흰색 난쟁이는 무엇입니까?

백색 왜성은 주요 시퀀스 별이 모든 수소와 헬륨 연료를 태울 때 형성되는 비교적 작고 밀도가 높은 별입니다. 그러나 탄소와 산소를 융합시키는 데 필요한 압력과 열이 부족합니다. 흰색 난쟁이는 일반적으로 태양보다 0.5 ~ 0.7 배 사이의 질량을 가지지 만 지구와 비슷한 양이 있습니다. 흰색 왜소는 알려진 별의 97%에 대한 항성 진화의 끝 상태입니다.

별을 흰색 난쟁이로 변형시키는 것은 우리의 태양의 질량 주위에 주요 시퀀스 별이 모든 수소 연료를 태우고 헬륨을 탄소와 산소로 융합시키기 시작할 때 시작됩니다. 핵심은 융합 할 수없는 탄소와 산소로 쌓이기 시작하기 때문에 융합은 코어 외부의 쉘에서 발생해야합니다. 코어의 엄청난 중력은 수소를 함께 밀어 내고 이전보다 훨씬 빨리 융합하여 별의 광도를 1,000-10,000의 계수로 증가시키고 화성 'O와 비슷한 것으로 반경을 높입니다.rbit.

별의 모든 수소가 융합되면 중력이 차지하고 별이 그 자체로 떨어지기 시작합니다. 별이 충분히 방대하면 초신성이 발생할 수 있습니다. 그렇지 않으면, 과도한 재료는 유래 한 성운을 형성하기 위해 떠 다니며, 흰색 난쟁이 인 초 고밀도 코어 만 남아 있습니다. 흰 난쟁이는 그 자체의 에너지 원이 없기 때문에, 그것이 생성하는 유일한 열은 헬륨 융합 일의 잔재입니다. 수십억 년이 지난 후, 백색 난쟁이는 검은 난쟁이, 생명이없는 별이되기 위해 시원 할 것으로 예상되지만, 우주의 나이 (137 억 년)는 아직 발생하기에 충분하지 않았지만

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White Dwarfs는 우리 태양열 동네의 모든 별의 6%를 구성합니다. 핵심 반응은 핵심에서 발생하지 않기 때문에 강력한 망원경으로 관찰 할 수는 있지만 그다지 밝지는 않습니다. 더 유명한 시리우스 B개 스타라고도 알려진 파트너 인 시리우스 A는 흰 난쟁이입니다. 첫 번째 백색 왜소는 1783 년 1 월 31 일 Friedrich Herschel에 의해 이진 시스템 인 Eridani B 및 C.

에서 관찰되었습니다.