백색 왜성이 무엇입니까?

백색 왜성은 주 계열성 별이 수소와 헬륨 연료를 모두 태우지 만 탄소와 산소를 융합시키는 데 필요한 압력과 열이 없을 때 형성되는 비교적 작고 밀도가 높은 별입니다. 흰 왜소는 일반적으로 태양의 질량보다 0.5 ~ 0.7 배이지만 지구와 비슷한 부피를 가지고 있습니다. 백색 왜성은 알려진 별의 97 %에 대한 항성의 진화의 마지막 상태입니다.

별이 흰 왜성으로 변하는 것은 태양 덩어리 주위의 주 계열성 별이 모든 수소 연료를 태워서 헬륨을 탄소와 산소에 강제로 주입하기 시작하면 시작됩니다. 핵은 융합 될 수없는 탄소와 산소로 축적되기 시작하기 때문에 핵 외부의 껍질에서 핵융합이 이루어져야합니다. 코어의 거대한 중력은 수소를 함께 밀어 넣고 이전보다 훨씬 빨리 융합하여 별의 광도를 1,000- 10,000 배로 증가시키고 반경을 화성 궤도와 비슷한 것으로 증가시킵니다.

별의 모든 수소가 융합되면 중력이 차지하고 별이 스스로 떨어지기 시작합니다. 별이 충분히 방대한 경우 초신성이 발생할 수 있습니다. 그렇지 않으면, 여분의 물질이 행성상 성운을 형성하기 위해 떠내려 가고, 백색 왜 성인 초 밀도 코어 만 남습니다. 백색 왜성에는 자체 에너지 원이 없기 때문에 그것이 생산하는 유일한 열은 헬륨 융합 시대의 남은 것입니다. 수십억 년이 지난 후에도 우주의 나이 (138 억 년)가 아직 충분하지는 않았지만 하얀 왜성들이 식은 흑성 난장이자 생명이없는 별의 껍질이 될 것으로 예상됩니다.

백색 왜성은 우리 태양 근처의 모든 별의 6 %를 구성합니다. 핵에서 핵 반응이 일어나지 않기 때문에 강력한 망원경으로 관측 할 수는 있지만 매우 밝지는 않습니다. 더 유명한 파트너 인 시리우스 A (도그 스타라고도 함)의 동반자 인 시리우스 B는 흰색 왜성입니다. 1783 년 1 월 31 일 프리드리히 허셜 (Friedrich Herschel)은 이진법 Eridani B와 C에서 첫 번째 백색 왜성을 관찰했다.