업데이트된 원본은 www.astronomynotes.com 에서 볼 수 있습니다.
백색 왜성들은 적은 질량의 적색거성의 바깥층이 행성상 성운을 만들기 위해 부푸는 것처 럼 만들어진다. 적은 질량의 별들이 백색왜성을 만들기 때문에, 이 remnant의 타입은 별의 진 화에 있어서 가장 일반적인 종말이다. 만약 핵의 남은 질량이 태양의 1.4배 이하라면 축퇴 전자 로부터 생기는 압력(degeneracy pressure라고 불리는)은 전자들간의 충돌을 막기에 충분하다.
약 태양 정도의 질량을 가진 별이 지구 크기로 압축되기 때문에 그 밀도는 엄청나다.(약 물의 106 배로 각설탕만한 크기의 백색왜성기체의 질량이 차 한대보다 크다.) 질량 핵은 더 작은 반경으로 압축되어 밀도가 매우 커진다. 거대한 밀도와 '딱딱한' 전자들에도 불구하고 중성자와 양성자는 자유로이 움직일 수가 있 다. - 이들은 축퇴하지 않는다.
백색 왜성은 별이 핵반응으로 아직 에너지를 생성하고 있을 때부터의 열의 방출로 단순히 빛을 낼 뿐이다. 더 이상의 핵반응이 일어나지 않아 백색 왜성은 약 100,000K의 초기온도로부터 식어간다. 백색 왜성은 100만년이란 짧은 시간에 20,000K까지 열을 잃는다. 그러나 그 뒤로 냉각 속도는 느려진 다. 10,000K까지 냉각되는데 800만년이 더 소요되고, 태양 온도인 5,800K까 지 식는데는 40-50억년이 더 필요하다.
백색 왜성의 냉각 속도와 현재 온도의 분산으로 우리 은하나 백색 왜성을 포함하고 있는 오래된 성단의 나이를 결정할 수 있다. 그러나 백색 왜성은 워낙 작아 찾아내기가 매우 어렵다. 그러나 허블 우주 망원경은 대기 위에 있으므로 구상 성단이라 불리는 오래된 성단 근처의 이 작고 죽은 별들을 찾아낼 수 있다. 백색 왜성 관찰로 구상 성단의 나이를 측정하는 독립적인 방법과 주계열로부터 유도되는 그들의 매우 오래된 나이를 검증하는 방법을 알 수 있을지 모른다. 아래 이미지를 선택하면 확대해서 볼 수 있다.
