1. 개요
Helium White Dwarf/헬륨 백색왜성헬륨 백색왜성은 헬륨-4 핵을 가지고 있는 백색왜성의 일종이다. 현 우주에서도 발견되므로 완전히 이론상의 천체는 아니며, 질량은 보통 태양 질량의 0.1~0.2배이므로 극저질량 백색왜성(Extremely Low Mass White Dwarf)으로도 불린다.
2. 상세
헬륨 백색왜성은 질량이 태양의 0.5배 미만의 백색왜성으로, 정상적인 진화에서 적색왜성이 최종적으로 진화하고 나면 발생하게 된다.[1]먼 미래에는 얼어붙은 별이 진화한 경우에도 헬륨 백색왜성의 범주에 들어올 수 있으리라고 생각되지만, 완전히 얼어붙은 별은 처음부터 끝까지 표면온도가 0도이기 때문에 이쪽은 흑색왜성으로 분류된다.[2]
대부분의 헬륨 백색왜성은 지금으로부터 약 1012~1013년이 지난 후 청색왜성의 구성물질이 점점 축퇴되어 형성될 것으로 추정되고 있으며, 항성진화 과정을 통해 생성된 첫 헬륨 백색왜성도 태양 질량 0.5배의 별이 적색거성을 거쳐 수명을 마치는 시점인 약 800억 년 후부터 등장할 수 있다. 다만, 현재 우주의 나이보다 약 6배는 더 시간이 흘러야만 이 헬륨 백색왜성을 볼 수 있을 정도로, 현재 우주의 나이가 상대적으로 너무나도 어리기 때문에 아직까지 적색왜성과 청색왜성에서 진화한 헬륨 백색왜성들을 관측할 수는 없다.
다만, 현재 극소수이긴 하지만 헬륨-4 핵을 가지고 있는 백색왜성들이 발견되고 있다. 이는 당연하게도 청색왜성 이후 남은 잔해는 아니며, 대부분이 중성자별 또는 주계열성과 헬륨 백색왜성으로 구성된 쌍성계의 구성원이기 때문에, 헬륨 핵을 가진 적색거성에서 동반성 또는 동반행성간의 상호작용으로 인한 질량손실로 인해 형성되었을 것으로 추정하고 있다.
헬륨 백색왜성이 탄소-산소 백색왜성이나 다른 헬륨 백색왜성과 충돌해 그 질량의 합이 태양의 0.5배를 넘기면 헬륨 별(Helium Star)이 된다.
3. 관련 문서
[1]
미래에 중원소 함량이 매우 높아지면 기준 질량이 낮아져
K형 주계열성도 포함될 수 있다고 한다.
[2]
다만, 얼어붙은 별과 적색왜성의 중간 정도에 위치하는 별이 최종적으로 진화한다면 헬륨 백색왜성이 될 수 있다.