우주로 발산하게 된다. 이러한 현상을 신성이라고 한다. 이 경우 백색 왜성의 핵은 실제 반응하지 않고 그대로 유지되므로, 동반성으로부터 수소만 계속 유입된다면 몇번이고 신성이 될 수 있다. ( 자세한 것은 신성 항목을 참조하기
백색왜성 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 백색왜성 위키백과, 우리 모두의 백과사전. ( 백색 왜성에서 넘어옴 ) 둘러보기로 가기 검색하러 가기 이 문서는 영어 위키백과의 white dwarf 문서를 번역하여 문서의 내용을 확장할 필요가 있습니다. 신뢰성 있고 확인할 수 있는 출처가 제시되도록 번역하여 주십시오. 번역을 완료한 후에는 { { 번역된 문서 } } 틀을 토론창에 표기하여 저작자를 표시하여 주십시오. 문맥상 이해를 돕기 위해 관련 문서를 같이 번역해주시는 것이 좋습니다. 번역을 확장할 필요가 있는 다른 문서를 보고 싶으시다면 분류 : 번역 확장 필요 문서를 참고해주세요. 허블 우주 망원경이 찍은 시리우스 A와 시리우스 B의 사진. 밝은 시리우스 A의 밑에 희미하고 작은 점처럼 보이는 백색왜성 시리우스 B가 보인다. 백색왜성 ( 白 色, 영어 : white dwarf, 문화어 : 백색잔별 ) [ 1 ] 은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 핵융합을 마치고 도달하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵이 붕괴되어 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한
갈색왜성 백색왜성 적색왜성 준왜성 주계열성 ( 소위 " 왜성 " ) 준거성 거성 밝은 거성 초거성 극대거성 절대 등급 ( MV ) 경우에 따라 어느 정도의 차이는 있겠지만, 대부분의 백색왜성은 지구 정도의 크기에 태양 질량의 0. 5 ~ 0. 6배의 질량이 응집되어 있다. [ 3 ] 지구는 태양 직경의 1 / 100에 불과하므로, 백색왜성의 부피는 태양 부피의 1 / 1, 000, 000 가량이며, 따라서 백색왜성의 밀도는 태양의 밀도의 1, 000, 000배 정도에 해당한다. 그 정도의 높은 밀도를 가진 물질은 축퇴물질이라고 불린다. 축퇴물질에 대한 것은 1930년대 양자역학으로 설명되었다. 백색왜성이 중력으로 인해 붕괴하지 않을 수 있는 이유는 전자축퇴압 때문이며, 이 힘은 온도와는 무관하며 밀도에만 관련 있다는 것이다. 모든 관측된 항성에 대해 절대 등급에 대한 색지수의 표, 즉 헤르츠스프룽 - 러셀 도표를 작성한다면, 도표상에서 절대 등급과 색지수의 모든 가능한 조합이 가능한 것은 아니다. 대부분의 별은 도표상에서 주계열이라고 불리는 띠를 이루며 놓이게 된다. 주계
##은 거성 초거성 ( 청색 적색 황색 ) 극대거성 ( 황색 ) 청색 낙오성 껍질별 특이별 ( Ap / Bp 별 바륨별 탄소별 CH 별 수은 - 망가니즈 별 Am 별 S형 별 ) 테크네튬 별 변광성 ( 불규칙 반규칙 오리온 ) 잔해 백색왜성 ( 흑색왜성 ) 중성자별 ( 펄서 마그네타 ) 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 프레온 별 Q별 퍼즈볼 보손 별 그라바스타 암흑 에너지 별 검은 별 약전자기별 자기권 연속적 붕괴 천체 암흑물질성 이론적인 별 암흑물질성 쿼시 별 손 - 지트코프 천체 아이언 스타 중간 단계 갈색왜성 준갈색왜성 떠돌이 행성 구조 핵 대류층 복사층 광구 흑점 채층 코로나 태양풍 ( 거품 ) 성진학 에딩턴 한계 핵합성 알파 반응 삼중 알파 과정 양성자 - 양성자 연쇄 반응 헬륨섬광 CNO 순환 탄소 연소 과정 네온 연소 과정 산소 연소 과정 규소 연소 과정 S - 과정 R - 과정 특성 항성 분류 항성 명칭 항성 역학 유효온도 항성운동학 ( 고유운동 시선속도 ) 항성 자기장 등급 ( 절대등급 겉보기등급 사진등급 ) 질량 반지름 광도 금속함량 미소난류 행성계 항성 자전 항성계 ( 쌍성 다중성 접촉쌍성 ) UBV 측광계 항
금속함량 미소난류 행성계 항성 자전 항성계 ( 쌍성 다중성 접촉쌍성 ) UBV 측광계 항성 목록 별자리별 질량이 큰 별 질량이 작은 별 반지름이 큰 별 밝게 보이는 별 광도가 큰 별 가까운 별 갈색왜성 항성 천문학 연대표 항성목록 헨리 드레이퍼 목록 히파르코스 목록 고전역학 뉴턴의 블랙홀 vdeh블랙홀유형 슈바르츠실트 블랙홀 커 블랙홀 라이스너 - 블랙홀 가상 블랙홀 이원블랙홀 벌거숭이 특이점 구전광 플랑크 입자 크기 마이크로 블랙홀 임계 블랙홀 전자 블랙홀 항성질량 블랙홀 중간질량 블랙홀 초대질량 블랙홀 퀘이사 활동은하핵 블레이자 거대퀘이사군 형성 항성진화 중력붕괴 중성자별 밀집성 쿼크별 특이성 톨먼 - 오펜하이머 - 볼코프 한계 백색왜성 초신성 극초신성 감마선폭발 성질 블랙홀 열역학 슈바르츠실트 반경 M - 시그마 관계 사건의 지평선 준주기적 진동 광자구 작용권 호킹 복사 펜로즈 과정 블랜포드 - 즈나이엑 과정 본디 강착 국수효과 중력렌즈 모형 중력 특이점 펜로즈 - 호킹 특이점 정리 원시 블랙홀 그라바스타 암흑성 암흑에너지별 흑색성 영구붕괴천체 자지권 영구붕괴천체 퍼즈볼 화이트
##점 정리 원시 블랙홀 그라바스타 암흑성 암흑에너지별 흑색성 영구붕괴천체 자지권 영구붕괴천체 퍼즈볼 화이트홀 벌거숭이 특이점 고리 특이점 임미르지 변수 막 패러다임 구전광 준성 관련 주제 털없음 정리 블랙홀 정보 역설 우주 검열 가설 비특이점 블랙홀 모형 홀로그래피 원리 블랙홀 상보성 방화벽 ER = EPR 계량 슈바르츠실트 계량 커 계량 라이스너 - 계량 커 - 뉴먼 계량 관련 목록 블랙홀 목록 질량 순 블랙홀 목록 거리 순 블랙홀 목록 퀘이사 목록 관련 항목 블랙홀 물리학 연표 로시 엑스선 타이밍 탐사선 초밀집항성계 블랙홀 우주선 vdeh초신성분류 Ia형 초신성 Ib형 및 Ic형 초신성 II형 초신성 물리학 일시적 칼슘 풍부 탄소 폭발 쌍불안정형 초신성 필립스 관계 P핵 P과정 R과정 초신성 핵합성 관련 주제 의사 초신성 맥동성 쌍불안정형 초신성 포에 감마선폭발 극초신성 광분해 초신성 킬로노바 근지구 초신성 펄서 킥 쿼크노바 초신성의 전구체 극대거성 황색극대거성 밝은 청색변광성 초거성 청색초거성 적색초거성 황색초거성 백색왜성 볼프 - 레이에별 초신성 잔해 초신성잔해 펄서
된다. 더 에너지를 생성할 수 없는 백색왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색왜성이라 할지라도 여전히 수천 도의 온도를 유지하고 있다. ( 출처 뉴턴의 하이라이트 ) 백색왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6 % 정도를 차지하고 있다. [ 2 ] 목차 1 형성 2 특징 3 발견의 역사 4 같이 보기 5 각주 6 외부 링크 형성 [ 편집 ] 중간 이하의 질량을 지닌 항성은 자신이 지닌 수소를 헬륨으로 핵융합을 마친 이후에, 거의 모두가 백색왜성으로 변하게 된다. 핵융합을 거의 마쳐갈 때쯤, 항성은 적색거성으로 변하게 되며, 거의 모든 외부 대기의 물질을 행성상 성운을 형성하며 방출하게 된다. 결국 100, 000도 이상의 뜨거운 핵만이 남게되며, 이 핵은 초기 백색왜성으로 안정하게 된다. 일반적인 백색왜성은 태양 질량의 절반이며, 지름은 지구보다 약간 더 큰 수준이다. 즉 백색왜성의 밀도는 1. 5 10 6 g / c m 3 { displaystyle 1. 5 * 10 ^ { 6 } g /
상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵이 붕괴되어 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 못한다. 대신, 헬륨 융합 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다. 백색왜성에서는 핵융합이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없기 때문에 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 대개는 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 전자축퇴압에 의해 더 이상 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1. 44배 정도이다. 이를 찬드라세카르 한계라고 한다. 백색왜성은 이 한계를 넘지 못한 별을 일컬으며, 찬드라세카르 한계를 넘어섬과 동시에 질량이 태양의 약 3배 이내이면 중성자별, 3배를 넘어가면 블랙홀이 된다. 더 에너지를 생성할 수 없는 백색왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰
##거성 적색초거성 황색초거성 백색왜성 볼프 - 레이에별 초신성 잔해 초신성잔해 펄서풍 성운 중성자별 펄서 마그네타 항성질량 블랙홀 밀집성 쿼크별 특이성 좀비별 국부 거품 초거품 오리온 - 에리다누스 초거품 초신성의 발견 객성 초신성 관측의 역사 초신성 관련 연표 관련 목록 초신성 목록 초신성 후보 목록 질량이 큰 별 목록 거리순 초신성 목록 초신성잔해 목록 유명 초신성 바너드 루프 카시오페이아자리 A SN 1054 게 성운 SN 1572 SN 1604 SN 1987A SN 185 SN 1006 SN 2003fg SNR G1. 90. 3 SN 2007bi SN 2014J SN 레프스달 ASASSN - 15lh 초신성잔해 분류 : 초신성 · 공용 미디어 원본 주소 " " 분류 : 천체항성의 형태백색왜성항성 진화헤르츠스프룽 - 러셀 분류광도분류에 따른 항성의 형태숨은 분류 : CS1 - 영어 인용 ( en ) 번역 확장 필요 문서영어 표기를 포함한 문서문화어 표기를 포함한 문서 둘러보기 메뉴 개인 도구 로그인하지 않음토론기여계정 만들기로그인 이름공간 문서토론 변수 보기 읽기편집역사 보기 더 보
동반성으로부터 수소만 계속 유입된다면 몇번이고 신성이 될 수 있다. ( 자세한 것은 신성 항목을 참조하기 바란다. ) 발견의 역사 [ 편집 ] 1862년 앨번 그레이엄 클라크 ( 영어 : Alvan Graham Clark ) 는 밝은 시리우스와는 대조적으로 어두운 동반성을 발견하였다. 시리우스 B라고 명명된 그 동반성은 25, 000 켈빈 정도의 높은 표면온도를 지니고 있었으므로 뜨거운 별로 분류되었다. 하지만, 높은 온도에 비해, 시리우스 B는 시리우스 A 보다 10, 000배나 희미한 것이었다. 높은 온도로 인해 표면적당 밝기는 매우 높은 것을 알고 있기 때문에, 희미하다는 것은 시리우스 B가 시리우스 A보다 매우 작다는 것을 의미했고, 이는 대략 지구 정도의 직경을 가지고 있다는 것을 의미하였다. 시리우스 쌍성계의 움직임으로부터 계산한 결과는 시리우스 B가 태양의 질량과 거의 유사하다는 것을 보여주었다. 즉 시리우스 B의 밀도는 상상할 수 없을 정도로 높다는 것이다. 이후 많은 수의 백색왜성이 발견되었으며, 우주에 매우 흔한 천체라는 것을 알게 되었다. 1920년대의 양자역학의 탄생과 함께, 백색왜성의 밀도에 관한 이론
백색왜성(白色矮星, 영어: white dwarf, 문화어: 백색잔별)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 핵융합을 마치고 도달하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵이 붕괴되어 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 못한다. 대신, 헬륨 융합 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다. 백색왜성에서는 핵융합이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없기 때문에 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 대개는 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 전자축퇴압에 의해 더 이상 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1.44배 정도이다. 이를 찬드라세카르 한계라고 한다. 백색왜성은 이 한계를 넘지 못한 별을 일컬으며, 찬드라세카르 한계를 넘어섬과 동시에 질량이 태양의 약 3배 이내이면 중성자별, 3배를 넘어가면 블랙홀이 된다. 더 에너지를 생성할 수 없는 백색왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색왜성이라 할지라도 여전히 수천 도의 온도를 유지하고 있다.(출처 뉴턴의 하이라이트) 백색왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6% 정도를 차지하고 있다.