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백색왜성

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목차

1. 개요

백색왜성은 수소 핵융합을 마친 중간 이하 질량의 별이 적색거성 단계를 거쳐 형성되는 천체이다. 지구 정도 크기에 태양 질량의 0.5~0.6배의 질량이 응집되어 높은 밀도를 가지며, 전자 축퇴압에 의해 붕괴를 막는다. 대부분 탄소와 산소로 구성되며, 시간이 지남에 따라 냉각되어 흑색왜성이 된다. 백색왜성은 잔해 원반이나 행성계를 가질 수 있으며, 쌍성계에서는 신성이나 Ia형 초신성과 같은 현상을 일으키기도 한다.

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백색왜성
기본 정보
백색 왜성의 예술적 표현
백색 왜성의 예술적 표현
종류항성 잔해
구성전자 축퇴 물질
특징
전형적인 질량0.6 태양 질량
질량 범위0.17에서 1.33 태양 질량
전형적인 반지름0.008 태양 반지름 (지구와 비슷)
반지름 범위0.002에서 0.02 태양 반지름
전형적인 표면 온도8000 켈빈
상세 정보
발견1862년, 앨번 그레이엄 클라크
발견 방법시리우스 B 관측을 통해
관련 항목
관련 항목항성 진화
축퇴 물질
찬드라세카르 한계
블랙 드워프 (가설)
중성자별
블랙홀

2. 형성

중간 이하 질량(약 0.07 ~ 10 태양 질량)을 가진 항성은 수소 핵융합을 마친 후 적색거성으로 팽창한다. 적색거성 단계에서 삼중알파과정을 통해 헬륨 핵융합으로 탄소와 산소가 생성된다.[227] 질량이 충분히 크지 않은 항성은 탄소 핵융합을 일으키지 못하고, 외부 대기를 방출하여 행성상 성운을 형성한다. 남은 핵은 탄소와 산소로 이루어진 백색왜성이 된다.[227]

태양과 같이 주계열성의 질량이 0.5–8 태양질량인 경우, 핵은 삼중 알파 과정을 통해 헬륨에서 탄소와 산소를 합성할 만큼 충분히 높은 온도가 되지만, 탄소의 핵융합으로 네온을 생성할 만큼 충분히 고온이 되지는 않는다. 핵융합을 일으키는 기간의 끝에 가까워지면, 이러한 항성은 핵융합 반응을 일으키지 않는 탄소-산소 핵을 내부 헬륨 연소층과 외부 수소 연소층이 둘러싸는 구조를 갖게 된다. 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 이 단계의 항성은 점근거성가지 영역에 위치한다. 그 후 천체는 외층 물질의 대부분을 방출하여 행성상 성운을 형성하고, 탄소-산소 핵만 남게 된다. 관측되는 백색왜성의 압도적 다수를 차지하는 탄소-산소 백색왜성은 이 과정을 통해 형성되었다.[337][342][343]

일부 질량이 큰 항성은 산소, 네온, 마그네슘으로 구성된 백색왜성을 형성하기도 한다.[228] 매우 낮은 질량의 항성은 헬륨 백색왜성을 형성할 수 있지만,[229][230] 이는 주로 쌍성계에서 질량 손실의 결과로 생성되는 것으로 추정된다.[227][229][230][337][338][339]

3. 특징

헤르츠스프룽-러셀 도표에서 백색왜성은 좌측 하단에 위치한다.


백색왜성은 중간 이하 질량을 가진 항성이 진화하여 남은 천체이다. 핵융합을 마친 항성은 적색거성으로 변하고, 외부 대기는 행성상 성운 형태로 방출된다. 이후 남은 핵은 초기 백색왜성으로 안정된다.[401]

일반적인 백색왜성은 태양 질량의 절반 정도이며, 크기는 지구보다 약간 크다. 밀도는 정도로 매우 높으며, 이보다 밀도가 높은 천체는 중성자별, 블랙홀, 쿼크별 정도이다. 백색왜성은 질량이 클수록 크기가 작아지는 특징을 가진다. 찬드라세카르 한계는 백색왜성의 최대 질량 한계로, 태양 질량의 약 1.4배이다. 이 한계를 넘으면 전자 축퇴압으로 지탱되던 별이 붕괴하여 중성자별이 된다.[401]

대부분의 항성은 핵융합 마지막 단계에서 질량 대부분을 우주로 방출하기 때문에 백색왜성으로 생을 마감한다.[401]

백색왜성은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 좌측 하단, 즉 뜨겁고 어두운 영역에 위치한다. 백색왜성은 매우 뜨겁지만, 크기가 작아 열이 적은 면적을 통해서만 발산될 수 있다. 따라서 매우 오랜 기간 동안 뜨거운 상태를 유지한다. 백색왜성 내부는 시간이 지나면서 서서히 결정화되어 BPM 37093과 같이 다이아몬드와 같은 결정체로 안정화될 것으로 추측된다.[402]

백색왜성은 오랜 시간이 지나 완전히 식으면 흑색왜성이 된다. 흑색왜성은 주변 우주와 같은 온도로, 약한 전자기파만 생성한다. 그러나 우주의 나이는 아직 흑색왜성이 생성될 만큼 오래되지 않아, 현재 우주에는 흑색왜성이 존재하지 않을 것으로 생각된다. 현재까지 발견된 가장 차가운 백색왜성은 정도이다.[403] 백색왜성의 냉각 속도는 점차 느려지며, 에서 까지 식는 시간과 에서 까지 식는 시간이 같다. 태양 질량의 절반 정도인 백색왜성이 주변 온도와 같아지려면 250억 년 정도 걸리지만, 우주의 추정 나이는 130억 년 정도이다.[403]

X선 천문학과 자외선 천문학을 통해 백색왜성의 얇은 대기 구조와 조성을 연구할 수 있는데, 많은 젊은 백색왜성이 약한 X선을 방출하기 때문이다.[403]

백색왜성은 찬드라세카르 한계 때문에 태양 질량의 1.4배를 초과할 수 없지만, 쌍성계의 백색왜성은 동반성으로부터 물질을 흡수하여 이 한계를 넘을 수 있다. 흡수한 물질이 백색왜성을 짓눌러 축퇴압이 더 이상 버티지 못하면, 백색왜성은 Ia형 초신성 폭발을 일으킨다. 흡수 물질이 표면에서 핵융합을 일으키면 신성이 되는데, 이 경우 백색왜성의 핵은 유지되므로 동반성으로부터 수소가 계속 유입되면 반복적으로 신성이 될 수 있다.[401]

3. 1. 구성 및 구조

백색왜성은 주로 탄소와 산소로 구성되어 있지만, 일부는 산소, 네온, 마그네슘으로 구성되기도 한다. 백색왜성 내부는 핵융합 반응이 일어나지 않는 축퇴 물질로 이루어져 있다.[231]

백색왜성의 밀도는 매우 높아서, 1㎤당 약 1톤에 달한다.[231] 지구는 태양 직경의 1/100에 불과하므로, 백색왜성의 부피는 태양 부피의 1/1,000,000 가량이며, 따라서 백색왜성의 밀도는 태양 밀도의 1,000,000배 정도에 해당한다.[401]

천왕성, 해왕성, 지구, 금성 등에 둘러싸인 중앙의 흰 별이 백색왜성 시리우스 B. 지구와 거의 같은 크기이지만, 질량은 태양과 비슷하다.


백색왜성이 중력으로 인해 붕괴하지 않는 이유는 전자 축퇴압 때문이며, 이 힘은 온도와는 무관하며 밀도에만 관련 있다.[401] 백색왜성의 질량-반지름 관계는 축퇴압 이론으로 설명할 수 있다.[275]

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 더 이상 버티지 못하는 수준에 이른다면, 백색왜성은 폭발하게 된다. 이것은 Ia형 초신성이라고 하며, 모든 초신성 형태가운데 가장 강력한 형태이다.[401]

백색왜성은 매우 낮은 흡수율을 가지는데, 이는 광자의 흡수가 전자가 더 높은 빈 상태로 전이될 것을 요구하기 때문이다. 광자의 에너지가 그 전자가 이용할 수 있는 가능한 양자 상태와 일치하지 않을 수 있으므로, 백색왜성 내의 복사 열전달은 낮다. 그러나 백색왜성은 높은 열전도율을 가지고 있다. 결과적으로, 백색왜성의 내부는 백색왜성 형성 직후 약 108 K에서 시작하여 가장 차가운 것으로 알려진 백색왜성의 경우 106 K 미만에 이를 때까지 냉각됨에 따라 거의 균일한 온도를 유지한다.[65] 축퇴된 핵 위에는 축퇴되지 않은 물질의 외각 껍질이 위치한다. 내부보다 온도가 낮은 가장 바깥층은 거의 흑체처럼 복사한다. 백색왜성은 희박한 외곽 대기가 축퇴된 내부의 열 함량을 천천히 방출하기 때문에 오랫동안 보인다.[65]

백색왜성 핵 물질은 완전히 전리된 플라스마 – 핵과 전자의 혼합물 – 이며, 처음에는 유체 상태이다. 1960년대에 이론적으로 예측되었듯이, 냉각의 후기 단계에서 중심에서부터 고체 상태로 결정화되어야 한다.[81] 결정 구조는 체심 입방 격자로 생각된다.[9][82]

3. 2. 대기와 스펙트럼

백색왜성의 대기는 대부분 수소나 헬륨으로 구성되어 있다. 1940년대 에브리 샤츠만은 백색왜성의 강한 표면 중력 때문에 무거운 원소는 아래로 가라앉고, 가벼운 원소는 위로 떠오르는 중력 분리 현상이 발생한다고 설명했다.[97][98] 이러한 이유로 백색왜성의 대기는 매우 순수한 조성을 가지게 된다.[304][305] 대기는 점근거성가지 단계에 있던 별의 외피 잔해이거나, 성간 물질에서 유입된 물질을 포함할 수 있다.[305]

백색왜성의 스펙트럼은 1941년 제럴드 카이퍼에 의해 처음 분류되었으며,[66][100] 1983년 에드워드 M. 시온과 연구진들이 현재 사용되는 분류 체계를 도입하였다.[24][66] 이들은 백색왜성의 스펙트럼을 다음과 같이 분류한다.

백색왜성 스펙트럼 종류[24]
주요 및 보조 특징
A수소 선 존재
BHe I 선
C연속 스펙트럼; 선 없음
OHe II 선, He I 또는 수소 선 동반
Z금속 선
Q탄소 선 존재
X불분명하거나 분류할 수 없는 스펙트럼
보조 특징만
P검출 가능한 편광을 가진 자기 백색왜성
H검출 가능한 편광이 없는 자기 백색왜성
E방출선 존재
V변광성



분광형이 DA인 백색왜성은 수소가 주성분인 대기를 가지며, 관측된 백색왜성의 약 80%를 차지한다.[68] DB형은 약 16%를 차지한다.[103] 온도가 15,000K 이상인 DQ형은 탄소가 주성분인 대기를 가지며, 약 0.1%를 차지한다.[104] DB, DC, DO, DZ, 저온 DQ형은 헬륨이 주성분인 대기를 가진다. 탄소와 금속이 없다고 가정하면, 유효 온도에 따라 스펙트럼 분류가 달라진다. 약 100,000K에서 45,000K 사이에서는 DO형, 30,000K에서 12,000K 사이에서는 DB형, 12,000K 이하에서는 DC형으로 분류된다.[99][68]

백색왜성의 약 25~33%는 스펙트럼에 금속 선을 보인다.[106] 이는 백색왜성에 존재하는 무거운 원소가 항성 내부로 가라앉아야 하기 때문에 주목할 만한 현상이다.[106] 금속이 풍부한 백색왜성은 최근에 암석질 미행성을 흡수한 것으로 추정된다.[106]

1947년 P. M. S. 블래킷은 회전하는 천체가 각운동량에 비례하는 자기장을 생성한다고 예측했지만,[108] 1960년대에는 백색왜성에 자기장이 존재할 수 있다는 주장이 제기되었다.[110] 1970년, GRW +70 8247 (GJ 742)가 최초로 자기장을 가진 백색왜성으로 확인되었다.[112] 현재까지 200개 이상의 백색왜성에서 자기장이 발견되었으며, 그 강도는 2×10³ 가우스에서 10⁹ 가우스에 이른다.[113] 백색왜성의 최소 10%는 100만 가우스(100 T)를 넘는 자기장을 가진 것으로 추정된다.[115][116]

3. 3. 변광성

일부 백색왜성은 밝기가 주기적으로 변하는 맥동 변광성이다. 초기 계산에는 광도가 약 10초 주기로 변하는 백색왜성이 있을 수 있다고 제시되었지만, 1960년대의 탐색에서는 이를 관측하는 데 실패했다.[98][121] 최초로 발견된 변광 백색왜성은 HL Tau 76이었으며, 1965년과 1966년에 약 12.5분의 주기로 변하는 것으로 관측되었다.[122] 이 주기가 예측보다 더 긴 이유는 HL Tau 76의 변광성이 다른 알려진 맥동 변광 백색왜성과 마찬가지로 비방사형 중력파 맥동으로 인해 발생하기 때문이다.[98]

맥동 백색왜성은 내부 구조를 연구하는 데 중요한 정보를 제공한다. 이러한 변광성은 모두 수백 초에서 수천 초의 주기를 갖는 진동 모드의 중첩으로 인해 빛 출력의 작은 (1%–30%) 변화를 보인다. 이러한 변화의 관측은 백색왜성의 내부에 대한 성진학적 증거를 제공한다.[126]

맥동 백색왜성의 종류는 다음과 같다.[120][123]

맥동 백색왜성의 종류
DAV (GCVS: ZZA)DA 스펙트럼형, 스펙트럼에서 수소 흡수선만을 갖는다.
DBV (GCVS: ZZB)DB 스펙트럼형, 스펙트럼에서 헬륨 흡수선만을 갖는다.
GW Vir (GCVS: ZZO)대기는 대부분 C, He 및 O로 구성; DOV 및 PNNV 별로 나눌 수 있다.



GW Vir 별은 엄밀히 말해 백색왜성은 아니지만, 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 점근거성가지와 백색왜성 영역 사이에 위치한 별이다. 이들을 '전백색왜성'이라고 부를 수 있다.[123][125]

4. 발견의 역사

최초로 발견된 백색왜성은 삼중성계 40 에리다니 B이다. 이 별은 비교적 밝은 주계열성인 40 에리다니 A와, 그 멀리서 공전하는 B와 C의 근접 쌍성으로 구성되어 있으며, B가 백색왜성이고 C는 주계열 적색왜성이다. 40 에리다니 B와 C 쌍성은 1783년 1월 31일에 윌리엄 허셜에 의해 발견되었다.[234] 1910년에 헨리 노리스 러셀, 에드워드 찰스 피커링과 윌리미나 플레밍은 40 에리다니 B가 어두운 천체임에도 불구하고 스펙트럼형이 A형, 즉 흰색 천체임을 발견했다.[235] 1914년에 월터 시드니 애덤스에 의해 40 에리다니 B의 스펙트럼형이 공식적으로 확인되었다.[236]

시리우스의 동반성인 시리우스 B는 40 에리다니 B 다음으로 발견된 백색왜성이다. 1844년 프리드리히 빌헬름 베셀은 시리우스와 프로키온의 위치 변화를 관측하여 보이지 않는 동반성의 존재를 예측했다.[237] 1862년 1월 31일 앨번 그레이엄 클라크는 시리우스 근처에서 예측되었던 동반성을 실제로 발견했다.[238] 1915년 월터 시드니 애덤스는 시리우스 B의 스펙트럼이 시리우스와 유사하다는 것을 확인했다.[239]

1917년 아드리안 판 마넨은 고립된 백색왜성인 반 마넨의 별을 발견했다.[240] 이 세 백색왜성을 "고전적인 백색왜성"이라고 부른다.[218]

1920년대 양자역학의 발전으로 백색왜성의 고밀도 현상이 설명되었다. 1926년 랠프 H. 파울러는 축퇴물질을 이용하여 백색왜성의 밀도를 설명했다.[404] 수브라마니안 찬드라세카르는 1930년에 백색왜성의 질량 상한(찬드라세카르 한계)을 밝혀냈다.[405] 이 연구로 찬드라세카르는 1983년 노벨 물리학상을 수상하였다.

이후 빌렘 야코브 루이텐이 1922년에 "white dwarf"라는 용어를 처음 사용했고, 아서 에딩턴에 의해 널리 알려졌다.[235][241][242][243][244] 1939년까지 18개, 1950년까지 100개가 넘는 백색왜성이 발견되었고,[218][245] 1999년에는 2000개 이상이 알려졌다.[246] 슬론 디지털 스카이 서베이는 9000개가 넘는 백색왜성을 발견했다.[247]

5. 잔해 원반과 행성

일부 백색왜성은 잔해 원반이나 행성계를 가지고 있을 가능성이 있다. 백색왜성의 항성계 및 행성계는 모항성으로부터 물려받은 것이며, 백색왜성과 다양한 방식으로 상호 작용할 수 있다. 잔류 행성계의 가장 일반적인 관측 증거는 금속 흡수선이 포함된 백색왜성의 스펙트럼 오염이다. 백색왜성의 27~50%가 금속으로 오염된 스펙트럼을 보이는데,[151] 이러한 무거운 원소는 차가운 백색왜성의 대기에서 침전된다. 가장 널리 받아들여지는 가설은 이러한 오염이 조석력에 의해 파괴된 암석체에서 비롯된다는 것이다.[152][172]



최초의 금속 오염 백색왜성 관측은 1917년 반 마넨[153]이 윌슨 산 천문대에서 수행했으며, 현재 천문학에서 최초의 외계 행성 증거로 인정받고 있다.[154] 백색왜성 반 마넨 2는 대기 중에 철, 칼슘 및 마그네슘을 보이지만,[155] 반 마넨은 칼슘 H 및 K 선을 기반으로 이를 가장 희미한 F형 항성으로 잘못 분류했다.[156] 백색왜성의 질소는 외계 카이퍼 벨트 천체의 질소 얼음에서 유래한 것으로 생각되며, 리튬은 축적된 지각 물질에서, 베릴륨은 외계 위성에서 유래한 것으로 생각된다.[154]

덜 일반적인 관측 증거는 평평하고 광학적으로 두꺼운 잔해 원반으로 인한 적외선 과잉으로, 백색왜성의 약 1~4%에서 발견된다.[172] 적외선 과잉을 보이는 최초의 백색왜성은 1987년 주커만과 베클린이 G 29-38 주변 근적외선에서 발견했으며,[157] 나중에 잔해 원반으로 확인되었다.[162] 뜨거운 백색왜성은 조석력으로 파괴된 암석체에 의해 형성된 모든 먼지를 승화시켜 잔해 원반의 형성을 방지한다. 더 차가운 백색왜성에서는 암석체가 로슈 한계 근처에서 조석력으로 파괴되어 포인팅-로버트슨 효과에 의해 원형 궤도로 강제될 수 있으며, 이 효과는 질량이 작은 백색왜성에서 더 강하다. 포인팅-로버트슨 효과는 먼지가 백색왜성에 점점 더 가까이 접근하는 궤도를 돌게 하여 결국 승화되고 원반이 사라지게 한다. 잔해 원반의 수명은 뜨거운 백색왜성의 경우 수백만 년 정도이다. 더 차가운 백색왜성은 수천만 년의 원반 수명을 가질 수 있으며, 이는 두 번째 암석체를 조석력으로 파괴하고 LSPM J0207+3331과 같이 백색왜성 주변에 두 번째 원반을 형성하기에 충분한 시간이다.[158]

행성계의 가장 드문 관측 증거는 주요 행성 또는 소행성의 검출이다. 백색왜성 주변에서 몇 개의 거대 행성과 소행성만이 알려져 있다.[159][185]

NASA의 스피처 우주 망원경이 헬릭스 성운 중심 별에 대해 수행한 적외선 분광 관측은 혜성 충돌에 의해 발생할 수 있는 먼지 구름의 존재를 시사한다. 이로 인해 중심 별에서 X선 방출이 발생할 수 있다.[160][161] 마찬가지로, 2004년에 수행된 관측은 젊은(AGB 모항성에서 약 5억 년 전에 형성된 것으로 추정) 백색왜성 G29-38 주변에 먼지 구름이 존재함을 나타냈는데, 이는 백색왜성에 가까이 지나가는 혜성의 조석력 파괴에 의해 생성되었을 수 있다.[162] 백색왜성 대기의 금속 함량을 기반으로 한 일부 추정에 따르면, 적어도 15%의 백색왜성이 행성 또는 소행성, 또는 적어도 그 잔해의 궤도를 돌고 있을 수 있다고 한다.[163] 또 다른 제안된 아이디어는 백색왜성이 모항성의 적색 거성 단계를 생존했지만 외층을 잃은 암석형 행성의 핵을 궤도로 돌 수 있다는 것인데, 이러한 행성 잔해는 금속으로 구성될 가능성이 높으며, 백색왜성의 자기장과의 상호 작용 신호를 찾아 이들을 검출하려고 시도할 수 있다.[164]

백색왜성이 먼지로 오염되는 방법에 대한 다른 제안된 아이디어에는 행성에 의한 소행성 산란[165][166][167] 또는 행성-행성 산란이 포함된다.[168] 모항성으로부터 외계 위성이 방출되면 백색왜성이 먼지로 오염될 수 있다. 방출은 소행성이 백색왜성으로 산란되게 하거나 외계 위성이 백색왜성의 로슈 한계로 산란되게 할 수 있다.[169] 이중성에서 백색왜성 오염의 메커니즘도 탐구되었는데, 이러한 계는 주요 행성이 없을 가능성이 더 높지만, 이 아이디어는 단일 백색왜성 주변의 먼지 존재를 설명할 수 없다.[170] 오래된 백색왜성은 먼지 축적의 증거를 보이지만, ~10억 년 이상 또는 >7000 K의 나이가 많은 백색왜성에서 먼지가 많은 적외선 과잉이 검출되지 않았다.[171] 2018년 LSPM J0207+3331이 발견될 때까지, 이 백색왜성은 약 30억 년의 냉각 나이를 가지고 있으며, 서로 다른 온도의 두 개의 고리로 설명되는 두 개의 먼지 성분을 보인다.[172]

금속이 풍부한 백색왜성 WD 1145+017은 항성을 통과하는 붕괴되는 소행성이 관측된 최초의 백색왜성이다.[173][174] 소행성의 붕괴는 4.5시간마다 항성 앞을 지나는 잔해 구름을 생성하여 항성의 광학적 밝기가 5분 동안 감소한다.[174] 통과의 깊이는 매우 가변적이다.[174]

거대 행성 WD J0914+1914b는 뜨거운 백색왜성의 강한 자외선 방사에 의해 광증발되고 있다. 증발된 물질의 일부는 백색왜성 주변의 기체 원반에 축적된다. 백색왜성 스펙트럼의 약한 수소선과 다른 선은 거대 행성의 존재를 밝혔다.[175]

백색왜성 WD 0145+234은 NEOWISE 데이터에서 중적외선에서 밝아지는 것을 보인다. 2018년 이전에는 보이지 않았던 이 밝아짐은 조석 파괴된 외계 소행성 때문일 수 있으며, 이러한 사건이 관측된 최초의 사례이다.[176]

WD 1856+534는 백색왜성을 공전하는 최초로 관측된 통과하는 주요 행성이며, 2023년 현재 유일한 사례로 남아 있다.[177][178] 미세중력렌즈 사건 덕분에 발견된 백색왜성인 MOA-2010-BLG-477L도 거대 행성을 가지고 있는 것으로 알려져 있다.[179][185]

GD 140과 LAWD 37은 히파르코스-가이아 고유 운동의 이상으로 거대 외계 행성을 가지고 있을 것으로 의심된다. GD 140의 경우 목성보다 몇 배 더 무거운 행성일 것으로 추정되며, LAWD 37의 경우 목성보다 질량이 작은 행성일 것으로 추정된다.[180][181] 또한, WD 0141-675는 가이아 항성측량을 기반으로 33.65일의 공전 주기를 가진 초거대 목성을 가지고 있을 것으로 의심되었다. 이는 WD 0141-675가 금속으로 오염되었고, 금속으로 오염된 백색왜성은 오랫동안 소행성의 궤도를 방해하여 오염을 일으키는 거대 행성을 품고 있을 것으로 의심되어 왔기 때문에 주목할 만하다.[182] 그러나 WD 0141-675의 행성 후보는 소프트웨어 오류로 인한 오탐으로 밝혀졌다.[184]

금속으로 오염된 네 개의 백색왜성에 대한 JWST 조사는 1~7 목성 질량의 직접 촬영된 외계 행성 후보 두 개를 발견했다. 하나는 WD 1202−232 (LP 852-7) 주변을, 다른 하나는 WD 2105−82 (LAWD 83) 주변을 공전한다. 확인되면 이들은 항성 주변 원반 물질에서 형성되었을 가능성이 높은 최초로 직접 촬영된 행성이 되며, 나이와 아마도 대기에서도 태양계 태양계 거대 행성과 더 유사한 새로운 직접 촬영된 거대 행성 집단을 나타낼 것이다.[185]

2024년 PHL 5038AB계의 백색왜성이 암석 물질로부터 칼슘으로 오염되었다는 것이 발견되었다. 이 백색왜성은 2009년에 발견된 갈색 왜성의 궤도를 돌고 있다. 이는 백색왜성 오염을 항성보다 작은 천체의 존재와 연결한 최초의 사례로 여겨진다. 미소행성의 궤도가 갈색 왜성에 의해 방해되어 백색왜성의 오염이 발생하는 것으로 생각된다.[186]

6. 거주 가능성

표면 온도가 10,000K 미만인 백색왜성은 약 0.005~0.02 AU 거리에 거주가능 영역을 가질 수 있다는 제안이 있었다. 이 거주가능 영역은 최대 30억 년 동안 유지될 수 있을 것으로 생각된다.[380] 이처럼 매우 가까운 거리 때문에, 이 영역에 있는 거주 가능한 행성은 조석 고정될 것이다. 이러한 안쪽 영역으로 이동했거나, 그 자리에서 형성된 가상의 지구형 행성의 트랜짓을 찾는 것이 연구 목표 중 하나이다. 백색왜성의 크기는 행성과 비슷하기 때문에, 이러한 종류의 트랜짓에서는 깊은 식이 일어날 것으로 예상된다.[380]

하지만, 최근 연구에서는 백색왜성 주변의 거주 가능한 행성의 존재에 대해 의문을 제기하고 있다. 중심별에 매우 가까운 궤도를 공전하는 행성은 강한 조석력에 노출되어, 온실 효과를 일으켜 거주 불가능한 환경이 될 수 있다는 점이 지적되었다.[381] 이러한 행성의 기원에 대한 또 다른 제약도 존재한다. 백색왜성 주변의 강착 원반에서 형성되는 것 외에, 행성이 백색왜성에 가까운 궤도에 도달하는 두 가지 시나리오가 있다. 하나는 중심별이 적색거성 단계일 때 외층에 흡수된 상태를 극복하고 안쪽으로 이동하는 것이고, 다른 하나는 백색왜성이 형성된 후 안쪽으로 이동하는 것이다. 저질량 행성은 항성에 흡수되는 것을 견디기 어렵기 때문에 전자는 비현실적이다. 후자의 경우, 행성은 궤도 에너지를 백색왜성과의 조석 상호 작용을 통해 열로 방출해야 하므로, 거주 불가능한 잿더미가 될 가능성이 높다.[382]

7. 쌍성계와 신성

백색왜성이 쌍성계에 속해 있을 경우, 동반성으로부터 물질을 계속해서 받아들일 수 있다. 만약 백색왜성이 동반성으로부터 물질을 흡수하여 찬드라세카르 한계에 도달하면, Ia형 초신성 폭발을 일으킬 수 있다. 이는 모든 초신성 형태 가운데 가장 강력한 형태이다.[403] 또는, 흡수한 물질이 백색왜성을 짓누르지 않고 표면에서 핵융합을 일으키면, 신성이 되어 밝게 빛나며 대기를 우주로 발산한다. 백색왜성의 핵은 그대로 유지되므로, 동반성으로부터 수소가 계속 유입되면 신성 현상은 반복될 수 있다.[403]

Ia형 초신성이 되는 또 다른 경우로, 두 개의 백색왜성이 충돌하여 합쳐지면서 발생할 수도 있다.[270]

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