백색왜성 편집하기 (부분)

== 설명 ==
[[주계열성]] 중에서 [[적색왜성]]부터 B형 주계열성 중 태양 질량의 12배 미만인 항성들이 진화 단계를 끝까지 밟은 끝에 생성되는 천체다. 우주에 존재하는 항성의 70%(최대 90%)가 태양보다 질량이 작은 [[적색왜성]]이기에 대다수 항성들의 종착지이기도 하며 항성이 진화과정을 끝까지 밟은 끝에 남는 잔해인 밀집성(compact star) 중 하나이다.

항성은 자신의 질량이 중심핵에 가하는 막대한 중력에 대항해 중심핵에서 경수소를 핵융합시켜 발생하는 복사압으로 평형을 이루며 존재한다. 하지만 주계열성으로서의 수명(질량에 반비례하는데 질량이 클수록 태울 수 있는 연료량도 많지만 연료를 소비하는 비율이 더 커서 수명이 줄어든다. 태양은 약 120억년 정도이며, 태양보다 질량이 작은 적색왜성은 질량이 크면 최대 800억년, 간신히 경수소 핵융합을 할 정도의 질량인 태양 질량의 0.08배이고 중원소 함량이 많으면 최대 17조 5천억년)을 다하게 되면 핵에 쌓인 헬륨을 핵융합할 수 있는 온도와 압력이 갖추어지지 않아서 계속해서 중심핵으로 모이려하는 항성 자체의 중력에 의해 축퇴되는데, 이러면 핵에 가해지는 압력과 온도가 증가하면서 헬륨 핵융합이 발생하고 밖으로 밀어내는 복사압이 더 강해져서 외피가 크게 불어나는 적색 거성으로 변한다. 이렇게 불어난 외피는 우주 공간으로 날아가 행성상 성운을 형성하고 중심핵은 주계열성 시절의 절반 정도의 질량을 가지고 백색왜성이 된다. 적색왜성은 태양질량의 0.25배를 넘었는지의 여부에 따라 달라지는데 그 이상이면 적색거성을 형성하지만 이미 자기 질량의 99%가 헬륨이고 팽창력도 미약해서 다른 무거운 별처럼 행성상 성운을 남기지 않고 그 크기도 원래의 10~20배 정도로 커질 뿐이다. 질량이 그 미만일 경우에는 적색거성 단계를 건너뛰고 청색왜성-백색왜성 단계를 밟을 것으로 추정한다.

백색왜성의 최대 질량은 태양질량의 1.44배로 이를 찬드라세카르 한계(백색왜성과 중성자별의 존재를 예견했던 인도 출신의 천문학자인 수브라마니안 찬드라세카르가 증명했다)라 한다. 이는 스스로 무너지려고 하는 중력을 파울리의 배타원리(같은 양자 상태에서 동일한 페르미온이 존재할 수 없다는 것인데 전자도 페르미온이라서 적용된다)에 의해 전자축퇴압으로 버티는 상태인데, 항성이 수명을 다한 뒤 남은 핵의 질량이 찬드라세카르 한계를 넘어서면 전자축퇴압은 중력에 무력화되며, 다시 수축하게 되는데 태양질량의 약 3배인 톨먼-오펜하이머-볼코프 한계를 넘지 못하면 중성자축퇴압으로 중력에 대항해 중력붕괴를 저지하고 [[중성자별]]이 된다. 하지만 중성자 별이 주변의 물질을 끌어모으거나 동반성의 물질을 빨아들여서 이 한계를 넘어서면 [[블랙홀]]이 된다.

중심핵에 남은 잔열과 중력 수축으로 인해 표면 온도는 상당히 높지만 핵융합 과정이 끝났기 때문에 더 이상 자체적으로 에너지를 생산할 수 없다. 하지만 백색왜성이 품은 열 에너지는 여전히 막대하며 매우 느린 복사 과정으로만 외부로 전달되기 때문에 영원에 가까운 시간이 걸린다. 태양 질량의 50%를 가진 백색왜성이 식는 게 이론상 무려 '''900조년'''걸릴 정도다.