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백색왜성은 탄소와 산소의 주요성분으로, 일밙거으로 융합 반응으로 생성되며 융합반응을 일으키지 않기 때문에 자체 무게를 지원하는 힘을 얻을 수 없습니다. 따라서 별자체가 붕괴하고 핵 수축이 빠르게 진행되지만, 전자 변성압력은 와전히 안정되어 수축이 중간에 부착되고 밀도는 태양의 평균 밀도의 백만 배에 이릅니다. 전자 변성의 힘으로 이 밀도는 높은 상태를 유지하지만 회전하지 않는 백색 왜성은 찬드라스칼한계라고 하는 질량한계는 태양의 1.44배입니다.
백색왜성의 크기는 일반적으로 지구의 크기라고 불리지만 질량에 따라 크기가 달라질 것으로 예상하지만 일반적으로 물질과 달리 퇴화 물질로 구성되어 있기 때문에 질량의 증가는 크기를 역으로 감소시킵니다. 보고서는 찬드라 세칼 한계 이전의 최대 질량인 백색 왜성이 지름 1.600KM를 예상하고 있으며, 최소 질량의 백색 왜성은 해왕성의 크기에 해당한다며 가장 작은 별이며 가장 큰 백색 왜성으로 진화하는 것을 선호한다라고 설명 했습니다.
백색왜성의 성분은 질량에 따라 달라질 것으로 예상합니다. 태양질량의 8-10배에 해당하는 별은 산소, 네온 및 마그네슘의 주요 성분이며 태양 질량의 별은 탄소 및 산소의 기본 성분의 0.5-8배입니다. 태양 질량의 0.08-0.5배인 별은 흰색왜성이 되고 헬륨은 주요구성 요소이지만 이 수명주기는 우주시대의 이론적 천체보다 헬륨 백색 왜성보다 길다.
백색왜성의 표면 온도는 상당히 높지만, 이열은 열핵과 별의 중력 수축의 잔류 열에 의해 생성되지만, 자체 에너지를 생성하지 않습니다. 따라서 그들은 감각에 따르면, 흰색 왜성은 점점 더 차갑고 차가워지면 덜 두드러집니다. 그러나 시간이 걸리기 때문에 여전히 검은 왜성은 식별되지 않은 별을 가지고 있습니다. 이론적으로 백색 왜성은 태양 질량의 50%인 10만 K에 이르고, 주변 5K보다 낮은 흑색 왜성이 되는 시간은 우주시대를 훨씬 뛰어넘어 138억 년이 되기 때문에 현재는 흑색 왜성이 없는 것으로 평가되고 있습니다.
현재는 냉각과 자발적 에너지 생산이 아녀서 물질이 흡입되면 블랙홀이 대량의 엑스선 방출을 통해 발견되는 반면 블랙왜성은 발견되지 않으며, 지구 외출 성을 실제로 발견하는 데 사용되는 중력 렌즈 효과의 예가 있기 때문에 중력 렌즈 효과와 같은 중력 현상을 관찰하는 것이 가장 가능성이 높습니다. 그러나 대부분의 외계행성과 달리 검은 왜성은 물체를 독립적으로 제시할 가능성이 높아서 매우 특별한 경우에만 조건을 적용하는 것으로 간주합니다.
그러나 현재 발견되는 가장 차가운 백색 왜성은 태양 질량의 105%, 표면온도가 2900- 3000K인 PSR J2222-0139 B로, 이 백색 왜성은 이전에 알려진 가장 차가운 백색 왜성으로 DW 0346과 달리 펄스 성이 있습니다. 태양 질량은 15%으로 태양광 수준이라도 3천K까지 매우 빠르고 관측된 망원경의 지름이 10M에 이르는 것으로 알려졌습니다. 현재까지 알려진 것보다 더 어두워 관측할 수 있습니다. 마지막으로 이것을 관찰하기 위해 초방서 망원경을 사용하는 것은 성공적이었으며 일반적으로 태양 질량의 절반 정도이지만 우주시대에는 5000K 미만으로 형성될 수 없었습니다.