최근 수정 시각 : 2024-10-16 10:10:40

흑색왜성


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파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 주계열성 이후 항성의 진화
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{{{#!wiki style="margin: -5px -1px -11px; letter-spacing: -0.5px; font-size:0.88em" 		<colbgcolor=#EDEDED,#000> 초기 태양 질량에 따른 구분*
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103
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늙은 주계열성 초대질량 항성
(쿼시 별)
후주계열단계
 청색왜성 준거성 볼프-레이에별WL
LBV
거성色* 초점근거성 (LBV)
초거성·
극대거성色*
적색거성 헬륨 섬광*
(O·B형 준왜성)
수평가지별
(적색덩어리거성)
점근거성가지
(OH/IR 별)
(OH/IR
초·극대거성) 		볼프-레이에별WL
행성상성운· PG 1159 별 초신성· 극초신성 쌍불안정성
초신성 		극초신성
밀집성
단계와
그 후
 헬륨 백색왜성* 백색왜성 중성자별
(킬로노바·마그네타) 		블랙홀 잔해 없음 블랙홀
흑색왜성*· Ia형 초신성· 헬륨 별*
철 별*
블랙홀
초대질량 블랙홀로 흡수
호킹 복사로 소멸
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* 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
  • WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
  • 色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
  • ( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
  • *: 참고
    • 1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
    • 2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
    • 3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
    • 4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
    • 5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
    • 6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
    • 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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파일:나무위키 하얀 별 로고.svg 갈색왜성이후 갈색왜성의 진화
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핵융합을 중단한 갈색왜성*
↓
식은 갈색왜성N*
밀집성 단계와 그 후
흑색왜성N
↓
철 별N*
↓
블랙홀
초대질량 블랙홀로 흡수
호킹 복사로 소멸
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* N: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
  • *: 참고
    • 1. 핵융합을 중단한 갈색왜성은 이후 분광형이 낮아지며 식은 갈색왜성을 거쳐 흑색왜성이 된다.
      • 따라서, 현재 존재하는 갈색왜성은 과거에 더 높은 분광형이었을 수 있다.
    • 2. 갈색왜성·핵융합을 중단한 갈색왜성·식은 갈색왜성이 서로 합쳐져 적색왜성을 이룰 수 있다.
    • 3. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
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1. 개요2. 상세3. 이후

파일:흑색왜성.jpg
흑색왜성의 상상도
영원한 어둠 전의 마지막 한 줄기 빛 – 백색왜성과 흑색왜성[1]

1. 개요

黑色矮星 / Black Dwarf

흑색왜성은 중소형 항성 최후의 단계라 생각되는 천체이다. 더 이상 빛을 내지 않고 그저 우주를 떠돌아다니기만 하므로, 이 단계까지 오면 더 이상 항성이 아닌 왜성이라는 이름을 붙이게 된다. 어마어마하게 응축된 암석괴에 가깝다.[2] 흑색왜성은 핵융합이 굉장히 천천히 일어나므로, 기존에 만들어 두었던 에너지를 잃어가다가 끝내는 절대 영도 직전[3]까지 온도가 떨어질 것으로 생각된다.

2. 상세

현재까지는 이론상으로만 존재하는 별이다. 백색왜성이 오랜 시간에 걸쳐 서서히 식어 주변 온도와 비슷하게 되면서 더 이상 빛이나 열을 내보낼 수 없는 상태가 된 것을 의미하는데, 이 상태가 되는 데만 해도 최소 1000억 년, 적어도 수백 조 년[4]이 걸리기 때문에 138억 년 먹은 현 우주에서는 흑색왜성이 존재하지 않을 것으로 추정된다.

설령 있더라도 우주의 온도와 비슷하고 당연히 빛을 내지도 않고 크기마저 작아 존재 확인조차 어려울 것으로 생각된다. 그래도 발견 가능성이 있다면 크기는 행성급(질량에 반비례하여 지구~ 해왕성 정도)이지만 질량은 항성급이기에 중력으로 존재를 확인할 수 있을 것으로 추측해 볼 수 있지만, 적어도 인류가 가까운 시일 내에 진출 가능한 우주 공간에는 없다.

G형, K형[5], M형 항성[6]들의 종말 단계이지만 당장 G형 항성의 흑색왜성도 보기 힘들다.

3. 이후

흑색왜성의 이후는 양성자 붕괴가 실존하는지 여부에 따라 달라진다. 양성자 붕괴가 존재하지 않는다면 흑색왜성은 긴 시간에 걸쳐 양자 터널링 현상을 통해 순수한 철-56 동위원소로 이루어진 철 별이 된다. 양성자 붕괴가 존재한다면 철 별이 되기 전에 서서히 질량을 잃고 가스 행성과 비슷한 모습으로 변한 뒤[7] 마지막에는 수소 구름 형태가 되어 소멸한다.

흑색왜성에 천체가 충돌하거나, 주변 물질을 빨아들인다면 질량 흡수 과정에서 열이 발생하고, 그렇게 발생한 열이 표면을 충분히 달군다면 백색왜성으로 돌아간다.

양성자 붕괴가 없다면, 흑색왜성은 가장 질량이 높은 순서부터 차례대로 초신성 폭발하여 약 1032000년[8] 후면 태양 질량 1.2배가 넘는 모든 흑색왜성이 폭발할 것이다. 이는 양자 터널링으로 인한 핵융합으로 밀도가 증가하여 찬드라세카르 한계 질량이 태양 질량의 1.44배에서 1.2배로 낮아지기 때문에 발생하는 현상이다.[9] 이보다 가벼운 흑색왜성들은 초신성을 일으키지 못하지만 10102610^{10^{26}}년 이상 지나면[10] 양자 터널링으로 인해 블랙홀로 붕괴하기 시작하여 10107610^{10^{76}}년이 지나면 완전한 블랙홀이 된다. 그리고 그 블랙홀 또한 아주 천천히 호킹 복사를 거쳐 붕괴되다가 101012010^{10^{120}}년이 지나면 완전히 소멸하고, 이 시점에 우주의 수명도 영원히 끝나게 된다. 만약 이 이론이 맞고 (가능성은 0에 가깝지만) 흑색왜성의 초신성 폭발을 목격 가능한 지적 생명체가 있다면 우주에서 발생한 마지막 빛을 목격하는 것과 다름이 없을 것이다.

추가적으로 관심이 있다면 M.E.Caplan의 Black Dwarf Supernova in the Far Future를 참고. 더 자세한 내용이 나와 있다.
[1] 쿠르츠게작트의 영상. [2] 그래도 기존의 무지막지한 질량은 여전히 유지되기에 중력은 여전히 항성급이므로 만약 인간이 흑색왜성에 간다면 착륙해서 발을 딛지도 못하고, 마치 하수구에 빨려들어가는 것마냥 온 몸이 납작하게 찌부라질 것이다. [3] 양성자 붕괴 또는 양자 터널링으로 인한 핵융합에서 발생하는 열로 인해 절대영도보다는 온도가 높을 것으로 예상된다. 양성자가 붕괴할 경우 400W의 열이 발생할 것이라고 한다. [4] 추정치에 따르면 약 900조 년. [5] 최대 수명 300억 년, 태양의 경우보다 작은 적색거성으로 변한 후 작은 축퇴 왜성으로 변화. [6] 최대 수명 10조 년 이상, 청색왜성-덜 축퇴된 헬륨 백색왜성으로 변화할 것이라 추정. [7] 양성자가 붕괴함에 따라 탄소, 산소가 점차 수소, 헬륨으로 변하기 때문에 결국 주 구성 성분이 고체에서 기체로 변하게 된다. [8] 10의 32000 제곱으로 0이 32000개가 붙었다고 보면 된다. [9] 모든 항성들은 그 크기에 걸맞은 중력에 맞서 내핵의 전자들이 서로 바깥으로 밀어내는 힘인 전자 축퇴압과 평형을 이뤄 형태를 유지하는데, 양자 터널링으로 핵 내부의 물질들이 계속 핵융합을 하다 불안정한 니켈-56이 형성되면 가장 안정한 원소인 철로 붕괴되며 반물질인 양전자를 방출한다. 이 양전자들이 전자와 반응하여 쌍소멸을 반복하는 것을 무한에 가까운 시간 동안 겪으면 질량을 잃고 축퇴압이 감소하여 줄어들다 초신성 폭발을 하게 된다는 이론이다. [10] 간단히 말해서 구골을 102410^{24}제곱하면 도달 가능한 시간대다.

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