흰색의 백색왜성

백색 왜성 (흰색, 영어 : 백색 왜성, 문화적 언어 : 백색 잔류물) 은 핵융합의 끝에 도달하는 천체입니다. 이러한 유형의 별 질량 때문에 중앙 핵이 붕괴하고 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 융합을 일으킬 수 있는 충분한 온도에 도달하지 못했습니다. 대신 헬륨 융합 과정에서 적색 거성이 된 후 외부 대기가 우주로 방출되어 행성에 성운을 형성하고 대부분 탄소와 산소로 구성된 핵만 남겨 백색 왜성을 형성하게 된다.핵융합은 백색 왜성에서 더는 발생하지 않기 때문에 에너지를 생산할 수 없어서 점차 냉각되고 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하여 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. .. 보통 지구의 부피 집계량의 약 절반이지만 전자 퇴행성 때문에 붕괴가 발생하지 않아 부피가 유지됩니다. 전자 퇴행성 압력이 견딜 수 있는 가장 큰 질량은 태양의 약 1.44배입니다. 이를 찬드라 세 칼 한계라고 하는데, 이 한계를 초과하지 않는 별을 말하며, 질량이 찬드라 세 칼 한계를 넘어섬과 동시에 태양의 3배 미만이면 중성자별이 되고, 태양의 3배를 초과하면 블랙홀이 된다.더 많은 에너지를 생산할 수 없는 백색 왜성은 몇십 억 년 이상의 세월을 거쳐 결국 관찰할 수 없는 수준에 도달하게 된다. 그러나 현재 우주의 시대로부터 추측할 때, 그것은 137억 년으로 추정되며, 비록 수천 마리의 오래된 백색 왜성이더라도 수천 개의 온도를 유지하고 있으며, 여전히 (원자 뉴턴의 하이라이트)의 과정에 있다.백색 왜성은 매우 흔하며, 전체 별 인구의 약 6%를 차지한다; 적당한 질량을 가진 별들은 거의 모두 헬륨과 융합하면서 백색 왜성으로 변한다. 융합이 거의 끝날 무렵, 별은 적색 거성으로 변하여 거의 모든 외부 대기에서 물질을 행성 성운으로 형성하고 방출합니다. 결국, 10만 도 이상의 뜨거운 핵만이 남을 것이고, 이 핵은 초기 백색 왜성으로 안정될 것이다.일반적인 백색 왜성은 태양 질량의 절반이며, 지구보다 약간 큰 지름의 수준, 즉 백색 왜성의 밀도는 1.5*10, 6g/cm이다. 3, 그리고 이 밀도보다 높은 밀도를 가진 것은 중성자 별, 블랙홀, 가상의 쿼크 별에 관한 것이다. 일반 물질은 부피가 클수록 질량이 클수록, 소위 퇴행성 물질로 구성된 백색 왜성이 클수록 질량이 클수록 중력의 크기는 작아진다. 백색 왜성의 최대 질량 제한은 태양 질량의 1.4배인 Chandrasecal 한계라고 합니다. 이 질량이 초과하면 전자 퇴행성 압력에 의해 지지가 되는 별들은 결국 중력 때문에 붕괴하여 중성자별을 형성하게 된다.고 질량을 가진 많은 별별들은 그러한 질량 표면의 한계에 의해 백색 왜성이 될 수 없지만, 사실 대부분 별은 그들의 수명을 백색 왜성으로 끝낸다. 대부분의 질량이 융합의 마지막 단계에서 우주로 방출되기 때문이다. 어떤 경우에는 약간의 차이가 있겠지만, 대부분의 백색 왜성은 태양 질량의 0.5배에서 0.6배인 질량을 지구 크기로 집계했다. 지구는 태양의 지름의 100분의 1에 불과하여서 백색 왜성의 부피는 태양의 부피의 약 1/1,000,000이며, 따라서 백색 왜성의 밀도는 태양의 밀도의 약 1,000,000배입니다. 밀도가 높은 물질을 퇴행성 물질이라고 불렀고, 1930년대에는 퇴행성 물질에 대한 양자역학으로 묘사되었다. 백색 왜성이 중력에 의해 붕괴할 수 없는 이유는 전자 퇴화 압력 때문이며, 이 힘은 온도와 무관하며 밀도와만 관련이 있다.관찰된 모든 항성별의 절대 등급의 색 지수 표, 즉 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램을 만든다면, 절대 등급과 색 지수의 모든 가능한 조합이 도표에서 가능한 것은 아니다. 대부분 별은 도표의 주 절차라고 불리는 밴드에 배치됩니다. 주 절차는 왼쪽 위의 뜨겁고 밝은 영역에서 오른쪽 아래의 차갑고 어두운 영역으로 구성됩니다. 메인 시리즈의 차갑고 질량이 낮은 별은 빨간색으로 보이기 때문에 적색 왜성이라고 불리며 때로는 차가운 별을 갈색 왜성이라고도 합니다. 이런 종류의 별은 백색 왜성과는 매우 다른 천체인데, 붉은 왜성의 붕괴로부터 질량을 지지하는 힘이 이상적인 가스 방정식을 따르는 뜨거운 가스다.한편, 백색 왜성은 왼쪽 아래, 즉 뜨겁고 어두운 부분에, 헤르츠프룬-러셀 다이어그램에 위치한다; 대부분의 백색 왜성은 매우 뜨겁다. 이러한 열은 붕괴 과정에서 발생하는 열과 함께 인근 별에서 물질을 흡수하지 않는 한 지속해서 생성되지 않는다. 그러나, 백색 왜성은 매우 작아서, 밝다.