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백색왜성은 종종 융합반응으로 생성된 탄소와 산소의 주요 구성요소이며, 융합 반응을 일으킬 수 없어서 자신의 무게를 지탱하는 힘을 얻을 수 없서서 자신의 무게를 지탱하는 힘을 얻을 수 없습니다. 따라서 별 자체가 붕괴하고 핵 수축이 빠르게 진행되지만, 전자 변성 압력은 수축이 중간에 붙어 온전하게 안정화되고 냉각되며 밀도는 태양의 평균밀도의 백만 배에 달합니다.
전자변성의 힘으로 이 밀도가 높은 상태를 유지하지만 회전하지 않는 백색왜성의 경우, 찬드라 세 칼 한계라고 불리는 질량의 한계는 태양의 1.44배입니다.
백색왜성의 크기는 종종 지구의 크기라고 불리지만, 질량에 따라 크기가 달라질 것으로 예상하지만, 보통 물질과는 달리 퇴행성 물질로 구성되어 있기 때문에 질량이 증가하면 크기가 역으로 줄어든다. 이 보고서는 찬드라 세칼 한계 이전의 최대 질량 백색 왜성은 지름 1600킬로미터로 예상되었고, 가장 작은 질량 별의 백색 왜성은 해왕성의 크기에 해당한다고 말했다. 이것은 가장 큰 백색 왜성으로 진화하는 것을 선호하는 가장 작은 별일 것입니다.
백색왜성의 성분은 질량에 따라 달라질 것으로 예상한다. 태양의 질량의 8-10배에 해당하는 별은 산소, 네온, 마그네슘의 주요 성분이고, 태양 질량의 별은 탄소와 산소의 기본 성분의 0.5배 -8배입니다. 태양 질량 0.08-0.5배의 별은 백색 왜성이 되고 헬륨이 주요 성분이지만 이러한 수명은 우주 시대의 이론적인 전체보다 더 오래 헬륨 백색 왜성에 남아있습니다.
백색왜성의 표면 온도는 상당히 높지만, 이 열은 자체 에너지를 생산하기보다는 열핵의 잔여 열과 별의 중력 수축으로 생성됩니다.
따라서 백색 왜성은 감각에 따라 점점 더 냉각 되어 다냉각된 검은 왜성이 될때 덜 두드러집니다. 그러나 시간이 오래 걸리기 때문에 검은 왜성에 의해 확인된 별은 여전히 없습니다.
이론적으로 백색 왜성은 태양 질량의 50%인 10만 K에 달하고, 그 주변 5K 미만의 혹 왜성이 되는 시간은 우주 시대를 훨씬 넘어 138억 년에 달하기 때문에 이제 흑왜성이 없는 것으로 간주한다.
현재라면 냉각과 자발적인 에너지 생산이 아니어서 찾기가 어렵다. 블랙홀은 물질이 흡입 될 때 방출되는 다량의 엑스레이를 통해 발견되며, 블랙왜성은 그렇지 않다. 실제로외계 행성을 발견하는 데 사용되는 중력 렌즈 효과의 사례가 있기 때문에 중력 렌즈효과와 같은 중력 현상의 관찰 관찰이 발견될 가능성이 가장 큽니다.
그러나 대부분의 외계 행성과는 달리 검은 왜성은 매우 특별한 경우에만 조건을 적용하는 것으로 생각됩니다. 왜냐하면, 그들은 독립적으로 물체를 제시하는 매우 확률이 높기때문입니다.
그런데 현재 발견된 가장 추운 백색 왜성은 PSR J2222-0137B로 태양의 질량 105%이며 표면 온도는 2.900- 3000K입니다. 이 백색 왜성은 이전에 알려진 가장 추은 백색왜성이며 DW03246+태양 질량의 15%와 달리 펄서를 가지고 있어 태양 수준일지라도 매우 빠르고 높은 3000K정도입니다.
현재까지는 알려진 것보다 어둡고, 관측망원경은 지름 10CM로 명시적인 관찰이 없이 관측할 수 있습니다. 마지막으로 이를 관찰하기 위해 초장 방사선망원경을 사용하는 것은 성공적일 뿐 일반적으로 태양 질량의 약 절반이지만, 현재 우주시대에는 5000K 이하로 공식화할 수 없습니다.