은하수 너머

백색왜성은 태양 정도의 별이 수명을 다했을 때 남기는 밀도 높은 항성 잔해입니다. 그러나 그 질량이 특정 한계를 넘으면, 더 이상 안정적으로 존재할 수 없게 되고 폭발적 붕괴, 즉 Ia형 초신성(Supernova Type Ia)으로 이어질 수 있습니다. 이 글에서는 백색왜성의 물리적 한계 질량인 찬드라세카 한계, 내부 구조와 안정성, 그리고 초신성과의 연계 과정을 이론적, 관측적 기반으로 설명합니다. 백색왜성의 구조와 찬드라세카 한계란 무엇인가 백색왜성은 중간 질량 별이 최종적으로 남기는 핵 중심 잔해로, 일반적으로 질량은 태양의 0.6~1.2배 사이, 반지름은 지구 크기 정도입니다. 이 구조는 전자 축퇴압이 중력을 막아주는 평형 구조입니다. 하지만 축퇴압은 질량이 일정 이상이면 중력을 이기지 못하고 붕괴하며, 이 임계 질량이 찬드라세카 한계입니다. - 약 1.44 M☉ (탄소-산소 백색왜성 기준) - 상대론적 축퇴 전자 기체 방정식으로 유도됨 이 한계를 넘기면 백색왜성은 안정 상태를 유지할 수 없고, 결국 폭발로 이어질 수 있습니다. 질량 증가 시 백색왜성의 운명: Ia형 초신성과의 연계 백색왜성이 질량을 얻는 주요 경로는 다음과 같습니다: 1. 적색거성 등 동반성에서 물질 흡수 (Single Degenerate) 2. 백색왜성 간 병합 (Double Degenerate) 질량이 찬드라세카 한계에 도달하면 내부에서 탄소 핵융합이 폭주 방식으로 점화되어 백색왜성 전체가 폭발하게 됩니다. 이 폭발이 Ia형 초신성으로, 대량의 니켈-56이 생성되며 이후 붕괴를 통해 광도가 유지됩니다. Ia형 초신성은 밝기와 곡선이 비교적 일정하여 표준광원으로 사용됩니다. 초신성 관측과 백색왜성 질량한계의 우주론적 의미 Ia형 초신성은 우주 거리 측정의 핵심 도구이며, 암흑에너지의 존재를 밝힌 주요 관측 근거입니다. 하지만 최근 관측에서는 다음과 같은 다양한 사례가 확인됩니다: - 초광도 SN Ia: 병합 질량 초과 사례 - 저광도 SN ...