백색왜성

백색왜성은 질량은 태양 정도, 크기는 지구 정도이며, 밀도가 매우 높은 별이다. 이 별을 구성하는 전자들은 축퇴(degenerate) 상태이다. 질량이 작은 별은 진화 마지막 단계에서 핵융합 연료가 소진되어 열압력이 약해져서, 중력 수축이 진행된다. 그 결과, 크기가 원래의 100분의 1(부피로는 100만 분의 1) 정도로 줄어들면서, 밀도가 매우 높아지면서 전자축퇴압이 높아진다. 이 전자축퇴압이 중력에 맞서 새로운 평형을 이루게 되면 안정된 상태로 영구히 존재할 수 있다. 이와 같은 별의 잔해(stellar remnant)가 바로 백색왜성이다. 태양도 생을 마감하고 나면 백색왜성이 된다. 이때 태양이 현재 지니고 있는 물질들은 지구정도의 크기로 압축되어진다. 태양 같은 보통 별을 지름 20cm의 농구공이라 한다면, 이 속에 있던 물질들이 지름 0.2 cm 정도의 과일씨로 압축되어진 천체가 백색왜성인 것이다. 그 결과 백색왜성은 지구의 실험실에서는 재현이 불가능할 정도로 밀도가 아주 높아지게 되어 밀집천체(compact object)라고 부른다. 또 다른 밀집천체는 중성자별과 블랙홀이 있다.

목차

백색왜성은 보통 별보다 아주 어둡기 때문에 가까이 있는 백색왜성만 관측할 수 있다. 백색왜성의 발견은 다중성계에서 시작되었다. 가장 밝고 가장 가까이에 위치한 백색왜성은 큰개자리의 알파별인 시리우스의 동반성이다. 밤하늘에서 가장 밝은 시리우스가 하늘에서 약간씩 움직인다는 것을 발견한 것이다. 이는 시리우스가 동반성을 지니고 있어서 쌍성계의 공전운동에 따른 위치변화를 발견한 것이다. 이 동반성은 너무 어두워서 1862년이 되어서 망원경 제작업자인 클라크(Alvan Clark)가 만든 굴절망원경으로 관측되었다. 이후 계속되는 관측으로 이 동반성의 반지름과 온도 그리고 광도는 도저히 믿기 어려운 값들을 지니고 있음이 밝혀지게 되었다. 이 동반성은 광도가 낮고 온도가 낮은 별이라는 예상을 하고 있었는데, 1915년 미국의 아담스(Walter Adams)는 윌슨산의 반사망원경으로 관측하여 이 동반성의 온도가 시리우스보다 훨씬 더 뜨겁다는 사실을 밝혀냈다. 뜨겁지만 어둡게 보인다면 별의 크기가 아주 작아야 하므로 시리우스의 동반성은 보통 별보다 매우 작은 백색왜성임이라는 사실이 확인된 것이다.

최초로 발견된 백색왜성은 40 Eridani B이다. 1910년에 러셀(Henry Norris Russel), 피커링(Edward Charles Pickering), 플레밍(Williamina Fleming)은 1783년 허셀(William Herschel)이 발견한 삼중성계 40 Eridani를 연구하여 40 Eridani B가 어둡지만 온도가 높은 별이라는 사실을 발견한 바 있다. 이 당시에 이 별들의 질량은 태양과 비슷하지만 크기는 지구크기에 불과하다는 놀라운 사실이 밝혀지면서 백색왜성의 존재가 확립되었다.

다중성계에 속한 백색왜성이 아니라 홑별(single star)로서 처음 발견된 백색왜성은 반마넨 별이다. 1917년 반마넨(Adriaan van Maanen)은 고유운동이 아주 큰 별들을 연구하다가 이 별에 주목하였다. 이 별은 물고기 자리에 존재하고 있고 고유운동이 매년 3초에 가깝고 12등급보다 어두우며 F형의 분광형은 보이고 있다. 나중에 이 별의 질량은 태양질량의 0.68배이고 반지름은 태양 반지름의 0.011배임이 밝혀졌다.

망원경의 크기 증가를 비롯한 관측기기의 혁신적인 발전으로, 많은 백색왜성이 관측되기 시작하였다. 헤일(George Ellery Hale)이 주도로, 1917년에 건립된 미국 윌슨(Wilson)산에 2.5미터 반사망원경과, 팔로마(Palomar) 산에 건립되어 1949년부터 관측을 시작한 5미터 반사망원경이 백색왜성에 대한 관측연구에 크게 기여했다.

허블우주망원경은 늙은 구상성단 NGC 6397 내에 젊은 백색왜성들과 늙은 백색왜성이 함께 존재하고 있는 모습을 포착한바 있다. 그림 1의 왼쪽 사진은 칠레 안틸휴 천문대에서 관측한 구상성단 NGC 6397의 광학사진인데 수십만 개의 별들이 밀집되어있는 모습을 볼 수 있다. 이 사진의 하얀 박스 영역을 허블 우주망원경의 카메라로 관측한 결과가 오른쪽 위의 사진이다. 여기에서 8억년보다 더 젊은 백색왜성 4개와 14억년에서 35억년의 나이를 지닌 늙은 백색왜성들 8개를 발견하였다. 파랑색 박스는 젊은 백색왜성, 빨강색 원은 늙은 백색왜성의 위치를 나타내 주고 있고, 오른쪽 아래에는 각 백색왜성들의 사진을 제시해주고 있다. 백색왜성의 색과 밝기를 근거로 이런 분류가 가능하였는데, 특이한 점은 젊은 백색왜성들이 구성성단 중심에서 상당히 떨어진 곳에 놓여있다는 점이다. 아마도 이 젊은 백색왜성들이 처음에는 구상성단 중심에 놓여있다가 시간이 지나면서 성단의 바깥쪽으로 이주한 것으로 천문학자들은 추정하고 있다.

기본 특징

백색왜성을 분광관측해보면 백색왜성 대기의 물리적 상황에 대한 정보를 얻어낼 수 있다. 백색왜성의 대기는 밀도가 높아서 다른 입자들과 심한 충돌을 겪어 백색왜성에서 관측되는 흡수선은 넓은 선폭을 보이게 된다. 갓 태어나서 아직 뜨거운 상태의 백색왜성 대기와 상당히 냉각이 진행된 백색왜성의 대기에서 나오는 스펙트럼은 아주 다르게 관측되기 때문에 분광관측으로 대기상태를 결정할 수 있다.

백색왜성은 표면온도가 매우 높기 때문에 가시광 영역 뿐만 아니라 자외선과 엑스선 영역에서도 관측된다. 시리우스 동반성은 광학적으로는 시리우스보다 만 배 더 어두워서 허블우주망원경으로 관측해도 희미안 점으로밖에 보이지 않는다(그림 2). 그런데 이 시리우스 쌍성계를 찬드라(Chandra) 엑스선 위성으로 관측하면 전혀 반대의 현상이 나온다(그림 2). 2만 5000도의 시리우스 동반성에서 나오는 엑스선이 시리우스에서 나오는 엑스선보다 밝게 관측이 된다. 어느 파장에서 관측하느냐에 따라 그 파장의 빛이 나오는 물리적 성질을 파악할 수 있기 때문에 최근에는 다파장(multi-wavelength) 관측을 통한 연구도 활발하게 이루어지고 있다.

2014년에는 지금까지 발견된 백색왜성 중 가장 차가운 백색왜성이 발견되었다. 이 백색왜성은 우리은하에서 가장 이상한 별 중의 하나로 아주 차가울뿐만 아니라 아주 오래되었고 아주 어두운 백색왜성으로 지구크기의 다이아몬드 결정체임이 밝혀졌다. 보통 백색왜성은 너무 어두워서 관측되기 힘들지만 이 별의 경우 펄사 주위를 돌고 있기 때문에 발견되었다(그림 3).

H-R도에서 백색왜성의 위치

항성의 관측적인 물리량은 겉보기 밝기, 광도(절대등급), 색 그리고 분광형을 들 수 있다. 백색왜성의 겉보기 밝기는 어두워서 가까이 있는 백색왜성들만 관측되어왔다. 별들의 H-R도를 보면 다른 항성들과 비교하여 백색왜성의 관측적 물리량들의 특징을 구분해서 이해할 수 있다. 백색왜성의 절대등급이 10등급이하이기 때문에 멀리있는 백색왜성의 겉보기 밝기가 아주 어두워져서 관측하기 힘들게 된다. 백색왜성의 가시광영역에서의 색은 다양하게 분포되어 있는데, O형 주계열별인 청백색에서부터 M형 적색왜성에 해당하는 붉은색까지 넓게 퍼져있다(그림 4).

분광형 특징

백색왜성은 대부분 탄소와 산소로 구성되어 있다고 여겨지지만, 백색왜성을 분광관측해보면 백색왜성 대기에 있는 수소와 헬륨이 풍부한 지역에서 나오는 분광선들이 관측이 된다. 그래서 이들 원소들의 분광특징에 따라 백색왜성의 분광형 표기인 D에 이어 다양한 수식어들이 따라 오게된다. 백색왜성 분광형 특징에 대해 표 1에 정리하였다.

크기와 질량

백색왜성의 크기와 관련된 물리량으로는 질량, 반경, 밀도 그리고 표면중력을 들 수 있다. 관측으로 추정된 백색왜성의 질량은 태양질량의 0.17 - 1.33 배 사이인데, 질량분포를 보면 태양질량의 0.6배 정도의 백색왜성이 가장 많고 대부분이 태양질량의 0.5-0.7배 정도 사이에 놓여 있다. 관측된 백색왜성의 반경은 태양 반경의 0.008-0.02배 사이인데, 이는 태양 반경의 0.009배정도인 지구크기와 비슷하다. 이것은 태양정도 질량이 지구 정도 크기에 압축되어진 상태이고 밀도는 부피에 반비례하므로 백색왜성의 밀도는 태양 밀도보다 백만배 정도 커지게 된다. 전형적인 백색왜성의 밀도는 @@NAMATH_INLINE@@10^4 - 10^7 ~{\rm g} \cdot {\rm cm}^{-3}@@NAMATH_INLINE@@ 정도가 되어 중성자별, 블랙홀과 같이 밀집천체로 분류되고 있다. 이런 밀집천체의 표면에서의 중력가속도는 반경의 제곱에 반비례하므로 엄청나게 커진다. 예를 들어 시리우스 B백색왜성의 관측에서 추정되는 질량과 반경으로 유도된 평균밀도는 @@NAMATH_INLINE@@ 2.5 \times 10^6 {\rm g} \cdot {\rm cm}^{-3}@@NAMATH_INLINE@@이다. 이 백색왜성 표면에서의 중력가속도는 @@NAMATH_INLINE@@3.7 \times 10^8 ~ {\rm cm}\cdot s^2@@NAMATH_INLINE@@가 되어 지구표면에서의 중력 가속도보다 40만 배 정도가 크다. 하지만 이정도 크기에서의 탈출속도는 빛의 속도의 0.02배가 되어 상대론적 효과는 무시될 정도임을 알 수 있다.

중원소함량

분광관측으로 백색왜성을 구성하고 있는 원소들의 성분비를 파악해볼 수 있다. 관측된 백색왜성의 25 - 33%정도에서 금속선이 나타난다. 만일 이런 무거운 원소들이 원래 백색왜성 내부에 존재했었더라면 아마 아래(중심부)로 이미 가라앉아 버렸을 것이다. 백색왜성에 금속이 풍부한 이유는어암석형태의 행성조각들이 주변에서 끌어들여졌을 것으로 여겨지는데, 최근에 백색왜성의 중원소함량비가 분화된 암석행성의 함량비와 같다는 연구결과들이 발표되어 이를 뒷받침해주고 있다.

자기장

백색왜성의 자기장은 주계열 별로서 생애를 마감한 별의 반경이 급격하게 줄어들면서 자속이 보존되는 현상으로 쉽게 이해된다. 100G의 자기장을 가진 별의 반경이 100배로 줄면 백색왜성의 표면자기장은 100만G가 된다. 1970년에 선형 편광관측으로 백색왜성의 자기장이 처음으로 관측된 이래 지금까지 관측된 100여개의 백색왜성의 자기장의 세기는 @@NAMATH_INLINE@@2 \times 10^3 - 10^9@@NAMATH_INLINE@@G 영역에 존재한다. 백색왜성 중 적어도 10% 정도는 100만G 이상의 자기장을 가지고 있을 것으로 추정된다.

표면온도

가시광선 영역에서 관측되는 백색왜성의 분포에서 청백색 백색왜성의 표면온도는 15만K를 넘고 적색 백색왜성의 경우는 4000K정도밖에 되지 않는다. 3만K를 넘는 표면온도를 지닌 백색왜성은 낮은 에너지의 엑스선 영역과 극자외선 영역에서 관측이 되었다. 백색왜성은 아주 작은 표면적을 지니고 있어서 가지고 있는 열을 방출하면서 식어가는 과정도 아주 오랜시간 걸쳐 일어난다. 백색왜성이 냉각되면서 표면온도는 내려가고 그래서 방출되는 복사는 점점 적색화되면서 광도가 낮아지게 된다. 백색왜성의 온도를 정확하게 추정할 수 있다면 백색왜성의 나이도 추정할 수 있게 된다. 관측된 대부분의 백색왜성의 표면온도는 8,000 - 40,000K에 놓여있다. 백색왜성은 뜨거운 상태에서 온도가 100도 더 낮아지는 것보다 식은 상태에서 온도가 100도 더 낮아지는데 더 많은 시간이 걸린다. 그래서 온도가 낮은 백색왜성이 더 많이 존재할 것으로 예상되어 온도가 낮은 백색왜성을 찾는 연구가 계속되어 왔다. 4000K 이하의 표면온도를 지닌 백색왜성들이 많이 발견되어 왔고, 최근에는 펄사의 구성원으로 있는 백색왜성의 온도가 3000K 이하라는 관측결과도 보고 된 바 있다.

태양정도의 질량이 지구 크기의 천체에 압축되어 있는 백색왜성이 발견되면서 그 천체가 지니고 있는 어마어마한 밀도를 어떻게 설명할 것인가에 대해 20세기 초반 천문학자들은 고민하기 시작했다. 보통 별에 대한 내부구조에 대한 이론에 의하면, 안으로 수축하려는 중력과 평형을 이루는 것은 수소의 핵융합 반응으로 통해 유지되는 높은 온도와 압력인데 별이 수소연료를 다 소진하고 나서 헬륨별이 되면, 중력과 평형을 이루던 압력이 약해지게 되어 별은 안쪽으로 잠시 수축하다가 헬륨이 핵연소를 시작하면서 에너지를 방출하면 다시 평형을 이루는 적색거성상태가 된다. 그런데 헬륨마져 다 연소되어 탄소와 산소가 되어버리면 다시 수축하게 된다. 그런데 태양과 같은 질량을 가진 별의 경우에는 탄소의 핵융합반응이 일어날 만큼 내부 온도가 높아지지 않는다는 것이 알려졌다. 그렇다면 무엇이 지구크기에서 수축을 멈추게 하여 별을 유지하는가가 큰 의문이었다. 그 해답은 당시 활발하게 연구되어졌던 현대물리학의 발전에서 나왔다. 탄소와 산소로 구성된 물질의 수축으로 자유전자들의 밀도가 높아지게 된다. 백색왜성에는 약 @@NAMATH_INLINE@@10^57@@NAMATH_INLINE@@개의 전자들이 존재하는데 이들 전자들이 압축되면서 전자들이 파울리의 배타원리에 따라 낮은 에너지를 지닌 상태에 같이 존재할 수 없기 때문에 점차 높은 에너지레벨을 차지하면서 내부에너지 즉 압력이 높아지게 된다. 이것을 축퇴압(degenerate pressure)이라 하는데, 백색왜성은 이 전자의 축퇴압과 중력이 평형을 이룬 별임이 밝혀진 것이다.

그런데 흥미로운 점은 백색왜성의 질량이 클수록 그 중력을 견디는 전자 축퇴압은 커져야 하고, 전자 축퇴압이 커지기 위해서는 더 수축을 해서 백색왜성은 작아져야 한다. 그래서 백색왜성의 질량이 커질수록 반경은 작아진다고 예측되었다. 그렇다면 반경은 얼마나 작아질 수 있는가? 이 문제는 인도 출신의 천문학자 찬드라세카(Subrahmanyan Chandrasekhar)가 해결하였다. 찬드라세카는 가벼운 백색왜성의 경우 전자들이 비상대론적인 상태(전자의 속도가 빛의 속도에 비해 느리게 움직이는 상태)에 있어 전자 축퇴압과 중력이 평형을 이루는 백색왜성을 유지할 수 있는데, 백색왜성의 질량이 어느정도 커지면 역학적 평형을 유지할 수 없음을 알아내었다. 특정한 질량 이상이 되면 백색왜성 내부의 전자들은 상대론적인 상태(전자들이 빛의 속도에 아주 가깝게 움직이는 상태)가 되어 축퇴압이 약해져서 중력을 견디지 못하게 된다는 사실을 밝혀냈다. 이 질량을 백색왜성의 찬드라세카한계(Chandrasekhar limit)라고 하는데 대략 태양질량의 1.4배이다. 태양질량의 1.4배가 넘는 백색왜성은 존재하지 않으며 계속 수축하여야 함을 이론적으로 밝혀낸 것이다. 이후 중성자별과 블랙홀이 발견되면서 찬드라세카한계 보다 무거운 백색왜성은 더 수축하여 초신성 폭발을 거치면서 중성자별 또는 블랙홀로 된다는 것이 알려졌다.

백색왜성의 생성과 진화에 각운동량의 보존 또는 변화가 중요한 역할을 할 수 있다. 보통 별이 핵융합으로 유지되는 압력과 중력이 평형을 이루고 있다가 핵연료를 다 소진하고 나면 축퇴된 물질들로 구성된 밀집천체로 진화하게 된다. 이 과정에서 별의 크기가 심하게 작아지기 때문에 별의 각속도가 증가하게 되어 자전하게 된다. 일반적으로 대부분의 백색왜성에서는 바깥 껍질이 사라지는 과정에서 자전제동이나 각운동량손실등이 일어나기 때문에 낮은 자전속도를 보인다. 이런 낮은 자전속도를 지닌 백색왜성은 찬드라세카 한계를 초과할 수 없다. 그런데 낮은 자전속도의 백색왜성도 충돌로 또는 쌍성계에서 일어나는 부착현상로 질량를 끌어당기면서 몸집을 키울 수 있고, 그 과정에서 자전속도가 빨라지게 되면서 질량이 챤드라세카 한계를 넘게 만들 수 있다. 이 과정으로 제Ia형초신성폭발을 거치면서 중성자별로 진화 할 수 있다.

백색왜성은 태양과 같은 질량의 물질이 태양과 같은 크기에서 지구크기로 압축되어진 상태의 천체로서 보통별과는 전혀 다른 특이한 성질을 지닌 것으로 밝혀졌다. 백색왜성연구로 다음과 같은 재미있는 사실들이 밝혀졌고 이에 대한 연구가 꾸준히 계속 지속되고 있다.

백색왜성도 초신성이 될 수 있다.

질량이 작거나 중간정도의 별들은 생을 마감할 때 초신성이라는 엄청난 장례식을 거치지 않고 보통 백색왜성이라는 무덤에 매장된다. 그런데 이런 백색왜성이 쌍성계의 구성원이 되었을때는 그 운명이 달라진다. 쌍성계 내에서 백색왜성은 동반성에 묶여 궤도운동을 한다. 이때 백색왜성은 동반성에 있는 물질을 중력으로 끌어들일 수 있다. 백색왜성은 이런 물질 부착과정으로 표면에 물질을 계속 쌓아가며 몸집을 불려나간다. 백색왜성은 그 질량이 찬드라세카 질량이라는 임계질량에 도달했을때 별 전체가 폭발적인 핵융합반응을 일으켜서 제Ia형초신성이 되면서 엄청난 밝기로 밝아지게 된다. 그림 5는 1100만년전에 M82 은하에서 백색왜성을 지닌 쌍성이 초신성폭발을 거치며 나오는 빛메아리를 허블우주망원경이 2년 반동안 관측한 결과로서, 제 Ia형초신성 이론을 지지해주고 있다.

백색왜성의 중력은 지구 중력의 30만 배 이상 크다.

백색왜성내의 물질들은 보통의 원자상태로 존재할 수 없다. 핵융합 반응이 끝나서 높은 온도와 압력을 유지할 수 없어서 안쪽으로 향하는 중력의 영향으로 심하게 압축된다. 백색왜성 내 물질들이 으깨어져서 전자들의 축퇴압이 수축하는 중력을 대항할 수 있을 때까지 수축하게 되어 결국 백색왜성의 반지름은 보통별의 1/100 배가 될 정도로 작아진다. 백색왜성의 질량이 클수록 압축하는 중력의 힘은 커지게 되고 물질은 더 심하게 압축이 되어서 백색왜성이 더 작아지게 된다. 크기는 지구와 같지만 태양 정도의 질량을 지니고 있기 때문에, 태양질량이 지구질량의 33만 배라 할 때 백색왜성 표면에서의 중력은 지구 표면에서의 중력보다 33만 배이상이 되는 것이다.

많은 백색왜성들은 흑색왜성이 된다.

진화가 끝이 난 별의 중심핵이 백색왜성이다. 이런 별의 잔해는 점점 식어져서 결국에는 더 이상 빛을 내지 못하게 된다. 백색왜성 냉각은 우주배경복사의 온도와 거의 같아질 때까지 계속되는데, 이 시점이 되면 백색왜성은 빛을 내지 않으므로 흑색왜성이라 부른다. 흑색왜성은 백색왜성이라는 무덤에 묻힌 별이 조용히 우주 속으로 들어가며 자취를 감추는 모습이다. 태양과 같은 별이 이런 흑색왜성이 될 때까지는 수 조년이 걸린다. 우주의 현재 나이보다 엄청나게 긴 시간이기 때문에 아직 흑색왜성은 관측되지 않았다.

한 줌의 백색왜성 물질의 질량은 코끼리 한 마리의 질량과 같다.

백색왜성이 지구 크기 정도이지만 태양 정도의 질량을 보유하고 있기 때문에 밀도는 매우 커서 약 백만 @@NAMATH_INLINE@@g \cdot cm^{-3}@@NAMATH_INLINE@@ 정도된다. 즉 백색왜성의 밀도는 물 밀도의 백만배 정도이다. 한 변이 1cm되는 정육면체안에 들어있는 백색왜성의 물질이 1톤정도의 질량을 지니고 있는 셈이다. 만약 차 숫가락으로 백색왜성의 물질을 떠 볼 수 있다면 그 물질의 질량은 5톤 정도되어 지구에서의 코끼리 한마리의 질량과 같아지게 된다.

백색왜성은 태양의 먼 미래이다

가장 질량이 큰 별들은 결국 초신성폭발이라는 장례식을 거치며 죽음을 통보하게 되지만, 태양질량의 0.8배에서 10배정도의 질량을 지닌 별들은 그런 장렬한 장례식을 거치지 못하고 조용히 백색왜성으로 삶을 마감하게 된다. 이렇게 중간 질량을 지닌 별들이 우리은하에 있는 별들의 97%가 넘는다. 우리가 밤하늘에 볼 수 있는 대부분의 별들이 백색왜성이 된다. 태양도 70억년 쯤 후에는 백색왜성이 될 것이다.

별이 죽고 남은 잔해물로서의 백색왜성은 보통 별들과는 전혀 다른 물리적 특징을 보이고 있다. 백색왜성 연구로 항성내부구조와 진화에 대한 사실들이 많이 밝혀져 왔다. 더 나아가 백색왜성은 우리은하 내에서 별 탄생 역사를 살펴보는 중요한 지표가 되고 있다. 또한 백색왜성이 쌍성의 구성원으로 존재할 때는 천체물리학적으로 아주 중요한 우주실험실의 역할을 해주고 있다. 쌍성계 내에 있는 백색왜성은 결국 제Ia형초신성 폭발을 거치게 되는데 이런 초신성들의 관측자료들은 우주가 가속팽창하고 있음을 보여주었다. 초신성 이전단계로서 쌍성계 내 백색왜성을 연구하는 것은 현존하는 천체물리학적인 이론들을 점검하고 이해하는데 큰 도움을 주고 있다.

백색왜성이 천문학 연구에 기여하는 중요한 역할들을 정리해보면 다음과 같다. 첫째, 백색왜성의 온도를 이용하여 백색왜성의 나이와 또 이와 관련된 별들의 나이를 추정할 수 있다. 둘째, 외계행성계를 구성하는 원소들의 화학적 성분을 알아내는데 기여한다. 셋째, 중력이 큰 환경에서 어떤 물리적인 현상들이 일어나는지 알려주는 자연의 실험실 역할을 한다. 또한 백색왜성연구는 은하들의 초기질량비와 화학적 성분을 연구하는데 기여하고 있다.