백색왜성은 질량은태양정도, 크기는지구정도이며, 밀도가 매우 높은 별이다. 이 별을 구성하는 전자들은 축퇴(degenerate) 상태이다. 질량이 작은 별은 진화 마지막 단계에서 핵융합 연료가 소진되어 열압력이 약해져서, 중력 수축이 진행된다. 그 결과, 크기가 원래의 100분의 1(부피로는 100만 분의 1) 정도로 줄어들면서, 밀도가 매우 높아지면서 전자축퇴압이 높아진다. 이 전자축퇴압이 중력에 맞서 새로운 평형을 이루게 되면 안정된 상태로 영구히 존재할 수 있다. 이와 같은 별의 잔해(stellar remnant)가 바로 백색왜성이다. 태양도 생을 마감하고 나면 백색왜성이 된다. 이때 태양이 현재 지니고 있는 물질들은 지구정도의 크기로 압축되어진다. 태양 같은 보통 별을 지름 20cm의 농구공이라 한다면, 이 속에 있던 물질들이 지름 0.2 cm 정도의 과일씨로 압축되어진 천체가 백색왜성인 것이다. 그 결과 백색왜성은 지구의 실험실에서는 재현이 불가능할 정도로 밀도가 아주 높아지게 되어 밀집천체(compact object)라고 부른다. 또 다른 밀집천체는 중성자별과 블랙홀이 있다.
백색왜성은 보통 별보다 아주 어둡기 때문에 가까이 있는 백색왜성만 관측할 수 있다. 백색왜성의 발견은 다중성계에서 시작되었다. 가장 밝고 가장 가까이에 위치한 백색왜성은 큰개자리의 알파별인 시리우스의 동반성이다. 밤하늘에서 가장 밝은 시리우스가 하늘에서 약간씩 움직인다는 것을 발견한 것이다. 이는 시리우스가 동반성을 지니고 있어서 쌍성계의 공전운동에 따른 위치변화를 발견한 것이다. 이 동반성은 너무 어두워서 1862년이 되어서 망원경 제작업자인 클라크(Alvan Clark)가 만든 굴절망원경으로 관측되었다. 이후 계속되는 관측으로 이 동반성의 반지름과 온도 그리고 광도는 도저히 믿기 어려운 값들을 지니고 있음이 밝혀지게 되었다. 이 동반성은 광도가 낮고 온도가 낮은 별이라는 예상을 하고 있었는데, 1915년 미국의 아담스(Walter Adams)는 윌슨산의 반사망원경으로 관측하여 이 동반성의 온도가 시리우스보다 훨씬 더 뜨겁다는 사실을 밝혀냈다. 뜨겁지만 어둡게 보인다면 별의 크기가 아주 작아야 하므로 시리우스의 동반성은 보통 별보다 매우 작은 백색왜성임이라는 사실이 확인된 것이다.
최초로 발견된 백색왜성은 40 Eridani B이다. 1910년에 러셀(Henry Norris Russel), 피커링(Edward Charles Pickering), 플레밍(Williamina Fleming)은 1783년 허셀(William Herschel)이 발견한 삼중성계 40 Eridani를 연구하여 40 Eridani B가 어둡지만 온도가 높은 별이라는 사실을 발견한 바 있다. 이 당시에 이 별들의 질량은 태양과 비슷하지만 크기는 지구크기에 불과하다는 놀라운 사실이 밝혀지면서 백색왜성의 존재가 확립되었다.
다중성계에 속한 백색왜성이 아니라 홑별(single star)로서 처음 발견된 백색왜성은 반마넨 별이다. 1917년 반마넨(Adriaan van Maanen)은 고유운동이 아주 큰 별들을 연구하다가 이 별에 주목하였다. 이 별은 물고기 자리에 존재하고 있고 고유운동이 매년 3초에 가깝고 12등급보다 어두우며 F형의 분광형은 보이고 있다. 나중에 이 별의 질량은 태양질량의 0.68배이고 반지름은 태양 반지름의 0.011배임이 밝혀졌다.
망원경의 크기 증가를 비롯한 관측기기의 혁신적인 발전으로, 많은 백색왜성이 관측되기 시작하였다. 헤일(George Ellery Hale)이 주도로, 1917년에 건립된 미국 윌슨(Wilson)산에 2.5미터 반사망원경과, 팔로마(Palomar) 산에 건립되어 1949년부터 관측을 시작한 5미터 반사망원경이 백색왜성에 대한 관측연구에 크게 기여했다.
백색왜성의 모습
허블우주망원경은 늙은 구상성단 NGC 6397 내에 젊은 백색왜성들과 늙은 백색왜성이 함께 존재하고 있는 모습을 포착한바 있다. 그림 1의 왼쪽 사진은 칠레 안틸휴 천문대에서 관측한 구상성단 NGC 6397의 광학사진인데 수십만 개의 별들이 밀집되어있는 모습을 볼 수 있다. 이 사진의 하얀 박스 영역을 허블 우주망원경의 카메라로 관측한 결과가 오른쪽 위의 사진이다. 여기에서 8억년보다 더 젊은 백색왜성 4개와 14억년에서 35억년의 나이를 지닌 늙은 백색왜성들 8개를 발견하였다. 파랑색 박스는 젊은 백색왜성, 빨강색 원은 늙은 백색왜성의 위치를 나타내 주고 있고, 오른쪽 아래에는 각 백색왜성들의 사진을 제시해주고 있다. 백색왜성의 색과 밝기를 근거로 이런 분류가 가능하였는데, 특이한 점은 젊은 백색왜성들이 구성성단 중심에서 상당히 떨어진 곳에 놓여있다는 점이다. 아마도 이 젊은 백색왜성들이 처음에는 구상성단 중심에 놓여있다가 시간이 지나면서 성단의 바깥쪽으로 이주한 것으로 천문학자들은 추정하고 있다.
그림 1. 허블망원경이 구상성단 NGC6397에서 발견한 백색왜성들.(출처 :GettyimagesKorea)
백색왜성의 관측 성질
기본 특징
백색왜성을 분광관측해보면 백색왜성 대기의 물리적 상황에 대한 정보를 얻어낼 수 있다. 백색왜성의 대기는 밀도가 높아서 다른 입자들과 심한 충돌을 겪어 백색왜성에서 관측되는 흡수선은 넓은 선폭을 보이게 된다. 갓 태어나서 아직 뜨거운 상태의 백색왜성 대기와 상당히 냉각이 진행된 백색왜성의 대기에서 나오는 스펙트럼은 아주 다르게 관측되기 때문에 분광관측으로 대기상태를 결정할 수 있다.
백색왜성은 표면온도가 매우 높기 때문에 가시광 영역 뿐만 아니라 자외선과 엑스선 영역에서도 관측된다. 시리우스 동반성은 광학적으로는 시리우스보다 만 배 더 어두워서 허블우주망원경으로 관측해도 희미안 점으로밖에 보이지 않는다(그림 2). 그런데 이 시리우스 쌍성계를 찬드라(Chandra) 엑스선 위성으로 관측하면 전혀 반대의 현상이 나온다(그림 2). 2만 5000도의 시리우스 동반성에서 나오는 엑스선이 시리우스에서 나오는 엑스선보다 밝게 관측이 된다. 어느 파장에서 관측하느냐에 따라 그 파장의 빛이 나오는 물리적 성질을 파악할 수 있기 때문에 최근에는 다파장(multi-wavelength) 관측을 통한 연구도 활발하게 이루어지고 있다.
2014년에는 지금까지 발견된 백색왜성 중 가장 차가운 백색왜성이 발견되었다. 이 백색왜성은 우리은하에서 가장 이상한 별 중의 하나로 아주 차가울뿐만 아니라 아주 오래되었고 아주 어두운 백색왜성으로 지구크기의 다이아몬드 결정체임이 밝혀졌다. 보통 백색왜성은 너무 어두워서 관측되기 힘들지만 이 별의 경우 펄사 주위를 돌고 있기 때문에 발견되었다(그림 3).
