50건의 기사
백색왜성 대기의 '오염'은 남은 행성계에서 암석 물질이 강착된 증거로 해석되는데, 넓은 쌍성계(wide binary)에서는 행성의 중력 섭동이 이 물질 저장고에 영향을 줄 수 있다. 연구진은 시간에 따른 항성 진화와 동반성을 함께 반영한 N체 시뮬레이션으로 행성 질량을 바꿔가며 미행성체 원반의 진화를 추적했다. 질량이 작은 행성은 미행성체 저장고를 덜 효율적으로 교란해 더 많은 미행성체가 오래 살아남고, 그 결과 차가운 백색왜성 단계까지 물질 공급이 이어질 수 있었다. 반면 질량이 큰 행성은 저장고를 더 일찍 고갈시켜 후기 단계의 지속적인 오염을 막았다. 행성의 위치보다 질량이 암석 물질이 강착에 쓰일 수 있는 시간 규모를 결정하며, 오염은 경사각과 이심률이 낮은 쌍성계에서 더 자주 나타났다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
최근 규칙적인 전파 식(eclipse) 현상이 보고된 쌍성 밀리초 펄서 PSR J1928+1815는 헬륨(He)성을 동반성으로 가질 가능성이 높다고 제안됐지만, 백색왜성(WD)일 가능성도 완전히 배제되지 않았고 성간 먼지 흡수의 불확실성 때문에 근적외선·광학 관측으로는 확인이 어렵다. 연구진은 측정된 질량함수와 전파 식에서 유도한 궤도 경사각을 토대로, 동반성이 극단적으로 무거운 백색왜성(1.4 M⊙)일 경우 중력파 방출이 만드는 궤도주기 변화율이 −(6.8~9.6)×10⁻¹³ s/s라고 계산했다. 따라서 측정값이 −9.6×10⁻¹³ s/s를 넘어서면 동반성은 1.4 M⊙보다 무거운 헬륨성으로 판정할 수 있다. 다만 헬륨성이 팽창하면 조석 상호작용으로 궤도 각운동량이 헬륨성의 자전으로 전달되어 주기 변화율에 추가 기여가 생기며, 동반성이 1.0~1.6 M⊙ 헬륨성이면 예상 변화율은 −(4.9~13.5)×10⁻¹³ s/s 범위가 된다. 이 조석 효과는 특히 1.35~1.5 M⊙ 헬륨성을 확인하는 데 도움이 되며, 연구진은 동반성이 헬륨성일 때 자전감속 광도의 최대 증발 효율을 0.006으로 제한했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
중국 FAST 전파망원경 관측으로 구상성단 M10의 밀리초 펄서 PSR J1657-0406A의 타이밍 해를 구한 결과, 이 펄서는 궤도주기 약 37일, 이심률 약 0.12의 장주기·고이심률 궤도에 있는 것으로 나타났다. 근일점 이동(periastron advance)은 연간 0.00090(13)도로 측정됐으며, 일반상대성이론이 궤도 운동을 정확히 기술한다고 가정하면 전체 계의 질량은 태양질량의 2.5(6)배에 해당한다. 위치 오차 범위 내에서 광학 대응천체가 검출되지 않아 동반성이 주계열성일 가능성은 낮으며, 연구진은 궤도 이심률의 형성 경로를 고려해 헬륨 백색왜성 동반성을 선호하면서도 질량이 큰 백색왜성이나 중성자성 가능성도 완전히 배제하지는 않았다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
자기장에 의해 유도된 강착으로 금속이 풍부한 극관(polar cap)을 가진 백색왜성은 현재까지 3개만 알려져 있으며, 연구진은 추가 관측 대상 확보를 위해 자성 백색왜성 LHS 2534에 대한 관측 캠페인을 수행했다. MMT 망원경의 시간분해 분광 관측에서 Na I와 Cr I 흡수선 강도의 명확한 변동이 확인됐고, 각각 19.46시간과 19.36시간 주기로 변화해 K2 측광에서 구한 20.22시간 주기와 비슷한 값을 보였다. 연구진은 이번 결과가 분광 관측으로 이러한 변동성 천체를 탐지하고 연구할 수 있음을 보여주며, 향후 유사 천체의 시계열 관측이 이런 대기가 어떻게 형성되는지에 대한 이해를 넓혀줄 것이라고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
결정화된 쿨롱(유카와) 플라스마에서 자기확산은 공공-격자간 원자 쌍(프렌켈 쌍)의 열적 활성화 생성과 이동을 통해 진행되는데, 연구진은 분자동역학으로 변형되지 않은 결정에서 밝혀진 아이링 법칙을 변형된 결정으로 확장했다. 전단된 유카와 결정 시뮬레이션 결과, 정적 탄성 변형은 프렌켈 쌍 생성에 참여하는 영역에 추가로 저장된 탄성 에너지 때문에 확산을 지수적으로 증가시키며, 이는 D(ε)=D₀(Γ*)exp[V*σ/k_BT] 형태로 기술된다(σ=½με²은 전단 변형 ε이 저장한 탄성 에너지 밀도, V*는 활성화 부피). 전형적인 천체물리학적 차폐 조건에서는 단일 활성화 부피 N_act = n_iV* ≃ 31로 충분하며 차폐가 강할수록 값이 줄어드는데, 이는 프렌켈 쌍 생성이 진동의 열적 최대점에서 최근접 이웃들의 짧은 협동만을 필요로 함을 시사한다. 응력에 의한 확산 증대는 변형된 중성자별 지각과 결정화 중인 백색왜성 중심부에서 일어나는 크리프의 미시물리적 메커니즘을 제공한다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 일반 바리온 물질과 차가운 암흑물질이 배경 시공간을 통해 결합된 2유체 조밀천체의 평형 구조와 방사 진동에 대한 안정성을 조사했다. 일반 유체에는 핵물질 밀도에서 카이랄 유효장론과, 고밀도 영역에서 섭동적 QCD와 부합하면서 현재 천체물리 관측 자료도 만족하는 QCD 상태방정식을 사용했고(극저밀도에서는 BPS 및 Negele-Vautherin 모형으로 보완), 암흑 유체는 입자질량 2, 5, 10, 100GeV와 자기상호작용 세기 y=0.1 및 10³의 자기상호작용 페르미온 물질로 가정했다. 두 유체의 중심 압력을 넓은 범위로 훑은 결과 암흑 콤팩트 행성, 암흑 백색왜성, 암흑 중성자별, 이른바 암흑 오이스터가 존재함을 확인했으며, 이들은 2유체 유체정역학 평형 상태일 뿐 아니라 2유체 방사 진동에 대해서도 안정적이었다. 방사 안정 표본에서 각 부류가 차지하는 상대적 비중은 입자질량과 자기상호작용 세기의 조합에 크게 민감해, 일부 조합에서는 특정 부류가 표본 영역 내에서 완전히 억제되기도 했다. 또한 강한 자기반발은 조밀한 일반물질 핵과 넓게 퍼진 암흑 헤일로를 가진 암흑물질 우세 분기를 지탱했고, 일반물질 표면에서의 중력 적색이동이 2를 넘는 방사 안정 구조도 발견됐다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
폭발적 천체물리 현상 계산에 필요한 핵심 물리를 담되, 정밀 보간 데이터 테이블 대신 간결한 해석적 근사식을 사용하는 상태방정식 'SuperCrude'가 제안됐다. 넓은 매개변수 영역에서 helmeos 수준의 정확도를 보이지만, 축퇴·기체·복사의 기여가 비슷한 영역에서는 유효 단열지수 오차가 수 퍼센트, 온도 추정 오차는 수십 퍼센트 수준이다. 해석적 솔버인 덕분에 열역학적 일관성이 정확히 보장되며, 백색왜성의 열핵 폭발 등 유체역학·천체물리 시험 문제에 적용됐다. 다만 경직된(stiff) 핵반응 네트워크와 결합할 경우 helmeos와 동일한 핵합성 수율을 얻지 못해, 온도 정확도 개선이 향후 과제로 남았다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
지금까지 알려진 백색왜성 가스 원반 21개는 모두 회전하는 평평한 원반의 특징인 이중 피크(double-peaked) 방출선 프로파일을 보였다. 연구팀은 이 대신 사중 피크(quadruple-peaked) 프로파일을 나타내는 새로운 가스 원반 천체 WD J132800.85-145019.95를 발견했다고 보고했다. 이 방출선은 0.14~0.34 Rsun과 0.54~1.93 Rsun에 걸친 두 개의 분리된 가스 고리에서 비롯된 것으로, 연구팀은 수 km에서 명왕성 크기에 이르는 서로 다른 두 행성급 천체가 각 원반 안에 존재해 이런 구조가 만들어졌다고 제안했다. 안정적인 이중 원반의 발견은 기존 잔해 원반 형성·진화 모델에 새로운 과제를 제기한다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
유럽남천천문대(ESO)는 2026년 10월 27일(현지시각), 칠레의 초대형망원경(VLT)으로 백색왜성 J1328-1450 주위에서 틈을 두고 두 개의 고리로 나뉜 잔해 원반을 발견했다고 밝혔다. 백색왜성 주위 원반 자체는 이전에도 관측됐지만, 뚜렷한 틈으로 두 부분으로 나뉜 원반이 확인된 것은 이번이 처음이다. 연구진은 두 고리가 별의 격렬한 변화 과정에서 일부 살아남은 두 개의 행성급 천체에 의해 형성된 것으로 보고 있으며, 안쪽 천체는 지름 1마일(약 1.6km) 이상의 소행성 크기, 바깥쪽 천체는 명왕성이나 지구 달 정도 크기일 수 있다고 추정했다. 원반에서는 칼슘·산소·마그네슘·철 등이 검출됐고, 안쪽 고리는 마그네슘 가스가 풍부한 반면 바깥쪽 고리는 거의 없어 조성이 서로 다른 두 행성 기원설을 뒷받침한다. 다만 하나의 행성에서 지각과 핵이 각각 다른 고리를 이뤘을 가능성도 남아 있다. 연구 결과는 2026년 10월 26일 네이처 애스트로노미(Nature Astronomy)에 게재됐다.
EarthSky
수소 결핍 탄소(HdC) 별은 백색왜성 두 개의 병합으로 만들어진다고 여겨지며, 먼지를 만드는 R 코로나 보레알리스(RCB) 별과 먼지가 없는 dLHdC 별로 나뉜다. 우리은하 탐사에서는 두 부류가 거의 비슷한 수로 발견되지만, 대·소마젤란운에서는 RCB 별이 30개 알려진 반면 dLHdC 별은 한 개도 확인되지 않았다. 연구진은 Gaia DR3 마젤란 목록에 Gaia·SkyMapper DR4·VMC DR6 측광을 결합한 색-등급 기준과 무작위 숲(random forest) 분류기로 후보를 고르고 ANU 2.3m 망원경의 WiFeS로 분광 후속관측을 수행해, 전체 검출 효율 약 96%로 마젤란운 최초의 dLHdC 별 두 개(LMC의 SP77 29-5, SMC의 SMSS 005551.43-723139.2, 후자는 희귀한 Sr 과잉 아형)를 발견했다. 이로써 얻은 dLHdC 대 RCB 수 비율은 약 1:15로 우리은하의 거의 1:1 값에 크게 못 미치며, 연구진은 이것이 관측상의 한계가 아니라 실제 차이라고 주장한다. 백색왜성 병합의 지연시간 분포와 각 은하의 별 형성사를 결합한 결과 HdC 별의 약 80%(LMC)와 약 3분의 2(SMC)가 지연시간이 짧은 병합에서 비롯되는데, 낮은 금속함량에서는 이런 병합이 더 큰 백색왜성 총질량으로 치우쳐 어두운 dLHdC보다 밝은 RCB 쪽이 많아진다는 설명이다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
백색왜성을 극초단주기로 도는 갈색왜성은 뜨거운 목성형 행성의 유사체이지만 제한된 위도 범위에서만 가려지기 때문에, 연구진은 고유지도(eigenmapping) 기법을 변형해 항상 가려지는 영역과 전혀 가려지지 않는 영역의 신호를 분리하고, 티호노프 정규화로 지도의 조화함수 복잡도에 벌점을 주는 모델을 제시했다. 식 현상을 보이는 WD 1202-024 계의 제임스웹 우주망원경(JWST) NIRSpec/PRISM 전체 궤도 관측을 템플릿으로 삼아 모의 광도곡선에 대한 주입-회수 시험을 수행했으며, 일반순환모형(GCM)에서 갈색왜성의 빠른 자전이 만드는 좁은 적도 제트는 식 깊이의 비대칭으로 나타나고 이 모델에서는 위도에 따른 위상 차이로 재현됐다. 다만 이러한 모델이 통계적으로 선호되려면 JWST 데이터의 약 3배에 해당하는 신호대잡음비가 필요했고, 실제 WD 1202 데이터에서는 전체 위상 고유기저 모델이 선호됐다. 이렇게 얻은 WD 1202 B의 지도는 GCM 예측과 달리 하위항성점(sub-stellar point)에 각크기 약 15°의 집중된 낮면 열점을 보여, 연구진은 계통 오차와 실제 방출 신호를 구분하기 위한 후속 연구가 필요하다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
arXiv에 공개된 연구는 총질량 약 0.6 태양질량 백색왜성에서 최대 0.3 태양질량의 헬륨 껍질이 쌓여 일어나는 이중 폭발(double detonation)이 어둡고 빠른 천체현상을 만들 수 있다고 예측했다. 이중 폭발은 강착된 헬륨 껍질의 1차 폭발이 탄소-산소 핵의 2차 폭발을 촉발하는 메커니즘으로, 그동안 태양질량 근처의 백색왜성에서 Ia형 초신성을 만드는 경로로 주로 연구됐으나 가장 흔한 백색왜성 질량대인 0.6 태양질량 부근의 저질량 폭발은 상대적으로 탐구되지 않았다. 연구진은 이동격자 핵반응 유체역학 코드 Cattails와 몬테카를로 복사전달 코드 Sedona로 모델을 계산했으며, 핵 또는 껍질 물질에 방사성 니켈이 0.03 태양질량 이하로 생성되는 핵 기반·껍질 기반 천체현상의 연속적인 분포가 나타났다. 광도곡선은 5~10일 내에 약 -17등급으로 정점에 도달하는 빠르고 어두운 형태이며, 분출물은 중간질량 원소와 타지 않은 핵 물질이 지배해 스펙트럼에 뚜렷한 특징을 남긴다. 이는 이처럼 낮은 질량대의 이중 폭발을 다룬 첫 변수 탐사 연구로, 그동안 관측에서 놓쳤을 수 있는 초신성 집단일 가능성이 있으며 대규모 전천 탐사 관측에 활용될 수 있다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
태양과 비슷한 별은 수명이 끝나면 핵융합을 멈추고 남은 열만 방출하는 백색왜성이 되며, 그 전에 팽창하면서 가까운 행성들을 삼켜 파괴한다. 천문학자들은 한 백색왜성 주위에서 파괴된 행성의 먼지로 이루어진 잔해 원반을 발견했고, 관측 결과 이 원반 안에서 새로운 행성 두 개가 형성된 것으로 나타났다.
Universe Today
연구진은 쌍성계 내 빠르게 자전하는 자기 백색왜성을 미래 우주 기반 검출기의 유망한 연속 중력파 원천으로 제안했다. 자기유체역학(MHD) 평형 시뮬레이션으로 자극(磁極)에 강착된 '산(mountain)' 구조를 분석한 결과, 별의 타원율은 강착 질량에 거의 선형으로 증가해 최대 ε_max ≈ 1.6×10⁻²T₅⁻²B*,₈², 최대 중력파 진폭은 h₀,max ≈ 1.2×10⁻²³T₅⁻²B*,₈²로 비례했다(T₅는 10⁵K 단위의 산 온도, B*,₈는 10⁸G 단위의 극 자기장 세기). 다양한 경사각·거리·자전주기 범위에서 BBO와 DECIGO는 폭넓은 구성을 탐사할 수 있는 반면, LISA·톈친(TianQin)·타이지(Taiji)는 고도로 자기화된 계가 필요하다고 분석했다. 알려진 고속 자전 백색왜성에 적용한 결과, 더 차가운 강착 '산'일수록 탐지에 유리한 것으로 나타났다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
관측 가능한 우주에 약 2,000해(200 billion trillion) 개의 별이 있다고 추정되는데도 밤하늘이 어두운 이유를 묻는 문제를 올베르스의 역설이라 부른다. 보이시주립대의 천문학자 브라이언 잭슨(Brian Jackson)은 거리가 멀어질수록 별이 어두워지는 것만으로는 설명이 부족하다고 지적한다. 우주의 나이가 약 130억 년에 불과해 130억 광년보다 먼 별의 빛은 아직 지구에 도달하지 못했고, 그래서 시선 방향을 모두 메울 만큼의 별이 보이지 않는다는 것이다. 또한 우주가 팽창하며 가장 먼 은하들이 빛의 속도에 가깝게 멀어지기 때문에 그 빛은 도플러 효과로 사람 눈이 볼 수 없는 색으로 밀려난다. 태양 같은 별의 수명은 약 100억 년이며, 천문학자들은 지금부터 약 1,000조 년 뒤에는 백색왜성과 블랙홀 같은 잔해만 남아 우주가 어두워질 것으로 본다.
EarthSky
거의 정면 가장자리 궤도(edge-on)에 있는 조밀천체는 궤도당 한 번씩 동반성의 빛을 증폭시키는 자체 중력렌즈(self-lensing) 효과를 일으키는데, 현재까지 백색왜성 자체 중력렌즈계 5개만 알려져 있고 블랙홀이나 중성자성을 포함한 사례는 없다. 연구진은 측광 관측만으로는 렌즈 질량과 궤도 변수 사이에 축퇴가 생기고 오탐이 너무 많다는 점을 지적하며, 검출 가능한 자체 중력렌즈 광도곡선을 시뮬레이션해 표적 시선속도(RV) 관측을 생성하고 측광과 함께 동시 피팅하는 방식으로 최소 관측 요건을 조사했다. 그 결과 RV 자료를 더하면 변수 오차가 크게 줄고, 정확한 렌즈 질량보다 조밀천체의 종류 판별이 더 쉬운 것으로 나타났다. 정확도는 RV 관측 횟수에 주로 좌우되며 RV 정밀도의 영향은 상대적으로 약했는데, 다만 궤도주기가 가장 짧은 계에서는 정밀도가 더 중요했다. 연구진은 많은 후보를 적은 횟수로 먼저 관측하는 다단계 RV 후속 관측이 효율적인 분류 전략이 될 수 있다고 제안했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구팀은 극대광 11일 전 광학·근적외선 동시 분광 관측으로 초신성 SN 2024kce에서 세 개 파장의 He I 흡수선을 확인했으며, 모두 광구보다 훨씬 빠른 16,400km/s의 속도와 일치했다. 이는 열핵 초신성에서 극대광 이전에 헬륨이 검출된 첫 사례로, 이 속도의 헬륨은 비열적 들뜸을 위해 가까운 방사성 물질을 필요로 하므로 폭발한 표면 헬륨 껍질의 잔재를 가리킨다. 이중 폭발(double detonation) 모델은 광학 스펙트럼 진화, 억제된 청색 플럭스, He I 1.083마이크론 흡수 특징을 재현했다. SN 2024kce는 저광도 Ia형 초신성과 Ia형 유사 칼슘 과잉 천체의 성질을 모두 공유해, 동일한 폭발 메커니즘이 이들 분류에 걸쳐 작동한다는 증거를 제시한다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
NASA의 '오늘의 천문 사진(APOD)'은 백색왜성 WD J1330+6435가 가스와 암석으로 이루어진 강착 원반에 둘러싸인 모습을 그린 일러스트를 소개했다. 별의 색은 보통 온도와 관련돼 파란 별이 붉은 별보다 뜨겁지만, 천문학자들은 최근 일부 백색왜성이 이름과 달리 노란색·녹색·청록색·분홍색·보라색으로 보일 수 있음을 발견했다. 이는 별에 강착된 미량 원소가 항성 대기와 상호작용하며 원래의 흰색을 변화시키기 때문이다. 다만 이런 별들은 너무 희미해 밤하늘에서 눈으로 볼 수는 없다. 이미지 크레딧은 마크 A. 갈릭(Mark A. Garlick) / 워릭 대학교다.
NASA
백색왜성 대기에서 관측되는 금속 오염은 잔존 행성계의 암석 물질 강착 증거로 해석되는데, 연구진은 REBOUND N체 시뮬레이션에 MESA 진화 트랙에서 보간한 시간 의존 항성 변수와 조석 상호작용을 결합해 목성질량 행성과 미행성 원반을 가진 넓은 쌍성계의 역학적 진화를 백색왜성 단계까지 추적했다. 질량손실 역사가 다른 두 항성진화 모델을 비교한 결과, 모델 선택은 행성의 생존에 미치는 영향이 작고 주로 백색왜성 단계에서 미행성 공급의 시점과 효율에만 영향을 줬다. 반면 쌍성계의 구조가 오염 결과를 주로 결정했으며, 쌍성 간 거리가 넓을수록 백색왜성으로의 강착률이 가장 높아 넓은 쌍성계에서 오염된 백색왜성이 많이 관측된다는 사실과 일치했다. 또한 미행성 저장소는 쌍성 분리가 커질수록 생존 시간이 길어져 수십억 년(Gyr) 규모의 장기 금속 오염이 가능한 것으로 나타났다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
약 75.88초라는 매우 긴 회전주기를 가진 PSR J0901-4046을 두고, 연구진은 이 천체가 강한 자기장을 가진 백색왜성(B-WD)인 경우와 중성자별인 경우를 비교 검토했다. 표면 자기장 약 10^10 G의 백색왜성으로 가정하면 저장 에너지·회전 에너지와 광도 등 여러 특성이 설명되는 반면, 중성자별 가설은 기존 스핀다운 메커니즘 하에서 10^14 G 이상, 경사각과 방출 메커니즘에 따라서는 10^16 G를 넘는 비정상적으로 높은 표면 자기장을 요구한다고 밝혔다. 또 이 천체는 주기-주기변화율 평면에서 백색왜성 펄서인 AR Sco와 매우 가까이 위치한다. 연구진은 이 천체가 강자기장 백색왜성이며, AR Sco와 함께 '데스 라인(death line)' 모형에 제약을 준다고 주장했다. 아울러 극단적 특성을 보이는 일부 회전동력 펄서가 중성자별이 아닌 백색왜성일 가능성을 제기했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
최근 주기가 약 100~1000초 혹은 그보다 긴, 느리게 회전하는 펄서와 장주기 일시현상(long-period transient)이 점점 더 많이 관측되고 있다. 관측된 주기와 주기 변화율을 중성자별의 쌍극자 자기장 기반 기존 펄서 모형에 적용하면 슈윙거 한계장(Schwinger field)을 넘는 매우 강한 자기장이 필요해지는데, 이 주기들은 오히려 현재 관측된 백색왜성의 주기와 일치한다. 연구진은 별 진화 코드 STARS로 형성 이후 강착을 통해 자기장이 강해진 자기 백색왜성을 시뮬레이션해 이들 특이 펄서 관측의 기원 가능성을 검토했으며, 찬드라세카르 한계를 넘는 백색왜성 가능성도 간략히 다뤘다. 그 결과 백색왜성 기원까지 포함해 매개변수 공간을 확장하면 이러한 특이 관측에 대한 대안적이고 타당한 설명이 된다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
영국 워릭대 마크 홀랜즈(Mark Hollands) 연구팀은 2026년 10월 15일(현지시각), 백색왜성이 분홍·청록·노랑·보라·녹색 등 다양한 색으로 빛날 수 있다는 연구 결과를 RAS Techniques and Instruments에 발표했다. 가장 차가운 백색왜성은 밀도가 약 1g/cm³(0.036파운드/세제곱인치)에 달해 태양 광구보다 수백만 배 밀도가 높고, 이 고밀도 환경에서 탄소·칼슘·나트륨 같은 미량 원소가 헬륨 플라스마와 상호작용하며 폭넓은 색을 만들어낸다. 연구팀은 기존 분광 데이터에 인간 색각 모델을 적용해 가까이서 맨눈으로 봤을 때의 색을 재현했으며, 그 결과 백색왜성 WD J1330+6435가 나트륨이 스펙트럼의 주황색 영역을 흡수해 연두빛 녹색으로 보이는 최초의 '녹색 별'로 확인됐다. 또 48광년 거리의 WD J1011+2845는 탄소 분자가 빛을 600나노미터 이상 파장으로 몰아넣어 짙은 연어살빛 분홍으로 빛나며, 지금까지 관측된 가장 붉은 별일 가능성이 제기됐다. 다만 지구에서 65광년 이내 백색왜성 151개를 조사한 결과 색을 띠는 것은 5개(분홍 3개, 노랑 2개)뿐이었고, 나머지는 중간 색온도가 약 6,800켈빈으로 사람 눈에 흰색으로 보였다.
EarthSky
2004년과 2014년 SKA 과학 사례 챕터에서 제시된 '미지의 탐사(Exploration of the Unknown)' 개념을 전파 트랜지언트와 그 환경 연구 관점에서 다시 검토한 arXiv 논문이다. 저자들은 지난 10년간 고속전파폭발(FRB) 관측 대상의 확대, 장주기 펄사·트랜지언트 발견, 백색왜성의 전파 방출 검출 등이 이러한 접근의 가치를 보여줬다고 평가한다. SKAO에서는 감도, 시야, 시간, 분광, 분광-동역학, 편광, 영상 영역 전반에서 탐사 변수 공간을 더 넓히고, 데이터 양과 후보 천체 증가로 인한 복잡성에 대응하기 위해 머신러닝 같은 기법을 활용해야 한다고 제안한다. 또한 SKA 선행·전구 망원경들이 이 분야에서 이룬 성과와 그것이 SKA 망원경에 갖는 의미를 정리한다.
arXiv astro-ph.IM (관측기기)
하바람브레 측광 국부우주 탐사(J-PLUS)의 12개 필터 측광 데이터를 입력으로, 오토인코더 기반 이상 탐지 기법을 적용해 표본의 지배적 패턴에서 벗어난 분광에너지분포(SED)를 가진 천체를 찾아냈다. 이어 특이 SED 집단의 J-PLUS 색지수에 t-SNE 알고리즘을 적용하고 SIMBAD 데이터베이스와 다른 천문 탐사 자료를 결합해 t-SNE 지도상의 과밀 영역을 분류했다. 그 결과 백색왜성과 저질량 별을 다수 확보했으며, 그중에는 소수의 오염된 백색왜성도 포함됐다. 또한 기존 문헌에 보고되지 않은 탄소별 후보 19개, 격변변광성 11개, 백색왜성-주계열성 쌍성 170개를 분광 후속 관측 대상으로 제시했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 백색왜성-행성-위성으로 이루어진 계층적 삼체계를 가정하고, 행성 궤도의 이심률이 처음에 들뜬 뒤 고이심률 이주를 통해 조석 원형화되는 과정에서 위성이 살아남을 수 있는지를 해석적 평형 조석 모형으로 분석했다. 그 결과 준동기 자전을 하는 행성의 공전동기 반경(corotation radius)이 질량과 궤도 이심률에 무관하게 항상 힐 반경을 넘기 때문에 위성은 항상 안쪽으로 이주하며, 조밀한 궤도의 위성은 외부 궤도에 비해 빠른 조석 붕괴를 겪는 것으로 나타났다. 반면 이주 시간이 더 긴 넓은 궤도에서는 근점 교란이 위성 궤도 에너지의 상당 부분에 해당하는 일을 하게 된다. 연구진은 이를 근거로 삼체 구성에서 위성이 행성의 고이심률 이주 단계를 넘기고 생존할 가능성은 낮다고 결론지었다. 외계 위성의 생존 여부는 백색왜성 근접 행성의 이주 역사를 제약하는 단서이자 주계열 이후 거주가능성의 또 다른 경로로 거론돼 왔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
강한 자기장은 축퇴 전자의 횡운동을 란다우 준위로 양자화해 압력을 자기장에 평행·수직 성분으로 분리시키며, 연구진은 쿨롱 격자 기여, 전자포획 문턱, 중성자 드립 한계, 핵조성을 상태방정식(EoS)에 일관되게 포함해 이 압력 비등방성이 초고밀도 백색왜성 구조에 미치는 영향을 분석했다. 별의 평형 구조는 radial·tangential 압력을 각각 $P_r=P_\parallel$, $P_t=P_\perp$로 두는 비등방 확장 톨만-오펜하이머-볼코프(TOV) 방정식을 풀어 구했고, 순수 ¹²C·¹⁶O·²⁰Ne·²⁴Mg 조성과 50/50 C/O, Ne/O, Mg/Ne 혼합 조성에 대해 전자포획 전후 분기를 비교했다. 란다우 준위가 소수만 채워지는 밀도 영역에서 EoS는 수직압력이 평행압력보다 작다고 예측하며, 그 결과 별의 계열은 더 작은 반지름 쪽으로 이동하지만 최대 질량 변화는 작았다. 또한 전자포획 이후 구조는 최대 질량 이후 M(ρ_c) 곡선에 불안정 구간이 나타나므로 질량-반지름 평면만으로는 해석할 수 없다고 밝혔다. 강한 자기장이 저질량 백색왜성의 반지름을 뚜렷하게 줄여 몬트리올 백색왜성 데이터베이스(Montreal White Dwarf Database) 관측값과 더 잘 일치하며, 향후 고정밀 관측이 자기압력 비등방성의 역할을 평가하는 데 기여할 수 있다고 전망했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
Ia형 초신성 SN 2023bee의 극대 후 약 100~400일 측광과 100~360일 성운기 광학/근적외 분광 관측 결과가 보고됐다. 이 초신성은 TESS가 폭발 직전과 직후를 관측했고 여러 자외선·광학 밴드에서 비교적 약한 초기 과잉 광도 특징을 보였는데, 그 원인으로는 초신성 분출물과 비축퇴 동반성의 상호작용, 또는 찬드라세카르 질량 이하(sub-M_Ch) 이중 폭발 시나리오에서 분출물 표면 부근 방사성 동위원소의 붕괴가 거론돼 왔다. 연구팀은 성운기 스펙트럼에서 좁은 수소/헬륨 특징이 검출되지 않아 벗겨져 나온 물질의 질량 상한을 수소 ≲5.0×10⁻³ M☉, 헬륨 ≲1.2×10⁻⁴ M☉로 제시했으며, 이는 비축퇴 동반성 가설에 강하게 불리하다고 밝혔다. 또한 7200Å 복합 영역의 다중 가우시안 피팅으로 얻은 낮은 니켈/철 질량비(≲0.06)는 sub-M_Ch 이중 폭발 기원과 대체로 부합한다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
장주기 전파 트랜지언트(LPT)는 수 분~수 시간의 회전 주기와 강한 편광 펄스를 보이는 최근 발견된 은하계 천체로, 중성자별 또는 백색왜성을 포함한 시나리오가 제안되어 있으나 정체는 불확실하다. 연구진은 인도 자이언트 미터파 전파망원경(GMRT)의 다중 대역 관측으로 CHIME/ILT J1634+44의 펄스 형태, 스펙트럼 변화, 타이밍을 조사해 펄스 프로파일이 크게 변하고 서브펄스 구조가 관측 주파수에 따라 뚜렷이 진화함을 확인했다. 또한 준주기적 미세구조 측정을 통해 회전 주기와 미세구조 주기 사이의 비례 관계가 중성자별에 국한되지 않고 백색왜성까지 확장된다는 점을 제시했다. 전파 스펙트럼은 변동이 심하고 스펙트럼 전환점이 관측 시기에 따라 저주파 쪽으로 이동했으며, 이를 자유-자유 흡수로 해석해 중간 흡수 매질의 물리적 성질을 제한했다. 약 10년에 걸친 펄스 도달 시각 분석으로 이 천체에 대해 앞서 제안된 스핀-궤도 공명 모형도 검증했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
영국 워릭대 마크 홀랜즈 연구팀이 백색왜성 151개를 분석해, 이 가운데 한 별이 사람의 눈으로는 녹색에 가깝게 보일 수 있다는 사실을 처음으로 확인했다. 연구팀은 백색왜성 대기 속 헬륨과 미량 원소의 상호작용으로 빛의 스펙트럼이 크게 달라질 수 있다고 설명했으며, 이번 녹색 백색왜성에서는 칼슘·나트륨·리튬 등이 주요 성분으로 확인됐다. 이런 원소는 별 주변의 소행성이나 행성 잔해가 강한 중력에 끌려 들어가며 축적된 것일 가능성이 있어, 과거 행성 물질의 화학 조성을 추정하는 단서가 될 수 있다. 높은 농도의 탄소 분자로 연어빛 분홍색을 띠는 백색왜성도 함께 확인됐으나, 실제 지구에서 육안으로 볼 수 있는 것은 아니며 스펙트럼 데이터를 토대로 사람이 인식할 색을 계산한 결과다. 연구팀은 관측 자료가 늘어나면 현재 한두 개 수준인 녹색 백색왜성이 10~20개까지 발견될 수 있다고 전망했고, 연구 결과는 학술지 'RAS 테크닉스 앤드 인스트루먼츠(RAS Techniques and Instruments)'에 게재됐다.
전자신문 (IT)
주계열성은 유효온도가 높아질수록 주황색에서 흰색, 파란색으로 보이지만, 백색왜성은 가장 차가운 천체의 경우 약 1g/cm3에 이르는 초고밀도 대기를 가질 수 있어 사정이 다르다. 연구팀은 이런 대기에 탄소·칼슘·나트륨 같은 금속이 존재할 때 원자·분자 불투명도가 극단적으로 넓어져 흑체와 크게 다른 광학 스펙트럼이 만들어진다는 점에 주목해, 온도와 화학조성의 조합이 백색왜성의 지각색에 어떤 영향을 주는지 조사했다. 대부분의 백색왜성은 흑체와 비슷한 색을 보였지만, 별의 원반이 분해될 만큼 가까이서 본다면 노란색·녹색·청록색·분홍색·보라색으로 보일 실제 사례들도 제시했다. 20pc 이내 부피 제한 표본의 색도 분포를 분석한 결과 상관색온도 중앙값은 약 6800K로, 평균적으로 백색왜성은 실제로 흰색임을 확인했다. 또한 백색왜성 스펙트럼 모델을 이용해 근접 관측 시 보일 별 원반의 색상 정확 이미지를 생성하는 방법도 제시했다.
arXiv astro-ph.IM (관측기기)
AM CVn형 천체는 백색왜성 주성과 수소가 희박한 반성으로 이루어진 초밀집 준분리 쌍성계로, 연구팀은 성질이 비슷하고 특이한 초대폭발(superoutburst) 이후 거동을 보이는 MGAB-V270, ZTF18aaxuusk, ASASSN-19ct를 분석했다. MGAB-V270에서는 초대폭발 뒤 일련의 메아리 폭발(echo outburst)이 이어지다가 정지(standstill)와 유사한 단계로 발전한 후 정상 상태로 돌아갔고, ZTF18aaxuus도 비슷한 활동을 보였으나 ASASSN-19ct는 메아리 폭발만 나타내고 정지 유사 단계는 보이지 않았다. TESS 자료를 이용한 주기성 분석에서는 메아리 폭발과 정지 유사 단계 모두에서 초험프(superhump)가 지속될 수 있음이 확인됐다. 연구팀은 AM CVn 천체에서 정지 현상이 과거에도 관측된 바 있으나, 이번에 관측된 정지 유사 단계는 초대폭발 이후 활동과 연관된 별개의 현상으로 보인다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
찬드라세카르 한계는 백색왜성의 질량이 태양질량의 1.4배를 넘을 수 없다는 이론이다. 새로운 연구는 강하게 자기화된 백색왜성이 이 한계를 넘어설 수 있는 방식과, 그러한 초(超)찬드라세카르 백색왜성이 형성되는 과정을 제시했다.
Universe Today
연구팀은 백색왜성-갈색왜성 쌍성 ZTFJ0038+2030을 JWST NIRSpec PRISM으로 관측해 이 유형 천체의 첫 위상곡선을 제시했으며, 백색왜성의 개식(total eclipse)을 포함한 전체 궤도 자료로 두 구성원의 복사를 분리했다. PRISM 스펙트럼이 갈색왜성 복사 에너지의 약 80%를 포괄해 거의 모형 비의존적인 에너지 균형 계산이 가능했고, 그 결과 낮-밤면 열수송 효율이 10% 미만으로 나타났으며 야간면 스펙트럼은 복사를 받지 않는 중후기 T형 왜성과 유사했다. 위상분해 스펙트럼에서는 4.2um의 강한 CO2 흡수와 연관된 두드러진 야간면 비대칭이 드러났지만, 역산된 함량은 CO2를 비롯한 주요 종이 경도 방향으로 균일하게 분포함을 시사했다. 갈색왜성의 내부 광도를 정밀 측정해 계통의 나이를 75억~88억 년(7.5–8.8 Gyr)으로 제한했고, 공통 외피 방출 효율이 낮았음을 지시한다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
연구진은 DESI, LAMOST, SDSS 분광 아카이브에서 성단 백색왜성 후보 62개를 찾아내고, 신호대잡음비가 매우 낮거나 모성단이 불확실한 천체를 제외한 44개를 분석했다. 이 중 비자성 DA 백색왜성 37개가 포함되며 9개가 해당 성단의 단일성 기원과 일치해, 성단 DA 초기-최종 질량 관계(IFMR) 표본은 총 132개로 늘어났다. 추가된 천체는 모두 기존 최적합 IFMR에서 2σ 이내에 있어 경험적 IFMR의 재보정은 필요하지 않은 것으로 나타났으며, 1개는 히아데스 조석 꼬리 백색왜성으로 추정돼 역학적 분산이 이 성단의 백색왜성 부족 문제를 설명하는 근거를 더했다. 한편 DESI와 SDSS가 함께 관측한 프레세페 백색왜성 7개 중 6개에서 DESI가 더 높은 질량을 주었고 평균 차이는 0.067 태양질량, 추정 전구성 질량 차이는 최대 0.459 태양질량에 달해, 서로 다른 분광 자료를 결합할 때 탐사별 차이를 고려해야 한다고 지적했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
연구진은 얇은 헬륨 껍질부터 두꺼운 껍질까지 포괄하는 찬드라세카르 질량 이하 백색왜성의 이중 폭발(double detonation) 열핵 유체역학 모델군을 제시했다. 얇은 껍질 모델은 일반적인 Ia형 초신성과 부합하는 광도곡선·스펙트럼을 만들어내는 반면, 두꺼운 껍질 모델에서는 껍질 내 방사성 잔재에 의한 초기 광도 융기와 특이 I형 초신성에서 때때로 관측되는 초기 적색화가 나타났는데, 이 적색화는 껍질 폭발로 생성된 중원소의 선 차단(line blanketing)이 중심부 방출을 둘러싸면서 발생한다. 계산에는 이번 연구에서 새로 소개된 이동 격자 핵 유체역학 코드 Cattails를 사용했고, 이어진 복사전달 계산은 Sedona 코드로 수행해 초기 적색화 시점을 초기 헬륨 껍질 질량과 연결했다. 연구진은 총질량에 따른 이 관계의 변화와 최대 광도의 총질량 의존성도 검토하고, 관측된 초기 색 변화로부터 껍질 질량을 추정할 수 있는 피팅 함수들을 제시했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 3차원 대기 모델 ADAM의 역학 코어에 간소화 운동학적 화학 계산(mini-chem)과 포화-완화 추적자 구름 모듈을 결합해, 백색왜성 ZTFJ0038+2030을 10시간 주기로 공전하는 갈색왜성의 대기를 분석했다. 이 갈색왜성이 받는 항성 복사량은 자체 내부 열 플럭스와 비슷한 수준이어서, 대기 순환은 정상파 형태의 마츠노-길(Matsuno-Gill) 파동 반응과 적도 초회전(superrotation)으로 특징지어진다. 빠른 자전이 이러한 구조를 적도 쪽으로 가두면서, 전형적인 뜨거운 목성보다 더 대칭적인 광대역 광도곡선과 작은 핫스팟 오프셋이 나타나 최근 제임스웹 우주망원경(JWST)의 관측 결과와 일치했다. 또한 빠른 자전이 전지구적 수평 혼합을 제한해 순환에 의한 수직 수송이 광구에서 CO와 CO₂의 불균일성을 유지시키며, 이는 관측된 CO₂ 광도곡선의 비대칭성을 정성적으로 설명할 수 있다. 구름을 포함하면 광구에서는 Na₂S 구름이 우세해 대규모 순환을 약화시키고 광구의 CO·CO₂ 함량을 낮추는 한편, MgSiO₃와 Fe 구름은 더 깊은 층에서 비처럼 가라앉는다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
제Ia형 초신성 등 백색왜성(WD) 열핵 폭발에서 미해결 과제인 화염 점화와 전파 조건을, 지상 폭연·폭발 연구에서 쓰이는 셀(cellular) 구조 크기 기반 이론을 헬륨-탄소 및 탄소-산소 혼합물로 확장해 분석한 연구다. 최소 점화 에너지와 안정 전파를 위한 임계 항성 질량 측면에서 기존 유체역학 시뮬레이션 결과와 잘 일치했으며, 헬륨-탄소 폭발의 경우 약 10^-3 태양질량의 매우 가벼운 WD 외피에서도 안정적인 디토네이션이 가능함을 이론적으로 뒷받침했다. 탄소-산소 폭발에서는 산소 스케일의 셀 폭이 좋은 진단 지표로 제시됐고, 직접 점화는 0.6 태양질량보다 무거운 WD에서만 가능한 것으로 나타났다. 저자들은 천체물리 연소와 지상 연소의 유사성을 통해 간단한 계산만으로 폭발 모형을 1차 보정할 수 있다고 설명했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
Ia형 초신성의 이중 폭발(double-detonation) 모형에서 백색왜성(WD) 외피층 바닥에서 일어나는 헬륨 폭발의 셀(cellular) 구조를 2차원 시뮬레이션으로 분석한 연구가 arXiv에 개정판으로 공개됐다. 연구진은 지상 화학 반응계 폭발 연구에서 쓰이는 셀 크기 기반 이론을 적용해, 이번에 탐색한 상류 밀도와 외피 조성 범위 전반에서 셀 구조가 나타남을 확인했다. 백색왜성 중심부 물질에 의한 탄소/산소(C/O) 오염은 알파 포획 반응이 가속되면서 셀 폭을 빠르게 줄이고, C/O가 풍부한 조성에서는 니켈 생성이 크게 지연될 수 있다고 지적했다. 셀 폭이 매우 작은 탓에 Ia형 초신성 전체 항성 시뮬레이션에서 폭발 구조를 분해하기가 극히 어려워, 폭발의 성공·실패를 다룬 기존 수치 시뮬레이션 결과의 신뢰성에 의문이 제기될 수 있다고 연구진은 밝혔다. 이 문제는 분해된 시뮬레이션에서 얻은 셀 동역학을 반영한 서브그리드 모델링으로 보완할 수 있다고 제안했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
0.74태양질량 CO 백색왜성과 헬륨 연소 중심핵을 가진 0.47태양질량 공급성으로 이루어진 분리형 쌍성 CD-30°11223의 진화를 항성진화 코드 FuNS로 계산한 연구다. 자기 불안정성에 의한 각운동량 수송을 포함한 '자기 모형'에서는 강착된 물질의 각운동량이 백색왜성 전체로 효율적으로 재분배되어 강착층의 각속도가 매우 낮게 유지된다. 헬륨 강착 단계에서 강착성은 두 차례의 매우 강한 헬륨 섬광(He-flash)을 겪고, 그 결과 이전에 강착된 물질의 상당 부분이 쌍성계 밖으로 방출된다. 최종적으로 이 계는 약 0.194태양질량의 무거운 He/C/O 외피를 두른 CO 중심핵과 극저질량 동반성으로 남으며, 따라서 CD-30°11223은 Ia형 초신성의 잠재적 전구체로 볼 수 없다고 연구진은 결론지었다. 이 결론은 비슷한 질량과 공전주기를 가진 모든 분리형 쌍성계에도 적용된다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 산개성단에서 발견된 비전형 백색왜성(WD)에 대해 지금까지 가장 큰 표본을 구축했다. 헬륨 우세 스펙트럼을 보이는 비자성 백색왜성 8기, 특징 없는(featureless) 스펙트럼 5기, 수소 또는 헬륨 선을 보이는 자성 백색왜성 5기가 포함됐다. 수소 대기와 헬륨 대기 백색왜성의 초기-최종 질량 관계에는 유의미한 차이가 없었고, 공간적·운동학적 차이도 뚜렷하지 않았다. 다만 0.8~1.0 M☉ 구간에서 비(非)DA 백색왜성이 결핍돼 있었으며, 장(field) 성분 기준으로는 6.0기(+0.8/-0.7)가 예상되지만 관측된 것은 없어 그 확률은 0.37%에 불과했다. 질량 1.0 M☉ 이상·유효온도 20,000K 이상인 성단 백색왜성 20기 중 자성인 것은 1기뿐으로, 장에서의 16기 중 10기와 대조를 이뤘다. 연구진은 이러한 결핍이 고질량 자성 백색왜성과 고온 DQ 등 병합 잔해가 장에 추가로 축적된 결과와 일치한다고 해석했다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
SDSS DR19 분광 자료와 가이아 DR3(Gaia DR3) 측성 자료를 결합해 DA형 백색왜성 5,837개의 운동학·역학을 분석한 연구가 arXiv에 공개됐다. 표본은 얇은 원반(thin disk)이 압도적으로 우세했고 두꺼운 원반과 헤일로의 기여는 작았으며, 속도 분산과 궤도 이심률은 얇은 원반에서 헤일로로 갈수록 체계적으로 증가했다. 총 항성 나이를 구할 수 있는 4,829개에서는 멱법칙 지수 0.06~0.17의 나이-속도분산 관계가 확인돼, 백색왜성이 은하 원반의 장기적 역학적 가열 이력을 보존함을 보여준다. 연구진은 얇은 원반의 수직 규모 높이를 123~229pc, 반경 규모 길이를 3.2~3.5kpc로 산출했고, 두꺼운 원반은 규모 높이 865pc에 국부 항성 밀도의 약 6~7%를 기여한다고 보고했다. 다만 재구성된 탄생 반경에서 반경 방향 이주와 궤도 흐림의 상대적 기여는 명확히 분리되지 않았다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
자유부유행성(FFP)의 기원으로 가스·먼지 구름의 직접 붕괴나 젊은 행성계에서의 역학적 방출이 제시돼 왔지만, 이번 arXiv 논문은 오래된 행성계에 적용되는 새로운 경로로 백색왜성(WD) 형성 시 발생하는 약한 반동 '킥'을 제시했다. 연구진은 WD 형성 킥이 알려진 행성·외계행성 중 약 1%만 직접 중력 구속에서 떼어내지만, 알려진 장주기 다중행성계의 40% 이상에서 역학적 불안정을 유발해 대부분의 WD가 행성 방출과 FFP 생성을 일으킬 것으로 분석했다. 이렇게 만들어진 FFP는 모성이 점근거성지가지(AGB) 단계에서 광도가 높아진 시기에 상당하고 오래 지속되는 가열을 겪으며, 킥이 약해 방출 속도가 낮은 탓에 형성 후 수백만 년(수 Myr) 동안 과거 모성 근처에 머무를 수 있다. 논문은 이 경로가 은하 내 전체 FFP의 수 퍼센트를 차지하는, 관측으로 식별 가능한 별개의 하위 집단을 형성한다며 향후 FFP 탐사 설계에 의미가 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
하와이 제미니 북 망원경(Gemini North Telescope)으로 관측한 성운 Pa 30은 1181년 중국·일본·아랍 천문학자들이 185일간 하늘에 나타났다고 각각 기록한 '객성(guest star)'을 일으킨 초신성의 잔해로 추정된다. 이 폭발은 Ia형의 변종인 Type Iax 초신성으로 분류되며, 두 개의 백색왜성이 병합해 발생한 것으로 여겨지지만 정확한 과정은 아직 밝혀지지 않았다. 중심부의 별은 매우 뜨겁고 강한 항성풍을 내보내며, 이것이 방사형 필라멘트를 형성한 것으로 보인다. 필라멘트를 따라 진주처럼 이어진 매듭 구조의 지름은 4광일(light-day)에 달한다. 이미지는 국제 제미니 천문대/NOIRLab/NSF/AURA가 제공했다.
NASA
연구진은 앞선 논문 I의 원형 제한 삼체문제를 타원 제한 삼체문제(ERTBP)로 확장해, 백색왜성 주변 먼지 입자가 세레스·수성·지구·해왕성 질량의 동반 천체와 1:1 공명을 이룰 때의 주기 궤도 족을 평면(2D)과 비평면(3D) 경우로 계산했다. 그 결과 고이심률 2D-ERTBP 영역에서 새로운 분기점 $B_T^4$에서 생성되는 비대칭 주기 궤도 족($E^A_{41}$~$E^A_{43}$)과 고립된 비대칭 궤도 족($E^A_{44}$~$E^A_{46}$), 라그랑주점 $L_4$에서 출발하는 단주기·장주기 궤도 족을 새로 발견했다. N체 시뮬레이션에서는 10년에 걸친 먼지의 공전주기 편차가 논문 I의 원형 문제보다 크게 나타났으며, 일부 배치에서는 수성 질량 행성이 약 100초를 넘는 편차를 규칙적으로 만들어낼 수 있어 백색왜성 주변에 숨은 소행성이나 행성을 관측적으로 추론하는 데 도움이 될 수 있다고 연구진은 밝혔다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
arXiv에 공개된 연구는 백색왜성 주변에서 자주 관측되는 '오염' 현상과 관련해 잔해 원반이 생성되는 경로를 제시했다. 이 시나리오에서 행성 충돌은 질량 손실 단계가 끝나고 백색왜성으로 전이를 시작하는 고도로 진화한 AGB별 표면 바로 바깥에서 일어나며, 기화된 행성 물질이 팽창·냉각·액적 핵생성을 거쳐 크기 약 1cm 수준의 암석체로 응축된다. 이렇게 형성된 암석 잔해 원반은 초기에는 크지만 시간이 지나며 꾸준히 감소하는 별의 광도가 유발하는 포인팅-로버트슨 항력에 의해 진화한다. 연구진은 이 과정이 백색왜성 근처로 암석 물질을 공급하는 대안적 경로가 된다고 설명했다.
arXiv astro-ph.EP (행성계)
f(R,T) = R + 2βT 형태의 수정 중력 이론 틀에서 전하를 띠고 비등방성을 가진 백색왜성의 평형 구조를 분석한 연구가 arXiv에 공개됐다. 연구진은 찬드라세카르 상태방정식과 에너지 밀도에 비례하는 전하 밀도 분포(ρ_ch = αρ)를 적용해 수치해를 구하고, 전하·수정 중력·비등방성이 백색왜성의 구조적 특성에 미치는 영향을 분석했다. 그 결과 백색왜성이 일반 상대성이론에서 나타나는 한계를 여러 방식으로 넘어서며 '초(超)찬드라세카르' 현상을 보일 수 있음을 확인했고, 연구진은 이 결과가 초광도 Ia형 초신성 같은 천문 관측 현상을 설명하는 데 기여할 수 있다고 밝혔다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
분광 및 다파장 측광 관측으로 자기 격변변광성 1RXS J174320.1-042953의 궤도주기가 0.0864 ± 0.0001일로 확인됐고, 동반성 질량 약 0.15 태양질량과 X선 기반 백색왜성 질량 약 0.75 태양질량에서 질량비 q~0.2, 궤도경사각 47°±10°가 도출됐다. 광학 스펙트럼은 발머 계열과 He I, He II의 강하고 비대칭적인 단일 피크 방출선이 지배하며, 도플러 토모그래피에서 케플러 운동을 하는 강착원반의 증거가 나타나지 않아 폴라(polar)형으로 분류된다. Hβ와 He II 방출선은 최소 두 성분으로 분해되는데, 저속 성분의 준진폭은 각각 약 170km/s와 147km/s로 백색왜성을 향한 동반성의 조사면 또는 L1 지점 부근과 연관되고, 고속 성분은 약 317km/s와 460km/s에 이르며 강착류 구조와 관련된다. 궤도위상 φ≈0.0 부근에서는 최대 약 1400km/s에 달하는 적색편이 흡수 성분이 방출선 날개에서 검출되었으며, 시선 방향을 통과하는 강착류 물질에 의해 생성된 것으로 추정된다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
XMM-Newton 포인팅 관측과 TESS의 장기 광학 측광 자료를 결합해 중간극(intermediate polar) Swift J0614.0+1709을 처음으로 상세히 분석한 연구가 발표됐다. X선에서 약 1411초 주기의 강한 백색왜성 자전 변조가 검출돼 이 계의 자기적 성질이 확인됐으며, 변조 진폭이 고에너지로 갈수록 감소해 강착 흐름 내 위상 의존적 흡수와 부합한다. 광대역 X선 스펙트럼은 약 12 keV의 열적 플라즈마와 약 63 eV의 연성 흑체 성분을 포함한 부분 흡수 모델로 잘 설명되고, 추정 복사 광도는 약 5×10^34 erg s^-1로 중간극 가운데 밝은 편에 속한다. TESS 관측에서는 궤도·자전 변조의 상대적 세기가 섹터마다 크게 달라지고 한 섹터에서는 비트(beat) 변조가 완전히 사라졌는데, 이는 재처리 영역의 기여가 시간에 따라 변한다는 점을 시사한다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 다중성 진화 코드 MSE로 계층적 삼중성계에서 형성되는 LISA 대역 이중 백색왜성(DWD)을 계산했다. 단열 질량손실 모델(Ge 모델)을 적용하면 다고분자(polytropic) 모델 대비 삼중성 경로의 LISA DWD 생성량이 약 60% 증가한 반면, 삼중성 공통외피 진화의 SCATTER 형식은 총량을 약 3%만 바꿨다. 체류시간 가중 결과 삼중성계는 LISA 대역 DWD 약 1.3e7개를 기여하며 이 가운데 개별 분해 가능한 계는 약 1.4e4개, 같은 정규화에서 쌍성 경로는 3.1e6개와 분해 가능한 4.7e3개를 기여한다. 주 모델의 삼중성계는 질량비 분포가 더 평탄하고 높은 q에 치우쳤으며 He-CO·He-He 조합이 우세하고, 제3성이 결합 상태로 남은 경우에만 드물게 이심률이 큰 계가 생성된다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
연구진은 중간질량의 회전하는 블랙홀과 동일한 두 백색왜성으로 이루어진 근접 쌍성계가 포물선 궤도로 조우하는 상황을 다뤘다. 점입자 근사로 삼체 문제를 먼저 분석한 뒤, 회전 블랙홀의 측지선 방정식을 적분하고 별들의 유체역학과 자체·상호 중력은 뉴턴 근사로 다루는 SPH(smoothed particle hydrodynamics) 수치 시뮬레이션을 수행했다. 적도면 궤도와 적도면 밖 궤도, 그리고 쌍성의 초기 스핀 각운동량과 궤도 각운동량 사이의 다양한 초기 경사각을 설정해 비교한 결과, 블랙홀 스핀의 효과가 쌍성 구성 별들의 조석 역학에 분명히 나타났고 질량 역낙하율(mass fallback rate) 같은 관측량은 초기 경사각에 강하게 의존했다. 또한 힐스(Hills) 메커니즘이 작동하는 범위 안에서, 개별 별에서 떨어져 나온 조석 잔해들의 상호작용으로 역낙하율이 세 개의 봉우리를 보이는 경우가 있음을 확인했다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)