흑색왜성
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1. 개요
흑색왜성은 질량이 낮은 별이 핵융합을 마치고 남은 백색왜성이 냉각되어 빛을 거의 내지 않게 된 천체이다. 흑색왜성은 이론상으로는 존재하지만, 우주의 나이가 흑색왜성이 형성되기에는 충분하지 않아 아직 관측되지 않았다. 흑색왜성은 중력의 영향으로 탐지될 수 있으며, 양성자 붕괴의 유무에 따라 미래가 달라진다. 양성자 붕괴가 없다면, 흑색왜성은 철 별이 되거나 블랙홀로 붕괴될 수 있으며, 태양이 흑색왜성이 되는 데는 약 1000조 년이 걸릴 것으로 예상된다.
흑색왜성은 갈색 왜성과 혼동되기도 하지만, 전혀 다른 천체이다. 갈색 왜성은 기체가 모여 형성되지만, 흑색왜성은 백색왜성이 식어서 만들어진다. 중성자별이나 블랙홀 또한 백색왜성이 식어 형성되는 흑색왜성과는 관련이 없다.
2. 형성
백색 왜성은 낮거나 중간 질량(대략 9~10 태양 질량 미만)의 주계열성이 핵융합을 할 수 있는 충분한 온도를 가진 모든 화학 원소를 방출하거나 핵융합한 후에 남는 것이다.[1] 그 후에는 전자 축퇴 물질의 밀집된 구체가 남아서 열 복사를 통해 서서히 냉각되어 결국에는 흑색 왜성이 된다.[6][7]
일부 질량이 큰 흑색 왜성이 결국에는 초신성 폭발을 일으킬 수 있다는 추측이 있다. 이것은 피크노핵융합(밀도 기반 융합) 과정이 별의 많은 부분을 철로 만들어서, 일부 흑색 왜성의 찬드라세카 한계를 실제 질량보다 낮게 만들 경우에 발생한다. 이 지점에 도달하면, 붕괴를 일으키고 연쇄 핵융합을 시작할 것이다. 폭발할 가장 질량이 큰 것은 약 1.35 태양 질량 근처일 것이고, 폭발할 가장 질량이 작은 것은 약 1.16 태양 질량일 것이며, 전체 흑색 왜성의 약 1%를 차지할 것이다. 한 가지 주요한 주의 사항은 양성자 붕괴가 피크노핵 과정보다 훨씬 더 빠르게 흑색 왜성의 질량을 감소시켜, 초신성 폭발을 방지할 것이라는 점이다.[12]
2. 1. 냉각 과정
이론상으로 백색 왜성이 흑색 왜성이 되기까지 아주 오랜 시간이 걸리기 때문에, 137억 년 정도의 수명을 지닌 우주에는 흑색 왜성이 존재하지 않는 것으로 생각된다.[1] 흑색 왜성이 존재한다면, 정의상 매우 적은 양의 복사를 방출하기 때문에 탐지하기 어려울 것이다.[8] 그러나, 중력의 영향으로 탐지할 수 있을 것이다.[8]
백색 왜성은 낮거나 중간 질량(대략 9~10 태양 질량 미만)의 주계열성이 핵융합을 할 충분한 온도를 가지고 있는 모든 화학 원소를 방출하거나 핵융합한 후에 남는 것이다.[1] 그 다음에는 전자 축퇴 물질의 밀집된 구체가 남아서 열 복사를 통해 서서히 냉각되어 결국에는 흑색 왜성이 된다.[6][7]
별의 먼 미래 진화는 암흑 물질의 본질과 양성자 붕괴의 가능성 및 속도(아직 존재가 입증되지 않음)와 같이 잘 이해되지 않는 물리적 문제에 달려 있기 때문에, 백색 왜성이 흑색으로 냉각되는 데 정확히 얼마나 걸릴지는 알려져 있지 않다.[10] 존 D. 배로우와 프랭크 티플러는 백색 왜성이 로 냉각되는 데 1015년이 걸릴 것으로 추정했다.[11] 그러나 약하게 상호 작용하는 질량이 큰 입자(WIMP)가 존재한다면, 이러한 입자와의 상호 작용으로 인해 일부 백색 왜성은 약 1025년 동안 이보다 훨씬 더 따뜻하게 유지될 수 있다.[10] 양성자가 안정적이지 않다면, 백색 왜성은 양성자 붕괴로 방출되는 에너지에 의해서도 따뜻하게 유지될 것이다. 가상의 양성자 수명이 1037년인 경우, Fred C. Adams와 Gregory Laughlin은 양성자 붕괴가 늙은 1태양 질량의 백색 왜성의 유효 온도를 약 로 상승시킬 것이라고 계산했다. 차갑지만, 이는 미래에 1037년의 우주 마이크로파 배경 복사 온도보다 더 뜨거울 것으로 여겨진다.
2012년 애리조나주의 MDM 천문대의 2.4m 망원경을 사용하여, 표면 온도가 3900 K (분광형에서의 M0의 온도에 해당) 이하로 냉각된 다양한 백색 왜성이 발견되었다. 이러한 백색 왜성의 나이는 110억에서 120억 살로 추정된다.
태양이 약 80억 년 후에 태양핵에서의 헬륨 핵융합을 마치면, 외층을 행성상 성운으로 방출하고 백색 왜성이 남을 것으로 생각된다. 그 후 수조 년 이상의 시간을 거쳐 서서히 냉각되기 때문에, 최종적으로 가시광선을 방출하지 않게 된다. 태양이 흑색 왜성의 상태까지 충분히 냉각되기 위해서는 1015 년 (1000조 년) 정도의 시간이 필요하다고 생각된다.
2. 2. 탐지의 어려움
이론상으로 백색 왜성이 흑색 왜성이 되기까지 아주 오랜 시간이 걸리기 때문에, 137억 년 정도의 수명을 지닌 우주에는 흑색 왜성이 존재하지 않는 것으로 생각된다. 설령 흑색 왜성이 존재한다고 해도 거의 열을 발산하지 않으며, 열을 발산하더라도 우주 마이크로파 배경보다 높은 수준이 아니기 때문에 중력의 영향을 통해 파악하지 않는 한 검출이 어렵다.[1]
백색 왜성은 낮거나 중간 질량(대략 9~10 태양 질량 미만)의 주계열성이 핵융합을 할 충분한 온도를 가진 모든 화학 원소를 방출하거나 핵융합한 후에 남는 것이다.[1] 그 후에는 전자 축퇴 물질의 밀집된 구체가 남아서 열 복사를 통해 서서히 냉각되어 결국에는 흑색 왜성이 된다.[6][7]
별의 먼 미래 진화는 암흑 물질의 본질과 양성자 붕괴의 가능성 및 속도(아직 존재가 입증되지 않음)와 같이 잘 이해되지 않는 물리적 문제에 달려 있기 때문에, 백색 왜성이 흑색으로 냉각되는 데 정확히 얼마나 걸릴지는 알려져 있지 않다.[10] 배로(Barrow)와 티플러(Tipler)는 백색 왜성이 로 냉각되는 데 1015년이 걸릴 것으로 추정했다.[11] 그러나 약하게 상호 작용하는 질량이 큰 입자(WIMP)가 존재한다면, 이러한 입자와의 상호 작용으로 인해 일부 백색 왜성은 약 1025년 동안 이보다 훨씬 더 따뜻하게 유지될 수 있다.[10] 양성자가 안정적이지 않다면, 백색 왜성은 양성자 붕괴로 방출되는 에너지에 의해서도 따뜻하게 유지될 것이다. 가상의 양성자 수명이 1037년인 경우, 아담스(Adams)와 로플린(Laughlin)은 양성자 붕괴가 늙은 1태양 질량의 백색 왜성의 유효 온도를 약 로 상승시킬 것이라고 계산했다. 이는 차갑지만, 미래에 1037년의 우주 마이크로파 배경 복사 온도보다 더 뜨거울 것으로 여겨진다.
일부 질량이 큰 흑색 왜성이 결국에는 초신성 폭발을 일으킬 수 있다는 추측이 있다. 이것은 피크노핵융합 (밀도 기반) 융합 과정이 별의 많은 부분을 철로 만들어서, 일부 흑색 왜성의 찬드라세카 한계를 실제 질량보다 낮게 만들 경우에 발생한다. 이 지점에 도달하면, 붕괴를 일으키고 연쇄 핵융합을 시작할 것이다. 폭발할 가장 질량이 큰 것은 약 1.35 태양 질량 근처일 것이고, 폭발할 가장 질량이 작은 것은 약 1.16 태양 질량일 것이며, 전체 흑색 왜성의 약 1%를 차지할 것이다. 한 가지 주요한 주의 사항은 양성자 붕괴가 피크노핵 과정보다 훨씬 더 빠르게 흑색 왜성의 질량을 감소시켜, 초신성 폭발을 방지할 것이라는 점이다.[12]
2. 2. 1. 중력적 탐지
이론상 백색 왜성이 흑색 왜성이 되기까지 매우 오랜 시간이 걸리기 때문에, 137억 년 정도의 나이를 가진 우주에는 흑색 왜성이 존재하지 않는 것으로 생각된다. 설령 흑색 왜성이 존재한다고 하더라도, 거의 열을 발산하지 않거나 우주 마이크로파 배경보다 그다지 높은 수준의 열을 발산하지 않기 때문에, 중력의 영향을 통해 파악하지 않는 한 검출이 어렵다.[8]
흑색 왜성은 정의상 매우 적은 양의 복사를 방출하기 때문에 탐지하기 어렵지만, 중력의 영향으로 탐지할 수 있을 것이다.[8] 만약 흑색 왜성이 관측 가능한 별과 쌍성계를 이루고 있다면 별의 고유 운동에 미치는 영향으로 존재를 알 수 있다. 또한 단독 흑색 왜성이라 하더라도, 배경에 있는 천체에 미치는 중력 렌즈 효과를 이용하여 검출할 가능성이 있다.
2012년, MDM 천문대의 2.4 미터 망원경을 사용하여 천문학자들이 이하(M0 별 분류 스펙트럼 클래스에 해당)로 냉각된 다양한 백색 왜성을 발견했다. 그들은 110억에서 120억 년 정도 된 것으로 추정된다.[9]
3. 기존 천체와의 차이
3. 1. 갈색왜성
1960년대에는 갈색 왜성을 흑색 왜성으로 불렀으나, 두 천체는 동등한 천체가 아니다. 갈색 왜성은 기체가 모여서 형성한 별이지만, 충분한 질량이 모이지 않아 수소 핵융합을 일으킬 수 없는 상태의 별이기 때문에 흑색 왜성과는 전혀 다른 천체이다. 중성자별이나 블랙홀 역시 백색 왜성이 식어서 형성되는 흑색 왜성과는 거리가 멀다. 흑색 왜성을 관측하는 방법으로는 갈색 왜성과 마찬가지로 중력의 영향을 통한 검출이 생각되고 있다.
3. 2. 중성자별과 블랙홀
1960년대에는 갈색 왜성을 흑색 왜성으로 불러 두 천체가 동등한 천체라 생각하기 쉽지만, 갈색 왜성은 기체가 모여서 형성한 별이며, 충분한 질량이 모이지 않아 수소 핵융합을 일으킬 수 없는 상태의 별이기 때문에 전혀 다른 천체이며, 중성자별이나 블랙홀 역시도 백색 왜성이 식어서 형성되는 흑색 왜성과는 거리가 멀다.[1]
4. 미래
흑색왜성의 미래는 양성자 붕괴 여부에 따라 달라진다. 백색 왜성은 낮거나 중간 질량(대략 9~10 태양 질량 미만)의 주계열성이 핵융합을 할 충분한 온도를 가지고 있는 모든 화학 원소를 방출하거나 핵융합한 후에 남는 것이다.[1] 그 다음에는 전자 축퇴 물질의 밀집된 구체가 남아서 열 복사를 통해 서서히 냉각되어 결국에는 흑색 왜성이 된다.[6][7]
흑색 왜성은 매우 적은 양의 복사를 방출하기 때문에 탐지하기 어렵지만, 중력의 영향으로 탐지할 수 있다.[8] 2012년 MDM 천문대의 2.4 미터 망원경을 사용하여 이하(M0 별 분류 스펙트럼 클래스 해당)로 냉각된 백색 왜성들이 발견되었으며, 이들은 110억에서 120억 년 정도 된 것으로 추정된다.[9]
태양은 약 80억 년 후 행성상 성운을 방출하고 백색 왜성이 된 후, 수 조 년에 걸쳐 빛을 잃게 된다. 이후 태양은 육안으로 볼 수 없지만, 중력의 영향은 남는다. 태양이 흑색 왜성이 되기까지는 최소 1015(1000조)년이 걸리지만, 약하게 상호 작용하는 거대 입자(WIMP)가 존재하면 더 오래 걸릴 수 있다. WIMP와 흑색왜성의 존재를 검증하는 방법으로 이러한 현상이 거론된다.[13]
양성자가 안정적이지 않다면, 백색 왜성은 양성자 붕괴로 방출되는 에너지에 의해서도 따뜻하게 유지될 것이다. 가상의 양성자 수명이 1037년인 경우, 아담스와 로플린은 양성자 붕괴가 늙은 1태양 질량의 백색 왜성의 유효 온도를 약 로 상승시킬 것이라고 계산했다. 이는 1037년 후의 우주 마이크로파 배경 복사 온도보다 더 뜨거울 것으로 여겨진다.
4. 1. 양성자 붕괴가 있는 경우
양성자 붕괴가 일어난다면, 흑색왜성은 질량을 잃다가 마지막에는 수소 구름 형태가 되어 소멸한다.[14]4. 2. 양성자 붕괴가 없는 경우
양성자 붕괴가 없다면, 흑색왜성은 101500년[14]이라는 매우 긴 시간에 걸쳐 철 별이 된다.별의 먼 미래 진화는 암흑 물질의 본질, 양성자 붕괴의 가능성과 속도(아직 존재가 입증되지 않음) 등 잘 이해되지 않는 물리적 문제에 달려 있기 때문에, 백색 왜성이 흑색으로 냉각되는 데 정확히 얼마나 걸릴지는 알려져 있지 않다.[10] 존 D. 배로우와 프랭크 티플러는 백색 왜성이 로 냉각되는 데 1015년이 걸릴 것으로 추정했다.[11] 그러나 약하게 상호 작용하는 질량이 큰 입자(WIMP)가 존재한다면, 이러한 입자와의 상호 작용으로 인해 일부 백색 왜성은 약 1025년 동안 이보다 훨씬 더 따뜻하게 유지될 수 있다.[10]
4. 2. 1. 초신성 폭발 가능성
양성자 붕괴가 없다면, 흑색왜성은 매우 긴 시간에 걸쳐 철 별이 된다. 이 때 태양질량의 1.2~1.44배라면 1032000년 후에[15] 초신성으로 폭발한다.[14]일부 질량이 큰 흑색왜성은 피크노핵융합 (밀도 기반) 융합 과정으로 인해 별의 많은 부분이 철로 변환되어 찬드라세카 한계가 낮아지면 붕괴를 일으키고 연쇄 핵융합을 시작하여 초신성 폭발을 일으킬 수 있다. 폭발할 가장 질량이 큰 것은 약 1.35 태양 질량 근처이고, 폭발할 가장 질량이 작은 것은 약 1.16 태양 질량이다. 이는 전체 흑색 왜성의 약 1%를 차지한다. 하지만 양성자 붕괴가 일어난다면 피크노핵 과정보다 훨씬 더 빠르게 흑색 왜성의 질량을 감소시켜 초신성 폭발을 막는다.[12]
4. 2. 2. 블랙홀 붕괴
양성자 붕괴가 없을 경우, 흑색왜성은 매우 긴 시간에 걸쳐 블랙홀로 붕괴한다. 태양 질량의 1.2배를 넘지 않는 흑색왜성은 101026년[16]이라는 영겁에 가까운 시간에 걸쳐 블랙홀로 붕괴한다.[15]5. 태양의 미래
태양이 약 80억 년 후에 태양핵에서의 헬륨 핵융합을 마치면, 외층을 행성상 성운으로 방출하고 백색 왜성이 남을 것으로 생각된다. 그 후 수조 년 이상의 시간을 거쳐 서서히 냉각되어, 최종적으로 가시광선을 방출하지 않는 흑색왜성이 된다. 이 상태에서는 육안으로 태양을 볼 수 없으며, 중력에 의한 영향은 뚜렷하지만 가시광선으로는 확인이 불가능하다. 태양이 흑색 왜성 상태까지 충분히 냉각되려면 1015 년 (1000조 년) 정도의 시간이 필요하다고 생각된다.
5. 1. WIMP의 영향
약하게 상호작용하는 거대 입자(WIMP)가 존재한다면, 이러한 입자와의 상호작용으로 흑색왜성이 데워져 5K 이하로 냉각되는 데 약 1025년이 걸릴 수 있다. WIMP는 암흑 물질의 유력한 후보로, WIMP와 흑색왜성의 존재를 검증하는 유망한 방법으로 여겨진다.[13]참조
[1]
논문
How Massive Single Stars End Their Life
https://iopscience.i[...]
2022-03-25
[2]
논문
A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars
1983-10
[3]
논문
Study of Degeneracy in Very Light Stars
1962
[4]
백과사전
brown dwarf
http://www.daviddarl[...]
David Darling
2007-05-24
[5]
간행물
50 Years of Brown Dwarfs
Springer
2014
[6]
웹사이트
Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars
http://www.astronomy[...]
Ohio State University
2007-05-03
[7]
웹사이트
Late stages of evolution for low-mass stars
http://spiff.rit.edu[...]
Rochester Institute of Technology
2006-08-04
[8]
논문
Baryonic Dark Matter: The Results from Microlensing Surveys
[9]
웹사이트
12 Billion-year-old white-dwarf stars only 100 light-years away
http://www.spacedail[...]
2012-04-16
[10]
논문
A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects
1997-04
[11]
서적
The Anthropic Cosmological Principle
Oxford University Press
[12]
논문
Black dwarf supernova in the far future
[13]
논문
Constraining asymmetric dark matter through observations of compact stars
https://link.aps.org[...]
2011-04-14
[14]
문서
1 뒤에 0이 1500개 붙은 숫자다.
[15]
문서
1 뒤에 0이 32000개 붙은 숫자다.
[16]
문서
1 뒤에 0이 무려 100자 개 붙은 숫자다.
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