소개
질량은 태양의 16%~1.39배까지이며, 태양 질량의 10배 이하의 별들이 남기는 마지막 시체이다. 우리 태양은 123억 6550만살, 지금으로부터 약 77억 9800만년후에 백색왜성을 남기게 된다.
백색왜성을 남기는 별의 경우는 중원소 함량에 따라 태양과 동일하다면 태양 질량의 13배, 중원소 함량이 낮으면 태양 질량의 9.1배까지 내려가지만, 중원소 함량이 매우 높다면 태양 질량의 14배까지 백색왜성을 남기게 된다. 중원소 함량이 아무리 높아도 태양 질량의 14배를 넘기면 초신성 폭발 후 중성자별을 남기게 된다.
전자 축퇴압으로 축퇴되어 있어 대류과 자유 전자와 같은 부류도 존재하지 않으므로 스스로 에너지 생산이 불가능하다. 따라서 백색왜성은 처음 태어났을 때는 10만K이상으로 매우 뜨겁지만 서서히 식어가게 된다.
특징
- 백색왜성은 전자 축퇴압으로 축퇴되어 있으며 보통 탄소와 산소와 같은 상대적으로 무거운 원소들로 이루어져 있다.
- 축퇴되어 있기 때문에 내부에 대류가 일어나지 않으며, 스스로 에너지 생산이 불가능하여 극도로 식어간다.
- 질량이 태양의 60%에 해당하는 백색왜성이 표면온도가 5K까지 식는데 걸리는 시간은 1000조년이다.