백색 왜성

최초로 발견된 백색 왜성은 40 Eridani 의 삼중성계 에 있었는데 , 이 계에는 비교적 밝은 주계열성 40 Eridani A가 있고 , 백색 왜성 40 Eridani B 와 주계열성 적색 왜성 40 Eridani C 의 더 가까운 이중성계가 멀리서 공전하고 있었습니다 . 40 Eridani B/C 쌍은 1783년 1월 31일 윌리엄 허셜 이 발견했습니다. ^{[ 11 ]} 1910년 헨리 노리스 러셀 , 에드워드 찰스 피커링 , 윌리아미나 플레밍 은 희미한 별임에도 불구하고 40 Eridani B가 분광형  A, 즉 백색임을 발견했습니다. ^{[ 12 ]} 1939년 러셀은 이 발견을 회고하며 피커링이 이런 예외가 획기적인 발견으로 이어졌다고 제안했으며, 이 경우 백색 왜성의 발견으로 이어졌다고 언급했습니다. ^{[ 3 ] : 1} 40 Eridani B의 분광형은 1914년 Walter Adams 에 의해 공식적으로 기술되었습니다 . ^{[ 13 ]}

시리우스의 백색 왜성인 시리우스 B가 다음으로 발견되었습니다. 19세기에 일부 별의 위치 측정은 미세한 위치 변화도 측정할 수 있을 만큼 정밀해졌습니다. 프리드리히 베셀은 위치 측정법을 이용하여 시리우스(α Canis Majoris)와 프로키온 (α Canis Minoris)의 위치가 주기적으로 변한다는 것을 확인했습니다. 1844년, 그는 두 별 모두 보이지 않는 동반성을 가지고 있을 것이라고 예측했습니다. ^{[ 14 ]}

베셀은 시리우스 동반성의 주기를 약 반세기로 추정했습니다. ^{[ 14 ]} CAF 피터스는 1851년에 이 별의 궤도를 계산했습니다. ^{[ 15 ]} 1862년 1월 31일 앨번 그레이엄 클라크는 시리우스 근처에서 이전에는 볼 수 없었던 별을 관찰했는데, 나중에 이 별이 예측된 동반성으로 확인되었습니다. ^{[ 15 ]} 애덤스는 1915년에 시리우스 B의 스펙트럼이 시리우스와 유사하다고 발표했습니다. ^{[ 16 ]}

1917년 Adriaan van Maanen은 고립된 백색 왜성인 van Maanen's Star를 발견했습니다 . ^{[ 17 ]} 이 세 개의 백색 왜성은 처음 발견되었으며 고전적 백색 왜성 이라고 합니다 . ^{[ 3 ] :2} 결국 고유 운동이 강한 희미한 백색 별이 많이 발견되어 지구에 가까운 저광도 별일 가능성이 제기되었고, 따라서 백색 왜성이라고 불립니다.Willem Luyten은 1922년 이 종류의 별을 조사하면서 백색 왜성이라는 용어를 처음 사용한 것으로 보입니다 . ^{[ 12 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]} 이 용어는 나중에 Arthur Eddington 에 의해 대중화되었습니다 . ^{[ 12 ] [ 22 ]} 이러한 의심에도 불구하고 최초의 비고전적 백색 왜성은 1930년대까지 확실하게 확인되지 않았습니다. 1939년까지 18개의 백색 왜성이 발견되었습니다. ^{[ 3 ] :3} Luyten과 다른 사람들은 1940년대에 백색 왜성을 계속 탐색했습니다. 1950년까지 100개가 넘는 백색 왜성이 알려졌고 ^{[ 23 ]} 1999년까지 2000개가 넘는 백색 왜성이 알려졌습니다. ^{[ 24 ]} 그 이후로 Sloan Digital Sky Survey는 대부분 새로운 백색 왜성 9000개를 발견했습니다. ^{[ 25 ]}

헤르츠스프룽-러셀 다이어그램

분광형

영형

비

에이

에프

G

케이

중

엘

티

갈색 왜성

백색 왜성

적색 왜성

서브드워프

주계열
("난쟁이")

준거성

자이언츠

적색 거성

블루 자이언츠

밝은 거성들

초거성

적색 초거성

극대거성

절대
크기 (
M _V )

백색 왜성은 추정 질량이 0.17 M☉ ^{[ 26} _] 만큼 낮고  1.33 M☉ 만큼 높은 것으로  알려져 있지만 ^{[ 27 ]} 질량 분포는 0.6 M☉에서 강하게 정점을 이루고  대부분 _은 0.5~0.7 M☉ 사이에 있습니다  . [ ^{27 ]} 관측 _된 백색 왜성의 추정 반지름은 일반적으로 태양 반지름의 0.8~2%입니다 _. [ 28 ^{] 이는 지구 반지름인 태양 반지름의 약 0.9%와 비슷합니다. 따라서 백색 왜성은 태양과 비슷한 질량 을 일반적 으로} 태양보다 백만 배 더 작은 부피에 압축합니다. 따라서 백색 왜성의 평균 물질 밀도는 매우 대략적으로 다음과 같아야 합니다. 태양의 평균 밀도보다 1,000,000배 더 크 거나 대략10 ⁶  g/cm ³ 또는 1  cm3당 1 톤 . ^{[ 1 ]} 일반적인 백색 왜성의 밀도는 10 ⁴ 와 사이입니다.10 ⁷  g/cm ³ . 백색 왜성은 중성자별 및 가상의 쿼크별 과 같은 다른 밀집 별 에 이어 가장 밀도가 높은 물질 형태 중 하나로 구성됩니다 . ^{[ 29 ] [ 30 ]}

백색 왜성은 발견 직후 매우 밀도가 높은 것으로 밝혀졌습니다. 시리우스 B나 40 에리다누스 B처럼 별 이 이중성 계에 있는 경우 이중 궤도를 관측하여 질량을 추정할 수 있습니다. 이것은 1910년에 시리우스 B에 대해 수행되었으며 ^{[ 31 ]} 질량 추정치는 0.94  M☉ 이었는데, 이는 더 현대적인 추정치인 1.00 _M☉ 과 잘 비교됩니다  . ^{[ 32 ]} 더 뜨거운 물체는 더 차가운 물체보다 더 많은 에너지를 방출하므로 별의 표면 밝기는 유효 표면 온도 에서 추정할 수 있으며 스펙트럼 에서 추정할 수 있습니다. 별의 거리를 알고 있는 경우 _절대 광도도 추정할 수 있습니다. 절대 광도와 거리에서 별의 표면적과 반지름을 계산할 수 있습니다. 이러한 추론은 당시 천문학자들에게 당혹스러웠던, 시리우스 B와 에리다누스자리 40 B가 상대적으로 높은 온도와 상대적으로 낮은 절대 광도로 인해 매우 밀도가 높을 것이라는 사실을 깨닫게 해 주었습니다. 에른스트 외픽은 1916년 가시 쌍성의 밀도를 추정했을 때, 에리다누스자리 40 B의 밀도가태양  의 25,000 배에 달하는 고도에 있었기 때문에 그는 그것을 "불가능하다"고 불렀습니다. ^{[ 33 ]} 에딩턴이 1927년에 말했듯이: ^{[ 34 ] :50}

우리는 별빛이 우리에게 보내는 메시지를 받아들이고 해석함으로써 별에 대해 배웁니다. 시리우스의 동반성 시리우스가 해독했을 때의 메시지는 이렇습니다. "나는 네가 본 어떤 것보다 3,000배나 더 밀도가 높은 물질로 이루어져 있다. 내 물질 중 1톤은 성냥갑에 넣을 수 있는 작은 금괴에 불과할 것이다." 이러한 메시지에 어떻게 대답할 수 있을까요? 1914년 우리 대부분이 했던 대답은 바로 "닥쳐. 헛소리 하지 마."였습니다.

에딩턴이 1924년에 지적했듯이 이 정도의 밀도는 일반 상대성 이론에 따르면 시리우스 B의 빛이 중력적으로 적색편이 되어야 한다는 것을 의미합니다 . ^{[ 22 ]} 이것은 애덤스가 1925년에 이 적색편이를 측정했을 때 확인되었습니다. ^{[ 35 ]}

이러한 밀도는 백색 왜성 물질이 화학 결합 으로 연결된 원자로 구성되지 않고 오히려 결합되지 않은 핵과 전자 의 플라스마 로 구성되기 때문에 가능합니다.따라서 일반 물질에 의해 제한된 전자 궤도 에서 일반적으로 허용되는 것보다 더 가깝게 핵 을 배치하는 데 장애물이 없습니다 . ^{[ 22 ]} 에딩턴은 이 플라스마가 냉각되고 원자를 이온화하는 데 필요한 에너지가 더 이상 충분하지 않을 때 무슨 일이 일어날지 궁금해했습니다. ^{[ 39 ]} 이 역설은 1926년 RH 파울러 가 새롭게 고안된 양자 역학을 적용하여 해결했습니다 .전자는 파울리 배타 원리를 따르므로 두 전자가 같은 상태 를 차지할 수 없으며 파울리 배타 원리를 만족하는 입자의 통계적 분포를 결정하기 위해 1926년에 도입된 페르미-디랙 통계를 따라야 합니다 . ^{[ 40 ]} 따라서 영도에서 전자는 모두 가장 낮은 에너지 또는 기저 상태를 차지할 수 없습니다. 그들 중 일부는 더 높은 에너지 상태를 차지해야 하며, 페르미 해(Fermi sea) 라고 불리는 가장 낮은 에너지 상태의 띠를 형성해야 합니다 . 축퇴(degenerate ) 라고 불리는 이 전자 상태는 백색 왜성이 영하 온도까지 식으면서도 여전히 높은 에너지를 가질 수 있음을 의미합니다. ^{[ 39 ] [ 41 ]}

백색 왜성의 압축은 주어진 부피 내 전자의 수를 증가시킵니다. 파울리 배타 원리를 적용하면 전자의 운동 에너지가 증가하여 압력이 증가합니다. ^{[ 39 ] [ 42 ]} 이 전자 축퇴 압력은 백색 왜성이 중력 붕괴에 저항하도록 지지합니다. 압력은 밀도에만 의존하며 온도에는 의존하지 않습니다. 축퇴 물질은 상대적으로 압축 가능합니다. 즉, 고질량 백색 왜성의 밀도는 저질량 백색 왜성의 밀도보다 훨씬 크고 백색 왜성의 반지름은 질량이 증가함에 따라 감소합니다. ^{[ 1 ]}

백색 왜성이 중성자별로 붕괴하지 않고는 초과할 수 없는 한계 질량의 존재는 전자 축퇴 압력에 의해 뒷받침되는 또 다른 결과입니다.이러한 한계 질량은 1929년 Wilhelm Anderson ^{[ 43 ]} 과 1930년 Edmund C. Stoner ^{[ 44 ]} 에 의해 이상화된 일정 밀도 별의 경우에 대해 계산되었습니다 . 이 값은 밀도 프로파일에 대한 정수압 평형을 고려하여 수정되었으며 현재 알려진 한계 값은 1931년 Subrahmanyan Chandrasekhar 가 그의 논문 "이상적인 백색 왜성의 최대 질량"에서 처음 발표했습니다. ^{[ 45 ] 회전} _{하지 않는 백색} 왜성의 경우 이는 약 5.7  M☉ / μe2 와 같으며 여기서 μe _는 별의 전자당 평균 분자량입니다 _. ^{[ 46 ] : eqn.(63)} 탄소-산소 백색 왜성을 주로 구성하는 탄소-12와 산소-16은 모두 원자 번호가 원자량의 절반이므로 이러한 별에 대해 μ _{e 를} 2로 취해야 하며 ^{[ 41 ]} 일반적으로 인용되는 값은 1.4  M _{☉ 입니다} . (20세기 초반에는 별이 주로 무거운 원소로 구성되어 있다고 믿을 만한 이유가 있었습니다. ^{[ 44 ] : 955} 따라서 찬드라세카르는 1931년 논문에서 전자당 평균 분자량 μ _e 를 2.5로 설정하여 한계를 0.91  M _{☉ 로 제시했습니다.)} 윌리엄 알프레드 파울러 와 함께 찬드라세카르는 이 연구와 다른 연구로 1983년 노벨상을 수상했습니다. ^{[ 47 ]} 한계 질량을 찬드라세카르 한계 라고 합니다 . ^{[ 48 ]}

탄소-산소 백색 왜성이 찬드라세카르 한계 인 약 1.44 태양 질량 (회전하지 않는 별의 경우)에 도달할 만큼 충분한 물질을 집적했다면 더 이상 전자 축퇴 압력 ^{[ 49 ]} 을 통해 대부분의 질량을 지탱할 수 없게 되고, 핵반응이 없다면 붕괴되기 시작할 것입니다. ^{[ 50 ] [ 51 ]} 일반적인 견해는 이 한계에 도달하지 않는다는 것입니다. 별이 한계에 접근함에 따라(약 1% 이내) 핵융합이 시작되기 전에 핵 내부의 온도와 밀도가 증가하여 탄소 융합이 점화됩니다. ^{[ 51 ] [ 52 ]} 이와 대조적으로 산소, 네온, 마그네슘으로 주로 구성된 핵의 경우 붕괴하는 백색 왜성은 일반적으로 중성자별을 형성합니다 . 이 경우 붕괴 중에 별 질량의 일부만 방출됩니다. ^{[ 49 ]}

백색 왜성이 항성 동반성으로부터 충분한 물질을 축적하여 중심핵의 온도를 탄소 융합을 일으킬 만큼 높이면, 폭주 핵융합을 일으켜 중심핵을 완전히 파괴합니다. 이러한 폭발이 일어나는 세 가지 경로가 이론화되어 있습니다. 동반성으로부터 물질의 안정적인 강착 , 두 백색 왜성의 충돌, 또는 껍질에서 점화를 일으켜 중심핵을 점화하는 강착입니다. Ia형 초신성이 생성되는 주된 메커니즘은 아직 불분명합니다. ^{[ 53 ]} Ia형 초신성 생성 방식에 대한 이러한 불확실성에도 불구하고, Ia형 초신성은 매우 균일한 특성을 가지며 은하 간 거리에서 유용한 표준촉광 입니다 . 높은 적색편이에서 비정상 광도 초신성의 특성 변화나 주파수 차이, 그리고 광도 곡선 모양이나 스펙트럼으로 확인되는 밝기의 작은 변화를 보상하기 위해 일부 보정이 필요합니다. ^{[ 54 ] [ 55 ] [ 56 ]}

백색 왜성은 광도가 낮기 때문에 헤르츠스프룽-러셀 도표 (별의 광도와 색 또는 온도를 비교한 그래프) 의 아래쪽 띠를 차지합니다 . 백색 왜성은 주계열의 저질량 쪽에 있는 저광도 천체, 예를 들어 핵이 부분적으로 열압력에 의해 지지되는 수소 융합 적색 왜성 ^{[ 57 ]} 이나 그보다 더 낮은 온도의 갈색 왜성 ^{[ 58 ]} 과 혼동해서는 안 됩니다 .

백색 왜성의 질량과 반경 사이의 관계는 비상대론적 페르미 가스 상태 방정식을 사용하여 추정할 수 있으며, 이는 ^{[ 59 ] 를 제공합니다 . 25}

$${\displaystyle {\frac {R}{R_{\odot }}}\약 0.012\왼쪽({\frac {M}{M_{\odot }}}\오른쪽)^{-1/3}\왼쪽({\frac {\mu _{e}}{2}}\오른쪽)^{-5/3},}$$

여기서 R 은 반지름이고 M은 백색 왜성의 질량이며 아래 첨자는 ${\디스플레이스타일 \odot }$ 태양을 기준으로 나타냅니다. 화학적 잠재력 , ${\디스플레이스타일 \mu _{e}}$ 전자 하나가 추가되거나 제거될 때 에너지 변화를 나타내는 열역학적 특성으로, 별의 구성과 관련이 있습니다. 보다 완전한 모델에 대한 수치 처리는 관측 데이터와 비교하여 양호한 일치도를 보이며 테스트되었습니다. ^{[ 60 ]}

이 분석은 운동 에너지에 대해 비상대론적 공식 p ²  / 2 m 을 사용하므로 비상대론적입니다. 백색 왜성에서 전자의 속도가 빛의 속도 에 가까울 때 , 운동 에너지 공식은 c가 빛의 속도인 pc 에 가까워지며, 페르미 기체 모델은 초상대론적 한계 에서 안정적인 평형을 갖지 않음을 보일 수 있습니다 . 특히, 이 분석은 백색 왜성의 최대 질량을 산출하는데, 이는 다음과 같습니다. ^{[ 59 ]}

$${\displaystyle M_{\rm {limit}}\약 1.46\왼쪽({\frac {\mu _{e}}{2}}\오른쪽)^{-2}}$$

많은 백색 왜성을 관찰한 결과, 이들이 태양과 유사한 질량으로 시작했거나 질량이 감소하는 극적인 일이 발생했음을 알 수 있습니다. ^{[ 59 ]}

백색 왜성의 질량-반경 관계와 한계 질량을 보다 정확하게 계산하려면 백색 왜성 물질의 밀도와 압력 사이의 관계를 설명하는 상태 방정식을 계산해야 합니다 . 밀도와 압력이 모두 별의 중심으로부터 반경의 함수와 같게 설정되면 상태 방정식과 함께 정수압 방정식 으로 구성된 방정식 시스템을 풀어 평형 상태에서 백색 왜성의 구조를 찾을 수 있습니다. 비상대론적 경우 반경은 질량의 세제곱근에 반비례합니다. ^{[ 46 ] : eqn.(80)} 상대론적 보정은 결과를 변경하여 유한한 질량 값에서 반경이 0이 됩니다. 이것은 백색 왜성이 더 이상 전자 퇴화 압력으로 지탱될 수 없는 질량의 한계값( 찬드라세카르 한계 라고 함 )입니다. 오른쪽 그래프는 이러한 계산의 결과를 보여줍니다. 백색 왜성의 비상대론적(파란색 곡선) 및 상대론적(녹색 곡선) 모델에서 반경이 질량에 따라 어떻게 변하는지 보여줍니다. 두 모델 모두 백색 왜성을 정수압 평형 상태에 있는 차가운 페르미 기체 로 취급합니다 . 전자당 평균 분자량( μe ₎ 은 2로 설정되었습니다. 반경은 표준 태양 반경으로, 질량은 표준 태양 질량으로 측정합니다. ^{[ 46 ] [ 61 ]}

이러한 계산은 모두 백색 왜성이 회전하지 않는다고 가정합니다. 백색 왜성이 회전하는 경우, 회전하는 프레임 에서 작용하는 원심력의 유사 힘을 고려하기 위해 정수압 평형 방정식을 수정해야 합니다 . ^{[ 62 ]} 균일하게 회전하는 백색 왜성의 경우 한계 질량은 약간만 증가합니다. 별이 불균일하게 회전하도록 허용하고 점도를 무시하면 1947년 Fred Hoyle 이 지적했듯이 ^{[ 63 ]} 모델 백색 왜성이 정적 평형 상태에 있을 수 있는 질량에는 한계가 없습니다. 이러한 모델 별이 모두 동적으로 안정하지는 않습니다. ^{[ 64 ]}

회전하는 백색 왜성과 회전 각속도를 기준으로 한 직경 추정치는 엄격한 수학 문헌에서 다루어졌습니다. ^{[ 65 ]} 백색 왜성의 자유 경계의 미세 구조도 수학적으로 엄격하게 분석되었습니다. ^{[ 66 ]}

백색 왜성의 대부분을 구성하는 퇴화 물질은 매우 낮은 불투명도를 갖는데 , 이는 광자를 흡수하기 위해서는 전자가 더 높은 빈 상태로 전이해야 하기 때문이며, 이는 광자의 에너지가 해당 전자가 이용할 수 있는 양자 상태와 일치하지 않을 수 있기 때문에 불가능할 수 있기 때문입니다.따라서 백색 왜성 내부의 복사 열 전달은 낮지만 열 전도도는 높습니다 .결과적으로 백색 왜성의 내부는 냉각되면서 거의 균일한 온도를 유지하며,  백색 왜성이 형성된 직후 약 ^108K 에서 시작하여  알려진 가장 차가운 백색 왜성의 경우 106K ^{미만 에 이릅니다. [ 29 ]} 퇴화되지 않은 물질의 바깥쪽 껍질은 퇴화 핵 위에 있습니다.내부보다 차가운 가장 바깥쪽 층은 대략 흑체 처럼 복사합니다 . 백색 왜성은 희미한 외측 대기가 퇴화된 내부의 열 함량을 천천히 방출하기 때문에 오랫동안 볼 수 있습니다. ^{[ 29 ]}

백색 왜성에서 방출되는 가시광선은 O형, B형 또는 A형 주계열성의 희끄무레한 파란색부터 후기 K형 또는 초기 M형 별의 황주황색까지 넓은 색상 범위에 걸쳐 다양합니다. ^{[ 67 ]} 백색 왜성의 유효 표면 온도는 다음에서 확장됩니다.150,000K ^{[ 24 ]}  에서 4000K 미만까지 ^{[ 68 ] [ 69 ]} Stefan-Boltzmann 법칙 에 따르면 광도는 표면 온도 증가에 따라 증가합니다( T 4 에 비례). 이 표면 온도 범위는 태양의 100배 이상에서 1⁄2 ^{미만까지 의} 광도에 해당합니다 .태양의 10,000 배입니다. ^{[ 69 ] 표면 온도가} 10,000 배 이상인 뜨거운 백색 왜성30,000K 는 연약(즉, 저에너지) X선의 원천으로 관찰되었습니다. 이를  통해 연약 X선 및 극자외선 관측을 통해 대기의 구성과 구조를 연구할 수 있습니다 . ^{[ 70 ]}

백색 왜성은 또한 우르카(Urca) 과정을 통해 중성미자를 방출합니다 . ^{[ 71 ]} 이 과정은 더 뜨겁고 어린 백색 왜성에 더 큰 영향을 미칩니다. 중성미자는 항성 플라스마를 쉽게 통과할 수 있기 때문에 왜성 내부에서 직접 에너지를 소모할 수 있습니다. 이 메커니즘은 백색 왜성이 존재한 후 약 2천만 년 동안 냉각에 가장 큰 영향을 미칩니다. ^{[ 29 ]}

Leon Mestel 이 1952년에 설명했듯이 백색 왜성이 동반성이나 다른 근원에서 물질을 흡수 하지 않는 한, 백색 왜성의 복사는 보충되지 않는 저장된 열에서 나옵니다. ^{[ 72 ] [ 73 ] : §2.1} 백색 왜성은 이 열을 방출하는 표면적이 극히 작기 때문에 점차적으로 식으면서 오랫동안 뜨거운 상태를 유지합니다. ^{[ 5 ]} 백색 왜성이 식으면서 표면 온도가 낮아지고, 방출하는 복사가 붉어지고, 광도가 감소합니다. 백색 왜성은 복사 외에 에너지 싱크가 없으므로 시간이 지남에 따라 냉각 속도가 느려집니다. 수소 대기가 있는 0.59 M _{☉ 의} 탄소 백색 왜성  에 대한 냉각 속도가 추산되었습니다 . 표면 온도가 7140K까지 냉각되는 데 처음에는 약 15억 년이 걸렸고, 약 500켈빈 더 냉각하여 6590K까지 냉각하는 데는 약 3억 년이 걸렸지만 다음 두 단계인 약 500켈빈(6030K 및 5550K)에는 먼저 0.4억 년, 그 다음 11억 년이 걸렸습니다. ^{[ 74 ] : 표 2}

관찰된 대부분의 백색 왜성은 8000K에서 비교적 높은 표면 온도를 가지고 있습니다.40,000K  . ^{[ 25 ] [ 24 ]} 그러나 백색 왜성은 더 뜨거운 온도보다 더 차가운 온도에서 더 많은 일생을 보내기 때문에 뜨거운 백색 왜성보다 차가운 백색 왜성이 더 많을 것으로 예상해야 합니다. 더 뜨겁고 더 밝은 백색 왜성을 관찰하기 쉽다는 선택 효과를 조정하면 조사 된 온도 범위를 줄이면 더 많은 백색 왜성을 찾을 수 있음을 알 수 있습니다. [ 75 ] 이러한 경향은 매우 차가운 백색 왜성에 도달 ^{하면 멈 춥니} 다. 표면 온도가 1000K 미만인 백색 왜성은 거의 관찰되지 않습니다.4000 K , ^{[ 76 ]} 그리고 지금까지 관찰된 것 중 가장 차가운 것 중 하나인 WD J2147–4035 의 표면 온도는 약 3050 K입니다. ^{[ 77 ]} 그 이유는 우주의 나이가 유한하기 때문입니다. ^{[ 78 ] [ 79 ]} 백색 왜성이 이 온도 아래로 식을 시간이 충분하지 않았습니다. 따라서 백색 왜성의 광도 함수를 사용하여 별이 영역에서 형성되기 시작한 시간을 찾을 수 있습니다. 이런 방식으로 찾은 우리 은하 원반의 나이에 대한 추정치는 80억 년입니다. ^{[ 75 ]} 백색 왜성은 결국 수조 년 후에 식어서 주변 환경과 우주 배경 복사와 대략적인 열 평형을 이루는 비방사성 흑색 왜성이 될 것입니다 . 흑색 왜성은 아직 존재하지 않는 것으로 생각됩니다. ^{[ 1 ]}

매우 낮은 온도(<4000K)에서 대기에 수소가 있는 백색 왜성은 헬륨 원자와 충돌하는 수소 분자의 충돌 유도 흡수 (CIA)의 영향을 받습니다. 이는 수소 또는 수소-헬륨 혼합 대기를 가진 백색 왜성의 광학적 적색 및 적외선 밝기에 영향을 미칩니다. 이로 인해 이러한 종류의 대기를 가진 오래된 백색 왜성은 주요 냉각 시퀀스보다 더 푸르게 됩니다. WD J2147–4035와 같이 수소가 부족한 대기를 가진 백색 왜성은 CIA의 영향을 덜 받아 노란색에서 주황색을 띱니다. ^{[ 80 ] [ 77 ]}

백색 왜성 핵 물질은 완전히 이온화된 플라스마 ( 핵과 전자 의 혼합물 )로, 처음에는 유체 상태입니다. 1960년대에 냉각 후반 단계에서 중심에서 시작하여 고체 상태로 결정화될 것이라고 이론적으로 예측되었습니다 . [ 81 ^{] 결정 구조} 는 체심 입방 격자 로 생각됩니다 . ^{[ 4 ] [ 82 ]} 1995년에 맥동하는 백색 왜성 에 대한 성진학적 관측이 결정화 이론에 대한 잠재적인 시험을 제공한다고 제안되었고 , ^{[ 83 ]} 2004년에는 BPM 37093 질량의 약 90%가 결정화되었음을 시사하는 관측이 이루어졌습니다. ^{[ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]} 다른 작업에서는 32%~82%의 결정화된 질량 분율을 제공합니다. ^{[ 87 ]}

백색 왜성 핵이 고체 상으로 결정화되면서 잠열이 방출되고, 이는 냉각을 지연시키는 열 에너지원을 제공합니다. ^{[ 88 ]} 일부 유형의 백색 왜성에서 이 냉각 이상을 설명하기 위해 제안된 또 다른 가능한 메커니즘은 고체-액체 증류 과정입니다.핵에서 형성된 결정은 부력이 있어서 위로 떠오르면서 더 무거운 액체를 아래로 밀어내어 중력 에너지의 순 방출을 일으킵니다. ^{[ 89 ]} 플라스마 혼합물에서 이온 종 간의 화학적 분별은 비슷하거나 더 많은 양의 에너지를 방출할 수 있습니다. ^{[ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]} 이 에너지 방출은 2019년에 냉각 시퀀스에서 파일업을 식별한 후 처음 확인되었습니다.가이아 위성 으로 관측된 백색왜성은 15,000 개이다 . ^{[ 93 ]}

저질량 헬륨 백색왜성(질량 < 0.20  _M☉ ) 은 종종 초저질량 백색왜성(ELM WD)이라고 불리며, 이중성계에서 형성됩니다. 수소가 풍부한 외피 구조로 인해 CNO 순환을 통한 잔류 수소 연소로 인해 이러한 백색왜성은 수억 년 동안 고온을 유지할 수 있습니다. ^{[ 94 ]} 또한, 냉각 경로에 도달하기 전까지 최대 20억 년 동안 팽창된 원시 백색왜성 단계에 머물러 있습니다. ^{[ 95 ]}

대부분의 백색 왜성은 탄소와 산소로 구성되어 있다고 생각되지만 분광학은 일반적으로 수소 또는 헬륨이 지배적인 것으로 관찰되는 대기에서 방출되는 빛을 보여줍니다.우세한 원소는 일반적으로 다른 모든 원소보다 최소 1000배 더 풍부합니다.1940 년대에 Schatzman 이 설명했듯이 높은 표면 중력이 중력적으로 대기를 분리하여 무거운 원소가 아래에 있고 가벼운 원소가 위에 있도록 하여 이러한 순도를 유발하는 것으로 생각됩니다. ^{[ 97 ] [ 98 ] : §§5–6} 이 대기는 우리에게 보이는 백색 왜성의 유일한 부분으로, AGB 단계 에서 별의 봉투의 잔류물인 봉투의 꼭대기로 생각되며 성간 물질 에서 흡수된 물질을 포함할 수도 있습니다 . 봉투는 별의 총 질량의 1⁄100 이하인 헬륨이 풍부한 층으로 구성되어 있다고 믿어지며 , 대기가 수소로 지배되는 경우 질량이 약 1⁄2 인 수소가 풍부한 층으로 덮여 있습니다 .별의 총 질량의 10,000 배 ^{. [ 69 ] [ 59 ] : §§4–5}

비록 얇지만, 이러한 외층은 백색 왜성의 열 진화를 결정합니다. 백색 왜성 내부의 축퇴된 전자는 열을 잘 전달합니다. 따라서 백색 왜성 질량의 대부분은 거의 같은 온도( 등온 )에 있으며, 또한 뜨겁습니다. 표면 온도가 0°C(-10°F) 사이인 백색 왜성은8000K 및16,000K  는 대략 다음과 같은 핵심 온도를 갖습니다 .5 000 000  K 및20 000 000  K. 백색 왜성은 방사선에 대한 외부 층의 불투명성으로 인해 매우 빠르게 냉각되는 것을 방지합니다. ^{[ 69 ]}

백색 왜성 스펙트럼을 분류 하려는 첫 번째 시도는 1941년 GP Kuiper 에 의해 이루어진 것으로 보이며 ^{[ 67 ] [ 99 ]} 그 이후로 다양한 분류 체계가 제안되어 사용되었습니다. ^{[ 100 ] [ 101 ]} 1983년 이후 사용된 시스템은 Edward M. Sion , Jesse L. Greenstein 및 공동 저자에 의해 도입되었으며 여러 번 개정되었습니다.이 시스템은 D로 시작하는 기호, 스펙트럼의 주요 특징을 설명하는 문자, 스펙트럼의 보조 특징을 설명하는 선택적 문자 시퀀스(인접한 표 참조), 온도 지수(나누어서 계산)로 구성된 기호로 스펙트럼을 분류합니다.유효 온도 에 따라 50 ~400K 입니다. 예를 들어, 스펙트럼에 He I 선만 있고 유효 온도가 50~  400K 인 백색 왜성은15,000K 는 DB3으로 분류될 수 있으며, 온도 측정 정밀도가 보장된다면 DB3.5로 분류될 수 있습니다. 마찬가지로, 편극 자기장을 가진 백색 왜성은  유효 온도 가17,000  K , 그리고 수소 특징을 가진 He I 선이 지배하는 스펙트럼을 통해 DBAP3로 분류할 수 있습니다. 정확한 분류가 불확실한 경우 "?" 및 ":" 기호를 사용할 수도 있습니다. ^{[ 24 ] [ 67 ]}

주요 분광 분류가 DA인 백색 왜성은 수소가 지배적인 대기를 가지고 있습니다. 이들은 관측된 모든 백색 왜성의 약 80%를 차지하며 대부분을 차지합니다. ^{[ 69 ]} 그 다음으로는 DB로 약 16%를 차지합니다. ^{[ 27 ]} 위의 뜨거운15,000  K , DQ 등급(약 0.1%) 은 탄소가 지배적인 대기를 가지고 있습니다. ^{[ 102 ]} DB, DC, DO, DZ, 그리고 차가운 DQ 등급은 헬륨이 지배적인 대기를 가지고 있습니다. 탄소와 금속이 존재하지 않는다고 가정할 때, 어떤 분광 분류가 나타나는지는 유효 온도에 따라 달라집니다. 약100,000K  에서​​45,000  K 에서 스펙트럼은 DO로 분류되며, 단일 이온화된 헬륨이 지배적입니다.30,000K  에서​​12,000K 에서는 스펙트럼이 DB로 나타나 중성 헬륨선을 나타내고 그 이하에서는  약12,000K 에서는 스펙트럼이 특징이 없고 DC로 분류됩니다. ^{[ 59 ]}  : ^{§2.4  [ 69 ]}

일부 백색 왜성 대기 스펙트럼에서 분자 수소( H _{2 )가 감지되었습니다.} ^{[ 103 ]} 이론적 연구에 따르면 일부 유형의 백색 왜성에는 별 코로나가 있을 수 있지만 코로나가 가장 쉽게 감지되는 X선 및 전파 파장에서의 검색은 실패했습니다. ^{[ 104 ] [ 105 ]}

몇몇 백색 왜성은 한 면이 수소로 지배되고 다른 면이 헬륨으로 지배되는 불균일한 대기를 가지고 있는 것으로 관찰되었습니다. ^{[ 106 ]}

백색 왜성의 약 25~33%는 스펙트럼에 금속 선을 가지고 있는데, 이는 백색 왜성의 모든 무거운 원소가 별의 수명의 극히 일부에 불과한 별의 내부로 가라앉아야 하기 때문에 주목할 만한 것입니다. ^{[ 107 ]} 금속이 풍부한 백색 왜성에 대한 우세한 설명은 최근에 암석질 미행성을 집적했다는 것입니다 . ^{[ 107 ]} 집적된 물체의 대량 구성은 금속 선의 강도로 측정할 수 있습니다.예를 들어, 백색 왜성 Ton 345에 대한 2015년 연구에서는 그 금속 풍부도가 점근 거성 가지 단계 동안 모항성의 바람에 의해 맨틀이 침식된 분화된 암석질 행성의 금속 풍부 도와 일치한다고 결론지었습니다 . ^{[ 108 ]}

영어: 1947년 PMS Blackett 은 표면 강도가 약 100만 가우스 (100  테슬라 )인 백색 왜성의 자기장을 예측했는데 , 이는 그가 제안한 물리 법칙의 결과로, 대전되지 않은 회전하는 물체는 각운동량 에 비례하는 자기장을 생성해야 한다는 것입니다 . ^{[ 109 ]} 때때로 Blackett 효과 라고도 불리는 이 가정된 법칙은 일반적으로 받아들여지지 않았고, 1950년대에는 Blackett조차도 이 법칙이 반박되었다고 느꼈습니다. ^{[ 110 ] : 39–43} 1960년대에 백색 왜성은 전구별 단계에서 존재했던 총 표면 자기 플럭스가 보존되어 자기장을 가질 수 있다고 제안되었습니다 . ^{[ 111 ]} 전구별에서 약 100가우스(0.01T) 의 표면 자기장은 따라서 약  별의 반경이 100배 줄어들면 100 × 100 ^{2 = 100만 가우스(100 T)가 됩니다. [ 98 ] : §8  [ 112 ] : 484} 발견된 최초의 자기 백색 왜성은 GJ 742 ( GRW +70 8247 로도 알려짐 )로, 1970년 James Kemp, John Swedlund, John Landstreet, Roger Angel 이 원형 편광 빛 을 방출하여 자기장을 가지고 있다는 것을 확인했습니다 . ^{[ 113 ]} 표면 자기장이 약 3억 가우스(30 kT)인 것으로 생각됩니다. ^{[ 98 ] : §8}

1970년 이래로 200개가 넘는 백색 왜성에서 자기장이 발견되었습니다.2 × 10 ³ ~10 ⁹  가우스(0.2 T ~ 100 kT). ^{[ 114 ]} 현재 알려진 자기 백색 왜성의 대부분은 저분해능 분광법을 통해 식별되며, 이를 통해 1 메가가우스 이상의 자기장이 존재함을 알 수 있습니다. 따라서 기본적인 식별 과정에서 때때로 자기장이 발견되기도 합니다. ^{[ 115 ]} 백색 왜성의 자기장은 스펙트럼 선 없이도 광대역 원형 편광 측정 기술을 사용하거나 전자 사이클로트론 메이저 를 통해 전파 방출 주파수를 측정하여 측정할 수도 있습니다 . ^{[ 105 ]} 백색 왜성의 최소 10%가 100만 가우스(100 T)를 초과하는 자기장을 가지고 있다고 추정됩니다. ^{[ 116 ] [ 117 ]} 백색 왜성의 자기장은 이온 결합 과 공유 결합 외에도 수직 상자성 결합 이라는 새로운 유형 의 화학 결합 의 존재를 허용할 수 있지만 이러한 방식으로 결합된 분자를 감지하는 것은 어려울 것으로 예상됩니다. ^{[ 118 ]}

이중성계 AR Scorpii 의 고도로 자화된 백색 왜성은 2016년에 중성자별이 아닌 백색 왜성인 밀집 천체를 가진 최초의 펄사 로 확인되었습니다 . ^{[ 119 ]} 두 번째 백색 왜성 펄사는 2023년에 발견되었습니다. ^{[ 120 ]}

영어: 초기 계산에서는 광도가 약 10초 주기로 변하는 백색 왜성이 있을 수 있다고 제안했지만 1960년대의 검색에서는 이를 관찰하지 못했습니다. ^{[ 98 ] : §7.1.1  [ 123 ]} 발견된 최초의 가변 백색 왜성은 HL Tau 76 이었습니다 . 1965년과 1966년에 발견되었으며 약 12.5분 주기로 변하는 것으로 관찰되었습니다. ^{[ 124 ]} 이 주기가 예상보다 긴 이유는 HL Tau 76의 가변성이 알려진 다른 맥동 가변 백색 왜성과 마찬가지로 비방사형 중력파 맥동에서 발생하기 때문입니다. ^{[ 98 ] : §7} 알려진 맥동 백색 왜성 유형에는 수소가 지배적인 대기와 분광형 DA를 갖는 HL Tau 76을 포함한 DAV 또는 ZZ Ceti 별이 있습니다. ^{[ 98 ] : 891, 895} DBV 또는 V777 Her 별, 헬륨이 지배하는 대기와 분광형 DB를 갖습니다. ^{[ 69 ] : 3525} 및 GW Vir 별 , 때때로 DOV 및 PNNV 별로 세분되며 헬륨, 탄소 및 산소가 지배적인 대기를 갖습니다. ^{[ 122 ] [ 125 ]} GW Vir 별은 엄밀히 말해서 백색 왜성이 아니지만 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램 에서 점근 거성 가지와 백색 왜성 영역 사이 에 위치한 별입니다 . 이를 백색 왜성 이전 이라고 합니다 . ^{[ 122 ] [ 126 ]} 이러한 변수는 모두 수백에서 수천 초 주기의 진동 모드가 중첩되어 발생하는 광 출력의 작은(1%–30%) 변화를 보입니다. 이러한 변화를 관찰하면 백색 왜성의 내부에 대한 항성진동학적 증거가 제공됩니다. ^{[ 127 ]}

백색 왜성은 질량이 약 0.07~10 M☉ _인 주계열성의 항성  진화 의 종착점을 나타내는 것으로 여겨진다 . ^{[ 4 ] [ 10 ]} 생성되는 백색 왜성의 구성은 별의 초기 질량에 따라 달라진다. 은하계 모델에 따르면 우리 은하에는 약 1,000억 개의 백색 왜성이 있는 것으로 추정된다. ^{[ 128 ]}

주계열성의 질량이 태양 질량의 약 절반보다 작으면 결코 핵에서 헬륨을 점화하고 융합시킬 만큼 뜨거워지지 않습니다. ^{[ 129 ]} 우주의 나이( 약 138억 년) 를 상당히 초과하는 수명 동안 ^{[ 130 ]} 이러한 별은 결국 모든 수소를 태우고 잠시 동안 청색 왜성이 된 후 주로 헬륨-4 핵 으로 구성된 헬륨 백색 왜성으로서의 진화를 마칠 것으로 생각됩니다 . ^{[ 131 ]} 이 과정이 매우 오랜 시간이 걸리기 때문에 이것이 관찰된 헬륨 백색 왜성의 기원이라고 생각되지 않습니다. 오히려 이들은 대부분 이중성계에서 질량 손실의 산물이라고 생각됩니다. ^{[ 5 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 132 ] [ 133 ] [ 134 ]} 이중성계의 일부가 아닌 헬륨 백색 왜성을 설명하기 위한 제안에는 대형 행성 동반성으로 인한 질량 손실, 초신성으로 폭발하는 동반성에 의해 물질이 벗겨지는 별, 다양한 유형의 별 합병이 포함됩니다. ^{[ 135 ] [ 136 ]}

주계열성의 질량이 0.5~8  M☉ 이면 ^{[ 129 ] [} 137 ^] 핵은 삼중 알파 과정을 통해 헬륨을 탄소와 산소로 융합할 수 있을 만큼 충분히 뜨거워지지만 ^탄소 를 네온 으로 융합 할 만큼 충분히 뜨거워지지는 않습니다 _. 핵융합 반응을 겪는 기간이 끝나갈 무렵, 이러한 별은 핵융합 반응을 겪지 않는 탄소-산소 핵을 가지게 되며, 이 핵은 헬륨을 연소하는 내부 껍질과 수소를 연소하는 외부 껍질로 둘러싸여 있습니다. 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 점근 거성 가지에 위치합니다. 그런 다음 외부 물질의 대부분을 방출하여 행성상 성운을 만들고 탄소-산소 핵만 남게 됩니다. 이 과정으로 인해 관찰되는 백색 왜성의 대부분을 형성하는 탄소-산소 백색 왜성이 생성됩니다. ^{[ 132 ] [ 138 ] [ 139 ]}

질량이 1보다 큰 백색 왜성1.05  M☉ _크기의 백색왜성은 초거대질량 백색왜성이라고 합니다. 단일별계에서 형성될 경우, 산소-네온 핵을 가질 것으로 예상됩니다. 그러나 초거대질량 백색왜성의 상당 부분(약 20%)은 백색왜성 병합을 통해 형성됩니다. 이 경우, 탄소-산소로 구성된 초거대질량 백색왜성이 생성됩니다. ^{[ 140 ]}

별이 충분히 거대하다면, 결국 핵은 탄소를 네온으로 융합할 만큼 충분히 뜨거워지고, 그다음 네온을 철로 융합할 수 있을 만큼 뜨거워질 것입니다. 그러한 별은 백색 왜성이 되지 않을 것입니다. 왜냐하면 처음에는 전자 퇴화 압력에 의해 지탱되는 중앙의 비융합 핵의 질량이 결국 퇴화 압력으로 지탱할 수 있는 가장 큰 질량을 초과하기 때문입니다. 이 시점에서 별의 핵은 붕괴 하고 핵 붕괴 초신성 으로 폭발하여 중성자별, 블랙홀 또는 더 이국적인 형태의 밀집 별의 잔해를 남길 것입니다 . ^{[ 10 ] [ 141 ]} 아마도 8~10 M☉ 정도의 _일부 주계열성은  탄소를 네온과 마그네슘으로 융합 할 만큼 충분히 거대하지만 네온을 융합 할 만큼 거대하지 않을 수 있습니다 . 이러한 별은 핵이 붕괴되지 않고 초신성 으로 별을 날려버릴 정도로 격렬하게 핵융합이 진행되지 않는다면 주로 산소 , 네온, 마그네슘 으로 구성된 잔여 백색 왜성을 남길 수 있습니다 . ^{[ 142 ] [ 137 ]} 이러한 유형일 수 있는 백색 왜성이 몇 개 확인되었지만 이러한 존재에 대한 대부분의 증거는 ONeMg 또는 네온 신성이라고 하는 신성에서 나옵니다. 이러한 신성 의 스펙트럼은 네온, 마그네슘 및 기타 중간 질량 원소가 풍부하게 나타나며 이는 산소-네온-마그네슘 백색 왜성에 물질이 강착된 것으로만 설명할 수 있는 것으로 보입니다. ^{[ 6 ] [ 143 ] [ 144 ]}

백색 왜성에 의한 헬륨 강착을 수반하는 Iax형 초신성은 이러한 유형의 항성 잔해가 변형되는 경로로 제안되었습니다. 이 시나리오에서 Ia형 초신성에서 발생하는 탄소 폭발은 백색 왜성을 파괴하기에는 너무 약하여 질량의 작은 부분만 분출물로 방출하지만, 종종 좀비 별로 알려진 별을 초고속 별 의 고속으로 만드는 비대칭 폭발을 생성합니다 . 실패한 폭발에서 처리된 물질은 백색 왜성에 의해 다시 강착되고 철 과 같은 가장 무거운 원소는 중심부로 떨어져 축적됩니다. ^{[ 145 ]} 이러한 철-핵 백색 왜성은 비슷한 질량의 탄소-산소 백색 왜성보다 작을 것이며, 그보다 더 빨리 식고 결정화될 것입니다. ^{[ 146 ]}

백색 왜성은 일단 형성되면 안정적이며 일반적으로 거의 무한정 계속 식어서 결국 흑색 왜성이 됩니다.우주 가 ​​계속 확장한다고 가정하면 ^{10⁻¹⁻년} 에서 10⁻¹⁻ ^년 안에 은하 의 별들이 은하 간 공간으로 빠져나가면서 증발할 것으로 생각 됩니다. ^{[ 147 ] : §IIIA} 백색 왜성은 일반적으로 은하 분산을 견뎌내야 하지만, 가끔씩 백색 왜성 간의 충돌로 새로운 융합 별(예: 극단적인 헬륨 별 ) ^{[ 148 ]} 이나 Ia형 초신성 으로 폭발할 초찬드라세카르 질량 백색 왜성이 생성될 수 있습니다 . ^{[ 147 ] : §§IIIC, IV}

백색 왜성의 수명은 적어도 10⁻³⁻~10⁻³⁻년으로 알려진 ^양성자 의 ^가상 수명 과 비슷한 것으로 생각됩니다 . 일부 대통일 이론에서는 양성자 수명이 ^10⁻³⁻ ~10⁻³⁻ 년 사이라고 예측합니다 . 이러한 이론이 타당하지 않더라도 양성자는 복잡한 핵반응이나 가상 블랙홀을 포함하는 양자 중력 과정을 통해 붕괴될 수 있으며 , 이 경우 수명은 ^{10⁻²⁻ 년} 을 넘지 않을 것으로 추정됩니다 . 양성자가 붕괴되면 백색 왜성의 질량은 핵이 붕괴되면서 시간이 지남에 따라 매우 느리게 감소하여 퇴화되지 않는 물질 덩어리가 될 만큼 충분한 질량을 잃고 마침내 완전히 사라집니다. ^{[ 147 ] : §IV}

백색 왜성은 동반성에 의해 흡수되거나 증발될 수도 있는데, 이로 인해 백색 왜성은 엄청난 질량을 잃어 행성 질량 천체 가 됩니다. 그 결과, 이전의 동반성(현재는 모항성)을 공전하는 천체는 헬륨 행성 이나 다이아몬드 행성이 될 수 있습니다 . ^{[ 149 ] [ 150 ] [ 151 ]}

백색왜성의 항성계 와 행성계는 모항성으로부터 유전되며, 다양한 방식으로 백색왜성과 상호작용할 수 있습니다. 백색왜성이 잔존 행성계를 가지고 있다는 증거는 여러 가지가 있습니다.

잔여 행성계의 가장 흔한 관찰 가능한 증거는 금속 흡수선 으로 인한 백색 왜성의 스펙트럼 오염입니다 . 백색 왜성의 27~50%는 금속으로 오염된 스펙트럼을 보이지만 ^{[ 154 ]} 이러한 중원소는 백색 왜성 대기보다 더 차가운 곳에 침전됩니다.20,000  K. 가장 널리 받아들여진 가설은 이 오염이 조석에 의해 파괴된 암석체에서 비롯된다는 것입니다 . [ 155 ^{] [ 156 ] 금속 으로} 오염된 백색 왜성을 처음 관찰한 것은 1917년 마운트 윌슨 천문대 에서 반 마넨 ^{[ 17 ]} 이었으며, 현재는 천문학에서 외계 행성 의 첫 번째 증거로 인정받고 있습니다 . ^{[ 157 ]} 백색 왜성 반 마넨 2는 대기에 철, 칼슘 , 마그네슘을 보여주지만 ^{[ 158 ]} 반 마넨은 칼슘 H선과 K선을 기준으로 가장 희미한 F형 별로 잘못 분류했습니다 . ^{[ 159 ]} 백색 왜성의 질소 는 태양계 외 카이퍼 벨트 천체 의 질소 얼음에서 비롯된 것으로 생각되고 , 리튬은 강착된 지각 물질에서 비롯된 것으로 생각되며, 베릴륨은 외계 위성 에서 비롯된 것으로 생각됩니다 . ^{[ 157 ]}

덜 흔하게 관찰되는 증거는 약 1%-4%의 백색 왜성에서 발견되는 평평하고 광학적으로 두꺼운 파편 디스크로 인한 적외선 과잉입니다. ^{[ 156 ]} 적외선 과잉이 있는 최초의 백색 왜성은 1987년 Zuckerman과 Becklin이 Giclas 29-38 주위의 근적외선에서 발견했으며 ^{[ 160 ]} 나중에 파편 디스크로 확인되었습니다. ^{[ 161 ]} 백색 왜성은 다음보다 더 뜨겁습니다 .27,000K 는 암석질 천체를 조석적으로 파괴하여 형성된 모든 먼지를 승화시켜 파편  원반 의 형성을 방지합니다. 더 차가운 백색 왜성에서는 암석질 천체가 로슈 반경 근처에서 조석적으로 파괴되어 포인팅-로버트슨 항력 에 의해 원형 궤도로 강제 이동될 수 있는데, 이는 질량이 작은 백색 왜성일수록 더 강합니다. 포인팅-로버트슨 항력은 또한 먼지가 백색 왜성 쪽으로 점점 더 가까이 궤도를 그리게 하여 결국 승화하고 원반은 사라지게 합니다. 파편 원반은 27,000K보다 더 뜨거운 백색 왜성의 경우 약 수백만 년의 수명을 가집니다.10,000  K. 더 차가운 백색 왜성 은 수천만 년에 달하는 원반 수명을 가질 수 있으며 이는 두 번째 암석체를 조석적으로 파괴하고 백색 왜성 주위에 두 번째 원반을 형성하기에 충분한 시간입니다. 예를 들어 LSPM J0207+3331 주위 의 두 고리가 있습니다 . ^{[ 162 ]}

행성계에 대한 관측 가능한 증거 중 가장 흔하지 않은 것은 주요 행성이나 소행성입니다. 백색 왜성 주변에서는 소수의 거대 행성과 소수의 소행성만이 알려져 있습니다. ^{[ 163 ] [ 164 ]}

외계 행성 궤도는 WD 1856+534입니다.

( NASA; 비디오; 2:10 )

영어: NASA의 스피처 우주 망원경이 헬릭스 성운 의 중심별에 대해 적외선 분광 관측을 한 결과 혜성 충돌로 인해 발생할 수 있는 먼지 구름이 존재한다는 것을 시사합니다. 여기에서 떨어지는 물질이 중심별에서 X선을 방출할 가능성이 있습니다. ^{[ 165 ] [ 166 ]} 마찬가지로 2004년에 이루어진 관측에서는 어린(약 5억 년 전에 AGB 조상에서 형성된 것으로 추정) 백색 왜성 G29-38 주위에 먼지 구름이 존재함을 나타냈는데, 이는 백색 왜성 근처를 지나가는 혜성 의 조석 파괴로 생성되었을 수 있습니다 . ^{[ 161 ]} 백색 왜성 대기의 금속 함량을 기반으로 한 일부 추정에서는 적어도 15%가 행성이나 소행성 , 또는 적어도 그 파편에 의해 공전될 수 있다고 생각합니다. ^{[ 167 ]} 또 다른 제안된 아이디어는 백색 왜성 이 별의 적색 거성 단계를 견뎌냈지만 바깥층을 잃은 암석 행성 의 벗겨진 핵에 의해 공전할 수 있다는 것입니다.그리고 그 행성 잔해는 금속 으로 만들어졌을 가능성이 높으므로 백색 왜성의 자기장 과의 상호 작용의 특징을 찾아 감지하려고 시도할 수 있습니다 . ^{[ 168 ]} 백색 왜성이 먼지로 오염되는 방식에 대한 다른 제안된 아이디어에는 행성에 의한 소행성의 산란 ^{[ 169 ] [ 170 ] [ 171 ]} 또는 행성-행성 산란이 포함됩니다. ^{[ 172 ]} 모행성에서 외계 위성이 해방 되면 백색 왜성이 먼지로 오염될 수 있습니다. 해방으로 인해 소행성이 백색 왜성 쪽으로 흩어지거나 외계 위성 이 백색 왜성의 로슈 반경 으로 흩어질 수 있습니다 . ^{[ 173 ]} 이중성계에서 백색 왜성의 오염 메커니즘도 이러한 시스템에 주요 행성이 없을 가능성이 더 높기 때문에 탐구되었지만 이 아이디어는 단일 백색 왜성 주변의 먼지 존재를 설명할 수 없습니다. ^{[ 174 ]} 오래된 백색 왜성은 먼지 축적의 증거를 보여주지만 먼지가 많은 적외선 과잉을 가진 ~10억 년 이상 또는 >7000K의 백색 왜성은 감지되지 않았습니다. ^{[ 175 ]}2018년 LSPM J0207+3331이 발견되기 전까지는, 이 백색왜성의 냉각 연령은 약 30억 년이었습니다. 이 백색왜성은 두 개의 먼지 성분을 보이는데, 이는 온도가 서로 다른 두 개의 고리로 설명됩니다. ^{[ 156 ]}

백색 왜성 주변의 행성계를 감지하는 또 다른 가능한 방법은 전파 방출을 이용하는 것입니다. 2004년과 2005년에 AJ Willes와 K. Wu는 외계 행성이 백색 왜성의 자기권을 통과할 때 백색 왜성의 자기극에서 오로라 전파 방출을 생성할 수 있다는 가설을 세웠습니다. 이는 이오가 목성의 전파 방출을 자극하는 방식과 유사합니다. 연구진은 아레시보 전파 망원경을 이용하여 9개의 백색 왜성에서 그러한 전파 방출을 탐색했지만, 아직까지 발견되지 않았습니다. ^{[ 105 ]}

금속이 풍부한 백색 왜성 WD 1145+017은 별을 통과하는 붕괴하는 소행성을 동반한 최초의 백색 왜성입니다. ^{[ 176 ] [ 177 ]} 소행성의 붕괴로 인해 별 앞을 4.5시간마다 지나가는 파편 구름이 생성되어 별의 광학적 밝기가 5분 동안 희미해집니다. ^{[ 177 ]} 통과 깊이는 매우 다양합니다. ^{[ 177 ]}

거대 행성 WD J0914+1914b는 뜨거운 백색 왜성의 강력한 자외선에 의해 증발 하고 있습니다 . 증발된 물질의 일부는 백색 왜성 주변의 기체 원반에 강착되고 있습니다. 백색 왜성의 스펙트럼에서 약한 수소선을 비롯한 다른 선들은 거대 행성의 존재를 보여주었습니다. ^{[ 178 ]}

백색 왜성 WD 0145+234는 NEOWISE 데이터 에서 중적외선 영역에서 밝아지는 모습을 보입니다 . 2018년 이전에는 관측되지 않았던 이 밝아짐은 외계 소행성 의 조석 붕괴 때문일 가능성이 있으며 , 이러한 현상이 관측된 것은 이번이 처음입니다. ^{[ 179 ]}

WD 1856+534 는 백색 왜성을 공전하는 것으로 관찰된 최초의 주요 통과 행성이며, 2023년 현재까지 그러한 유일한 사례로 남아 있습니다. ^{[ 180 ] [ 181 ]} 마이크로렌즈 현상 덕분에 발견된 백색 왜성인 MOA-2010-BLG-477L 도 거대 행성을 가지고 있는 것으로 알려져 있습니다. ^{[ 182 ] [ 164 ]}

GD 140 과 LAWD 37은 히파르코스 -가이아 고유 운동 의 이상으로 인해 거대 외계 행성을 가지고 있을 것으로 의심됩니다 . GD 140의 경우 목성보다 몇 배 더 무거운 행성으로 의심되고 LAWD 37의 경우 목성보다 가벼운 행성으로 의심됩니다. ^{[ 183 ] [ 184 ]} 또한 WD 0141-675는 가이아 천체 측정법에 근거하여 궤도 주기가 33.65일인 초대목성을 가지고 있을 것으로 의심되었습니다. 이는 WD 0141-675가 금속으로 오염되어 있고 금속으로 오염된 백색 왜성은 오랫동안 소행성의 궤도를 방해하여 오염을 일으키는 거대 행성을 품고 있을 것으로 의심되어 왔기 때문에 주목할 만한 일입니다. ^{[ 185 ]} GD 140과 WD 0141은 모두 행성에 의해 발생한 적외선 과잉을 감지하기 위해 주기 2에서 JWST 로 관찰될 것입니다 . ^{[ 186 ]} WD 0141-675의 행성 후보는 소프트웨어 오류로 인해 발생한 거짓 양성으로 밝혀졌습니다. ^{[ 187 ]}

표면 온도가 1000만km 미만인 백색 왜성 주위를 도는 지구와 유사한 가상 행성의 이동 에 대한 탐색이 제안되었습니다.10,000K . 이러한 별들은 약 0.005~0.02 AU 거리에 30억 년 이상 지속될 수 있는 생명체 거주 가능 영역을 가질 수 있습니다 .  이는  매우 가까워서 생명체 거주 가능한 행성이라면 조석 고정될 것입니다  . 백색 왜성 의 크기는 행성과 비슷하므로 이러한 종류의 통과는 강력한 일식을 발생시킬 것입니다 . ^{[ 188 ]}

최근 연구는 이러한 가설적 행성들이 모항성 주위를 근접 궤도로 공전하면 온실 효과를 유발하여 거주 불가능하게 만들 수 있는 강력한 조석력 에 노출될 것이라는 점을 감안할 때 이 아이디어에 대한 의문을 제기합니다 . ^{[ 189 ]} 이 아이디어에 대한 또 다른 제약은 이러한 행성의 기원입니다. 백색 왜성을 둘러싼 강착 원반 에서의 형성을 제외하면 , 행성이 이러한 종류의 별 주위를 근접 궤도로 공전하는 데는 두 가지 방법이 있습니다. 적색 거성 단계에서 별에 삼켜진 후 나선형으로 안쪽으로 이동하는 것, 또는 백색 왜성이 형성된 후 안쪽으로 이동하는 것입니다. 전자의 경우는 질량이 작은 천체의 경우 별에 흡수되어 살아남을 가능성이 낮기 때문에 타당하지 않습니다. 후자의 경우, 행성은 백색 왜성과의 조석 상호작용을 통해 열과 같은 많은 궤도 에너지를 방출해야 하므로 거주 불가능한 불씨로 끝날 가능성이 높습니다. ^{[ 190 ]}

백색 왜성이 이중성계에 있고 동반성으로부터 물질을 흡수하는 경우 신성 및 Ia형 초신성을 포함한 다양한 현상이 발생할 수 있습니다. 또한 표면에서 융합을 유지할 만큼 빠르게 동반성으로부터 물질을 흡수할 수 있는 경우 초연성 X선원이 될 수도 있습니다 . ^{[ 191 ]} 한편, 조석 상호 작용 및 별-원반 상호 작용과 같은 이중성계의 현상은 자기장에 의해 완화되거나 그렇지 않은 경우 흡수하는 백색 왜성의 회전에 작용합니다. 사실, (확실히 알려진) 가장 빠르게 회전하는 백색 왜성은 이중성계의 구성원입니다(가장 빠른 것은 CTCV J2056-3014에 있는 백색 왜성입니다). ^{[ 192 ]} 두 개의 백색 왜성의 근접 이중성계는 각운동량을 잃고 중력파 의 형태로 에너지를 방출 하여 별이 합쳐질 때까지 상호 궤도가 꾸준히 줄어들 수 있습니다. ^{[ 193 ] [ 194 ]}

고립된 비회전 백색 왜성의 질량은 ~1.4  M☉ 의 찬드라세카르 한계 _를 초과할 수 없습니다 . 이 한계는 백색 왜성이 빠르고 불균일하게 회전하는 경우 증가할 수 있습니다. ^{[ 195 ]} 이중성 계 의 백색 왜성은 동반성으로부터 물질을 흡수하여 질량과 밀도를 모두 증가시킬 수 있습니다. 질량이 찬드라세카르 한계에 접근하면 이론적으로 백색 왜성에서 핵융합이 폭발적으로 점화되거나 중성자별로 붕괴될 수 있습니다. ^{[ 49 ]}

Ia형 초신성 의 전구체 시스템을 설명할 수 있는 두 가지 모델이 있습니다 . 단일 축퇴 모델 과 이중 축퇴 모델입니다 . 단일 축퇴 모델 에서 탄소-산소 백색 왜성은 질량을 모으고 축퇴하지 않은 동반성에서 질량을 끌어와 핵을 압축합니다. ^{[ 196 ] :14 질량} 이 찬드라세카르 한계에 접근함에 따라 핵의 압축 가열로 인해 탄소 융합이 점화된다고 믿어집니다. [ 196 ] 백색 왜성 은 ^{열 압력 대신} 양자 축퇴 압력으로 중력에 대해 지지되기 때문에 별의 내부에 열을 추가하면 온도는 증가하지만 압력은 증가하지 않으므로 백색 왜성은 팽창하여 식지 않습니다.오히려 증가된 온도는 스스로를 먹이로 하는 폭주 과정에서 융합 반응의 속도를 가속화합니다. 열핵 불꽃은 몇 초 안에 백색 왜성의 대부분을 소모하여 별을 소멸시키는 Ia형 초신성 폭발을 일으킵니다. ^{[ 1 ] [ 196 ] [ 197 ]} Ia형 초신성의 또 다른 가능한 메커니즘인 이중 축퇴 모델 에서는 이중계에 있는 두 개의 탄소-산소 백색 왜성이 병합하여 찬드라세카르 한계 보다 더 큰 질량을 가진 물체를 생성하고 이때 탄소 융합이 점화됩니다. ^{[ 196 ] : 14} 두 경우 모두 백색 왜성은 Ia형 초신성 폭발에서 살아남지 못할 것으로 예상됩니다. ^{[ 198 ]}

단일 축퇴 모델은 Ia형 초신성에 대한 선호되는 메커니즘이었지만, 현재는 관측 결과 이중 축퇴 모델이 더 가능성 있는 시나리오로 여겨진다. 백색 왜성-백색 왜성 합병의 예측 속도는 Ia형 초신성의 속도와 비슷하며, Ia형 초신성의 스펙트럼에서 수소가 부족한 이유를 설명할 수 있다. ^{[ 199 ]} Ia형 초신성의 주요 메커니즘은 여전히 ​​미해결 문제이다. ^{[ 200 ]} 단일 축퇴 시나리오에서 백색 왜성에 대한 강착 속도는 백색 왜성 표면에서 수소 연소가 안정되도록 질량에 따라 좁은 범위 내에 있어야 한다. 강착 속도가 너무 낮으면 백색 왜성 표면의 신성이 강착된 물질을 날려 버릴 것이다. 강착 속도가 너무 높으면 백색 왜성이 확장되고 백색 왜성과 동반성이 공통 봉투에 들어가게 된다. 이것은 백색 왜성의 성장을 멈추어 찬드라세카르 한계에 도달하여 폭발하는 것을 방지합니다. ^{[ 199 ]} 단일 축퇴 모델의 경우 동반성이 살아남을 것으로 예상되지만 Ia형 초신성 근처에서 그러한 별이 있다는 강력한 증거는 없습니다. ^{[ 198 ]} 이중 축퇴 시나리오에서 백색 왜성은 매우 가까운 이중성에 있어야 합니다.그렇지 않으면 그들의 나선 시간이 우주의 나이 보다 길어집니다.또한 Ia형 초신성 대신 두 백색 왜성이 합병하여 핵 붕괴가 일어날 가능성이 높습니다.백색 왜성이 물질을 빠르게 축적함에 따라 핵은 중심에서 벗어나 점화될 수 있으며, 이는 중성자별을 생성할 수 있는 중력 불안정성을 초래합니다 . ^{[ 198 ]}

역사적으로 밝은 SN 1006은 백색 왜성에서 나온 Ia형 초신성으로 생각되며, 아마도 두 백색 왜성이 합쳐진 것일 수 있습니다. ^{[ 201 ]} 1572년 티코의 초신성 도 Ia형 초신성이었고, 그 잔해가 발견되었습니다. ^{[ 202 ]} 태양에서 11파섹 떨어진 백색 왜성인 WD 0810–353은 Ia형 초신성에서 분출된 초고속 폭주 초신성 일 가능성이 있지만 , 이는 논란의 여지가 있습니다. ^{[ 203 ] [ 204 ]}

공통포락체후이진(PCEB)은 백색왜성 또는 고온 준왜성 과 조석 고정이 긴 적색왜성으로 구성된 이진입니다(다른 경우에는 적색왜성이 아닌 갈색왜성일 수 있음). ^{[ 205 ]} 이러한 이진은 적색왜성이 적색거성 단계 에 휩싸일 때 형성됩니다 . 적색왜성은 공통포락체 내부를 공전 하기 때문에 더 밀도가 높은 환경에서 속도가 느려집니다. 이 느려진 궤도 속도는 적색왜성과 적색거성의 핵 사이의 궤도 거리가 감소하여 보상됩니다. 적색왜성은 핵을 향해 나선형으로 안쪽으로 이동하며 핵과 합쳐질 수 있습니다. 그렇지 않고 공통포락체가 방출되면 이진은 백색왜성과 적색왜성으로 구성된 가까운 궤도에 도달합니다. 이러한 유형의 이진을 공통포락체후이진이라고 합니다. PCEB의 진화는 두 왜성이 자기 브레이크 와 중력파 방출로 인해 점점 더 가까이 공전함에 따라 계속됩니다. 그러면 이 쌍성은 고자기 백색 왜성, 백색 왜성 펄서, 이중 축퇴 쌍성 또는 Ia형 초신성 등 여러 가지 극적인 결과 중 하나로 진화할 수 있습니다. ^{[ 206 ] [ 207 ]} PCEB는 어느 시점에서 대격변광성 으로 진화할 수 있으므로 , 그중 일부는 대격변광성 이전 변광성이라고도 합니다. ^{[ 208 ] [ 185 ]}

물질의 강착으로 백색 왜성이 찬드라세카르 한계에 가까워지기 전에, 표면에 있는 강착된 수소가 풍부한 물질이 수소 융합 에 의해 구동되는 덜 파괴적인 유형의 열핵 폭발에서 발화할 수 있습니다 . 이러한 표면 폭발은 백색 왜성의 핵이 손상되지 않는 한 반복될 수 있습니다. 이 약한 종류의 반복적인 격변적 현상을 (고전적) 신성이라고 합니다. 천문학자들은 또한 고전적 신성보다 더 작고 빈번한 광도 피크를 갖는 왜성 신성을 관찰했습니다 . 이것은 융합으로 인한 에너지 방출 보다는 강착 디스크 의 일부가 별에 붕괴될 때 중력 위치 에너지가 방출되어 발생하는 것으로 생각됩니다. 일반적으로 항성 동반성에서 물질을 강착하는 백색 왜성이 있는 이중계를 격변 변광성 이라고 합니다 . 신성 및 왜소신성 외에도 극성 및 중간 극성 변광성을 포함하여 이러한 변광성의 여러 다른 클래스가 알려져 있으며 , 두 변광성 모두 고도로 자기적인 백색 왜성을 특징으로 합니다. ^{[ 1 ] [ 196 ] [ 209 ] [ 210 ]} 핵융합 및 강착으로 구동되는 대격변 변광성은 모두 X선 소스로 관찰되었습니다. ^{[ 210 ]}

다른 이중성에는 주계열성 (또는 거성)과 백색 왜성 으로 구성된 이중성이 포함됩니다 . 이중성 시리우스 AB는 이 유형의 대표적인 쌍입니다. ^{[ 211 ]} 백색 왜성은 백색 왜성으로만 구성된 이중성 또는 다중성계로도 존재할 수 있습니다. 분해된 삼중 백색 왜성계의 예로는 Gaia DR2 데이터 로 발견된 WD J1953−1019가 있습니다. ^{[ 212 ]} 흥미로운 분야 중 하나는 백색 왜성 주변의 잔여 행성계 에 대한 연구입니다 . 별에서 수 AU 떨어진 궤도를 도는 행성은 별의 주계열 변환 후 백색 왜성으로 살아남을 것으로 예상됩니다 . 게다가 백색 왜성은 전구체보다 훨씬 작고 그에 따라 밝기도 낮기 때문에 주위를 도는 천체보다 밝을 가능성이 적습니다. 이로 인해 백색 왜성은 외계 행성 과 갈색 왜성 에 대한 직접 이미징 탐색에 유리한 대상이 됩니다 . 직접 이미징으로 감지된 최초의 갈색 왜성은 1988년에 발견된 백색 왜성 GD 165 A 의 동반 천체였습니다. ^{[ 213 ]} 더 최근에는 백색 왜성 WD 0806−661 이 갈색 왜성 ^{[ 214 ] [ 215 ] 또는 외계 행성 [ 216 ]} 으로 다양하게 설명되는 아별 질량의 차가운 동반 천체를 가지고 있는 것으로 밝혀졌습니다 .