천문학에 대해 조금이라도 관심이 있는 사람이라면 '백색왜성'이라는 단어 자체는 친숙할 것입니다. 하지만 정확히 백색왜성이 어떻게 탄생하는지, 그리고 백색왜성과 항상 함께 언급되곤 하는 찬드라세카르 한계는 어떤 것인지 모르는 경우가 많습니다. 오늘은 아래에서 백색왜성과 찬드라세카르 한계에 대해서 알아봅시다.
백색왜성의 탄생과 특징
항성은 탄생하고 나서 그 일생 중 약 90%의 시간 동안 수소 핵융합이 일어나며 빛납니다. 수소를 다 쓰고 나면 수소의 핵융합으로 만들어진 헬륨 등의 핵융합이 시작돼, 별의 중심온도는 1억 도 이상이 됩니다. 이 온도 상승에 의해 항성은 부풀고 표면 온도는 내려가게 되어 항성은 적색 거성이 됩니다. 태양의 8배 이하의 무게를 가진 항성에서는 외부층을 날리고 중심핵이 남습니다. 그것이 백색 왜성입니다. 이렇게 탄생한 백색왜성의 무게는 태양과 비슷하지만, 크기는 지구 정도밖에 되지 않습니다. 그러나 1 cm³당 무게가 1000kg이나 되는 매우 고밀도의 천체입니다. 여기서 중요한 것은 백색왜성에는 무게의 한계가 존재한다는 것입니다. 이를 찬드라세카르 한계라고 부르며 태양 질량의 1.44배로 산출됩니다.
찬드라세카르 한계란?
찬드라세카르 한계는 인도의 천체 물리학자의 이름을 따서 명명되었습니다. 찬드라세카르는 알버트 아인슈타인의 특수 상대성 이론과 양자 물리학 원리를 사용하여, 이론적으로 안정적인 백색왜성이 가질 수 있는 최대 질량을 설명했습니다.
백색왜성의 구조를 지탱하고 있는 것은 전자의 축퇴압입니다. 여기서 기억해야 할 것은, 전자 등의 페르미 입자는 두 개의 같은 상태를 취할 수 없습니다. 즉, 어떤 전자보다 낮은 에너지 상태를 다른 전자가 점유하고 있으면, 그 어떤 전자는 다른 전자와 같은 상태가 될 수 없기 때문에 그 에너지 이하가 될 수 없습니다. 이 때의 에너지를 페르미 에너지라고 부르며, 이에 대응하는 압력이 바로 축퇴압입니다. 찬드라세카르는 전자의 축퇴압에 의해서만 지지되는 백색왜성의 질량이 태양 질량의 1.44배보다 클 경우, 백색왜성은 안정적일 수 없다는 것을 보여주었습니다.
실제로 모든 백색왜성들의 질량은 찬드라세카르 한계보다 적었습니다. 별의 질량이 찬드라세카르 한계에 도달하면 별의 중력을 지탱하지 못해 la형 초신성폭발로 불리는 대폭발을 일으킵니다. 보다 큰 질량의 핵 연소 수명을 다하는 별은 중성자 별이나 블랙홀이 됩니다.
결론
백색왜성은 우주의 화학 진화와 우주론 연구에 중요한 역할을 하고 있습니다. 특히, 장래 Ia형 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 있는 근접 쌍성 내의 백색왜성의 질량을 아는 것은 중요합니다. 백색왜성의 질량은 Ia형 초신성 폭발의 빈도에 영향을 주기 때문에, 우주의 화학 진화에 대한 핵심 열쇠가 됩니다. 또한 태양 질량의 1.44배라는 찬드라세카르 한계의 값은 이론 계산의 결과이며, 진정한 값은 관측적으로 조사할 필요가 있다는 근거 아래, 백색왜성의 무게를 측정하기 위해 X선을 이용하기도 합니다.
