Белый Гном - White dwarf - Wikipedia

Для использования в других целях см. Белый карлик (значения).
«Дегенеративный карлик» перенаправляется сюда. Не следует путать с Вырожденная звезда.

Изображение Сириус A и Сириус B, взятые Космический телескоп Хаббла. Сириус B, белый карлик, можно увидеть как слабую точку света в нижнем левом углу от гораздо более яркого Сириуса А.

А белый Гном, также называемый выродившийся карлик, это остаток звездного ядра состоит в основном из электронно-вырожденная материя. Белый карлик очень плотный: его масса сопоставима с массой солнце, а его объем сопоставим с объемом земной шар. Обморок белого карлика яркость исходит из выброс хранимых тепловая энергия; в белом карлике не происходит слияния.[1] Ближайший известный белый карлик - это Сириус Б, на 8,6 световых годах меньший компонент Сириуса двойная звезда. В настоящее время считается, что среди сотен ближайших к Солнцу звездных систем восемь белых карликов.[2] Необычная слабость белых карликов была впервые обнаружена в 1910 году.[3]:1 Название белый Гном был придуман Виллем Луйтен в 1922 г.

Белые карлики считаются последними эволюционное состояние звезд, чей масса недостаточно высок, чтобы стать нейтронная звезда, что составляет около 10 солнечные массы. Это включает более 97% других звезд в Млечный Путь.[4]:§1 После водород -сплавление период звезда главной последовательности концов с низкой или средней массой, такая звезда расширится до красный гигант во время которого он плавится гелий к углерод и кислород в своей основе тройной альфа-процесс. Если красный гигант имеет недостаточную массу для создания температуры ядра, необходимой для плавления углерода (около 1 миллиарда К), в его центре будет накапливаться инертная масса углерода и кислорода. После того, как такая звезда сбрасывает свои внешние слои и образует планетарная туманность, это оставит после себя ядро, которое является остатком белого карлика.[5] Обычно белые карлики состоят из углерода и кислорода. Если масса прародителя от 8 до 10,5солнечные массы (M☉ ), температура ядра будет достаточной для плавления углерода, но не неон, в этом случае кислород – неон–магний может образоваться белый карлик.[6] Звезды очень малой массы не смогут синтезировать гелий, следовательно, гелиевый белый карлик[7][8] может образоваться из-за потери массы в двойных системах.

Материал в белом карлике больше не подвергается реакциям синтеза, поэтому у звезды нет источника энергии. В результате он не может поддерживать себя за счет тепла, выделяемого при плавлении. гравитационный коллапс, но поддерживается только давление электронного вырождения, что делает его очень плотным. Физика вырождения дает максимальную массу для невращающегося белого карлика, Предел Чандрасекара - примерно в 1,44 раза M☉ - выше которого он не может поддерживаться давлением электронного вырождения. Углеродно-кислородный белый карлик, который приближается к этому пределу массы, обычно за счет массопередачи от звезды-компаньона, может взорваться как сверхновая типа Ia через процесс, известный как угольная детонация;[1][5] SN 1006 считается известным примером.

Белый карлик в момент формирования очень горячий, но поскольку у него нет источника энергии, он будет постепенно остывать, излучая свою энергию. Это означает, что его излучение, изначально имеющее высокую цветовая температура, со временем уменьшится и покраснеет. В течение очень долгого времени белый карлик остынет, и его материал начнет кристаллизоваться, начиная с ядра. Низкая температура звезды означает, что она больше не будет излучать значительное количество тепла или света и станет холодной. черный карлик.[5] Поскольку время, необходимое белому карлику для достижения этого состояния, по расчетам превышает текущее возраст вселенной (примерно 13,8 миллиарда лет),[9] считается, что черных карликов еще не существует.[1][4] Самые старые белые карлики все еще излучают при температуре в несколько тысяч кельвины.

Открытие

Смотрите также: Список белых карликов

Первый белый карлик был обнаружен в тройная звездная система из 40 Эридана, который содержит относительно яркие главная последовательность звезда 40 Эридани А, вращающийся на расстоянии более близким бинарная система белого карлика 40 Эридани Б и главная последовательность красный карлик 40 Эридани К. Пара 40 Eridani B / C была обнаружена Уильям Гершель 31 января 1783 г.[10] В 1910 г. Генри Норрис Рассел, Эдвард Чарльз Пикеринг и Уильямина Флеминг обнаружил, что, несмотря на то, что это тусклая звезда, 40 Eridani B имела спектральный класс А, или белый.[11] В 1939 году Рассел вспомнил об открытии:[3]:1

Я был в гостях у своего друга и щедрого благотворителя, профессора Эдварда К. Пикеринга. С присущей ему добротой он вызвался наблюдать спектры всех звезд, включая звезды сравнения, которые наблюдались в наблюдениях звездного параллакса, которые мы с Хинксом провели в Кембридже, и я обсуждал их. Эта, по-видимому, рутинная работа оказалась очень плодотворной - она ​​привела к открытию, что все звезды очень слабой абсолютной величины принадлежали к спектральному классу M. В разговоре на эту тему (насколько я помню) я спросил Пикеринга о некоторых других слабых звездах. , не в моем списке, упомянув, в частности, 40 Эридани Б. Характерно, что он отправил записку в офис обсерватории, и вскоре пришел ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды - А. Я знал достаточно о даже в эти палеозойские времена, чтобы сразу понять, что существует крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы «возможными» значениями поверхностной яркости и плотности. Должно быть, я показал, что был не только озадачен, но и удручен этим исключением из того, что выглядело как очень красивое правило звездных характеристик; но Пикеринг улыбнулся мне и сказал: «Именно эти исключения ведут к прогрессу в наших знаниях», и так белые карлики вошли в сферу изучения!

Спектральный класс 40 Eridani B был официально описан в 1914 г. Уолтер Адамс.[12]

Белый карлик, компаньон Сириус, Сириус B, должен был быть обнаружен следующим. В течение девятнадцатого века позиционные измерения некоторых звезд стали достаточно точными, чтобы измерить небольшие изменения их местоположения. Фридрих Бессель использовали измерения положения, чтобы определить, что звезды Сириус (α Canis Majoris) и Процион (α Canis Minoris) периодически меняли свое положение. В 1844 году он предсказал, что у обеих звезд есть невидимые спутники:[13]

Если бы мы считали Сириус и Процион как двойные звезды, изменение их движения нас не удивило бы; мы должны признать их необходимыми, и нам остается только исследовать их количество путем наблюдения. Но свет не является реальной собственностью массы. Существование бесчисленных видимых звезд ничего не может доказать против существования бесчисленных невидимых звезд.

Бессель приблизительно оценил период существования спутника Сириуса примерно в полвека;[13] К. А. Ф. Петерс вычислил для него орбиту в 1851 году.[14] Только 31 января 1862 г. Алван Грэм Кларк наблюдал ранее невидимую звезду рядом с Сириусом, позже идентифицированную как предсказанный спутник.[14] Уолтер Адамс объявил в 1915 году, что обнаружил, что спектр Сириуса B подобен спектру Сириуса.[15]

В 1917 г. Адриан ван Маанен обнаруженный Звезда Ван Маанена, изолированный белый карлик.[16] Эти три белых карлика, обнаруженные первыми, являются так называемыми классические белые карлики.[3]:2 В конце концов, было найдено много слабых белых звезд с высоким собственное движение, что указывает на то, что их можно было заподозрить в качестве звезд с низкой светимостью, близких к Земле, и, следовательно, белых карликов. Виллем Луйтен кажется, был первым, кто использовал термин белый Гном когда он исследовал этот класс звезд в 1922 г .;[11][17][18][19][20] позже термин был популяризирован Артур Стэнли Эддингтон.[11][21] Несмотря на эти подозрения, первый неклассический белый карлик не был окончательно идентифицирован до 1930-х годов. К 1939 году было обнаружено 18 белых карликов.[3]:3 Лютен и другие продолжали поиски белых карликов в 1940-х годах. К 1950 году было известно более сотни,[22] а к 1999 году было известно более 2000 человек.[23] С тех пор Sloan Digital Sky Survey нашел более 9000 белых карликов, в основном новых.[24]

Состав и структура

Хотя известны белые карлики с оценочной массой всего 0,17M☉[25] и до 1,33M☉,[26] массовое распределение имеет сильный пик при 0,6M☉, а большинство лежит между 0,5 и 0,7M☉.[26] Оценочные радиусы наблюдаемых белых карликов обычно составляют 0,8–2% от радиус Солнца;[27] это сравнимо с радиусом Земли приблизительно 0,9% солнечного радиуса. Таким образом, белый карлик имеет массу, сопоставимую с массой Солнца, в объем, который обычно в миллион раз меньше солнечного; поэтому средняя плотность вещества в белом карлике должна быть примерно в 1000000 раз больше, чем средняя плотность Солнца, или примерно в 10 раз.6 г / см3, или 1тонна на кубический сантиметр.[1] Типичный белый карлик имеет плотность между 104 и 107 г / см3. Белые карлики состоят из одной из самых плотных известных форм материи, которую превосходят только другие. компактные звезды Такие как нейтронные звезды, кварковые звезды (гипотетически),[28]и черные дыры.

Белые карлики оказались чрезвычайно плотными вскоре после их открытия. Если звезда в двоичный В системе, как и в случае с Сириусом B или 40 Eridani B, можно оценить ее массу из наблюдений за орбитой двойной системы. Это было сделано для Сириуса Б к 1910 году,[29] что дает оценку массы 0,94M☉, что хорошо согласуется с более современной оценкой 1,00M☉.[30] Поскольку более горячие тела излучают больше энергии, чем более холодные, поверхностную яркость звезды можно оценить по ее величине. эффективная температура поверхности, и это из его спектр. Если расстояние до звезды известно, можно также оценить ее абсолютную светимость. По абсолютной светимости и расстоянию можно рассчитать площадь поверхности звезды и ее радиус. Рассуждения такого рода привели к осознанию, озадачившему астрономов того времени, что Сириус B и 40 Eridani B должны быть очень плотными. Когда Эрнст Эпик оценил плотность ряда визуально двойных звезд в 1916 году, он обнаружил, что 40 Эридана B имели плотность более чем в 25000 раз больше солнце 's, которая была настолько высока, что он назвал это «невозможным».[31] В качестве Артур Стэнли Эддингтон позже в 1927 году:[32]:50

Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя послания, которые приносит нам их свет. Послание спутника Сириуса, когда оно было расшифровано, гласило: «Я составлен из материала, в 3000 раз более плотного, чем все, с чем вы когда-либо сталкивались; тонна моего материала была бы маленьким самородком, который можно было бы положить в спичечный коробок». Что можно ответить на такое сообщение? В 1914 году большинство из нас ответили: «Заткнись. Не говори ерунды».

Как указал Эддингтон в 1924 году, плотности этого порядка предполагают, что согласно теории общая теория относительности, свет от Сириуса B должен быть гравитационно смещенный в красную область.[21] Это подтвердилось, когда Адамс измерил это красное смещение в 1925 году.[33]

МатериалПлотность в кг / м3Примечания
Вода (свежая)1,000В STP
Осмий22,610Возле комнатная температура
Ядро солнцеc. 150 000
белый Гном1 × 109[1]
Атомные ядра2.3 × 1017[34]Сильно не зависит от размера ядра
Ядро нейтронной звезды8.4 × 1016 – 1 × 1018
Черная дыра2 × 1030[35]Критическая плотность черной дыры земной массы

Такие плотности возможны, потому что материал белого карлика не состоит из атомы присоединились химические связи, а скорее состоит из плазма несвязанного ядра и электроны. Поэтому нет никаких препятствий для размещения ядер ближе, чем обычно допускается. электронные орбитали ограничено нормальной материей.[21] Эддингтон задавался вопросом, что произойдет, когда эта плазма остынет и энергии для ионизации атомов станет недостаточно.[36] Этот парадокс разрешили Р. Х. Фаулер в 1926 году благодаря применению вновь разработанной квантовая механика. Поскольку электроны подчиняются Принцип исключения Паули, никакие два электрона не могут занимать одну и ту же государственный, и они должны подчиняться Статистика Ферми – Дирака, также введенный в 1926 году для определения статистического распределения частиц, удовлетворяющих принципу исключения Паули.[37] Следовательно, при нулевой температуре электроны не могут все занимать наименьшую энергию или земля, государственный; некоторые из них должны были бы занять состояния с более высокой энергией, образуя полосу состояний с наименьшей доступной энергией, Море Ферми. Это состояние электронов, называемое выродиться, означало, что белый карлик мог охладиться до нулевой температуры и при этом обладать высокой энергией.[36][38]

Сжатие белого карлика увеличит количество электронов в заданном объеме. Применение принципа исключения Паули увеличит кинетическую энергию электронов, тем самым увеличив давление.[36][39] Этот давление электронного вырождения поддерживает белого карлика против гравитационный коллапс. Давление зависит только от плотности, а не от температуры. Вырожденное вещество относительно сжимаемо; это означает, что плотность белого карлика большой массы намного больше, чем плотность белого карлика малой массы, и что радиус белого карлика уменьшается с увеличением его массы.[1]

Существование предельной массы, которую ни один белый карлик не может превысить без коллапса в нейтронную звезду, является еще одним следствием того, что он поддерживается давлением вырождения электронов. Такие предельные массы были рассчитаны для случаев идеализированной звезды постоянной плотности в 1929 г. Вильгельм Андерсон[40] а в 1930 г. Эдмунд С. Стоунер.[41] Это значение было скорректировано с учетом гидростатического равновесия профиля плотности, и известное в настоящее время значение предела было впервые опубликовано в 1931 г. Субраманян Чандрасекар в своей статье «Максимальная масса идеальных белых карликов».[42] Для невращающегося белого карлика он примерно равен 5.7M☉/μе2, куда μе - средний молекулярный вес на электрон звезды.[43]:экв. (63) Поскольку углерод-12 и кислород-16, которые преимущественно составляют углеродно-кислородный белый карлик, оба имеют атомный номер равный половине их атомный вес, следует взять μе равно 2 для такой звезды,[38] что приводит к обычно цитируемому значению 1,4M☉. (В начале 20 века были основания полагать, что звезды состоят в основном из тяжелых элементов,[41]:955 Итак, в своей статье 1931 года Чандрасекар установил средний молекулярный вес на электрон, μе, равный 2,5, что дает предел 0,91M☉.) Вместе с Уильям Альфред Фаулер, Чандрасекар получил Нобелевская премия за эту и другие работы в 1983 г.[44] Предельная масса теперь называется Предел Чандрасекара.

Если белый карлик превысит предел Чандрасекара, и ядерные реакции не произошло, давление со стороны электроны больше не сможет уравновесить сила притяжения, и он схлопнется в более плотный объект, называемый нейтронная звезда.[45] Углеродно-кислородные белые карлики срастание массы от соседней звезды подвергаются неуправляемой реакции ядерного синтеза, что приводит к Сверхновая типа Ia взрыв, при котором белый карлик может быть уничтожен до того, как достигнет предельной массы.[46]

Новое исследование показывает, что многие белые карлики - по крайней мере, в некоторых типах галактик - могут не приблизиться к этому пределу путем аккреции. Было высказано предположение, что по крайней мере некоторые из белых карликов, которые становятся сверхновыми, достигают необходимой массы, сталкиваясь друг с другом. Может быть, в эллиптические галактики такие столкновения - главный источник сверхновых. Эта гипотеза основана на том, что Рентгеновские лучи производимые этими галактиками, в 30-50 раз меньше, чем ожидается, произведенное сверхновыми типами Ia этой галактики, поскольку материя аккрецируется на белом карлике от окружающего его компаньона. Был сделан вывод, что не более 5% сверхновых в таких галактиках могут быть созданы в процессе аккреции на белые карлики. Значение этого открытия заключается в том, что могут быть два типа сверхновых, что может означать, что предел Чандрасекара не всегда может применяться при определении того, когда белый карлик становится сверхновым, учитывая, что два сталкивающихся белых карлика могут иметь диапазон масс. Это, в свою очередь, затруднило бы попытки использовать взрывающиеся белые карлики в качестве стандартные свечи в определении расстояний.[47]

У белых карликов низкий яркость и поэтому занимают полосу внизу Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, график зависимости светимости звезды от цвета или температуры. Их не следует путать с объектами малой светимости на маломассивном конце главная последовательность, такой как водородный плавкий красные карлики, сердечники которых частично поддерживаются тепловым давлением,[48] или даже более низкой температуры коричневые карлики.[49]

Соотношение масса – радиус и предел массы

Связь между массой и радиусом белых карликов может быть получена с использованием аргумента минимизации энергии. Энергию белого карлика можно приблизительно оценить, приняв ее за сумму его гравитационного потенциальная энергия и кинетическая энергия. Гравитационная потенциальная энергия единицы массы белого карлика, Eграмм, будет порядка −грамм M ∕ р, куда грамм это гравитационная постоянная, M - масса белого карлика, а р это его радиус.

Кинетическая энергия единицы массы, Ek, будет в первую очередь происходить от движения электронов, поэтому будет приблизительно N п2 ∕ 2м, куда п - средний импульс электрона, м - масса электрона, а N - количество электронов на единицу массы. Поскольку электроны выродиться, мы можем оценить п быть порядка неопределенности импульса, Δп, предоставленный принцип неопределенности, который говорит, что Δп ΔИкс находится в порядке приведенная постоянная Планка, час. ΔИкс будет порядка среднего расстояния между электронами, которое будет примерно п−1/3, т.е. величина, обратная кубическому корню из числовой плотности, п, электронов в единице объема. Поскольку есть N·M электронов в белом карлике, где M - масса звезды, а ее объем порядка р3, п будет в порядке N M ∕ р3.[38]

Решая кинетическую энергию на единицу массы, Ek, мы находим, что

Белый карлик будет находиться в равновесии, когда его полная энергия Eграмм + Ek, сводится к минимуму. На этом этапе кинетическая и гравитационная потенциальные энергии должны быть сопоставимы, поэтому мы можем вывести грубое соотношение масса-радиус, приравняв их величины:

Решая это для радиуса, р, дает[38]

Падение N, который зависит только от состава белого карлика, а универсальные константы оставляют нам связь между массой и радиусом:

т.е. радиус белого карлика обратно пропорционален кубическому корню из его массы.

Поскольку в этом анализе используется нерелятивистская формула п2 ∕ 2м для кинетической энергии он нерелятивистский. Если мы хотим проанализировать ситуацию, когда скорость электрона в белом карлике близка к скорость света, c, мы должны заменить п2 ∕ 2м в крайнем релятивистском приближении п c для кинетической энергии. С этой заменой находим

Если мы приравняем это к величине Eграмм, мы находим, что р выпадает и масса, M, вынужден быть[38]

Соотношения радиус – масса для модельного белого карлика. Mпредел обозначается как MCh

Чтобы интерпретировать этот результат, заметьте, что по мере того, как мы добавляем массу к белому карлику, его радиус будет уменьшаться, поэтому, согласно принципу неопределенности, импульс и, следовательно, скорость его электронов будут увеличиваться. По мере приближения этой скорости c, крайний релятивистский анализ становится более точным, а это означает, что массаM белого карлика должна приближаться к предельной массе Mпредел. Следовательно, никакой белый карлик не может быть тяжелее предельной массы Mпредел, или 1,4M☉.

Для более точного вычисления зависимости масса-радиус и предельной массы белого карлика необходимо вычислить уравнение состояния который описывает соотношение между плотностью и давлением в материале белого карлика. Если плотность и давление положить равными функциям радиуса от центра звезды, система уравнений, состоящая из уравнение гидростатики вместе с уравнением состояния затем можно решить, чтобы найти структуру белого карлика в состоянии равновесия. В нерелятивистском случае мы все равно обнаружим, что радиус обратно пропорционален кубическому корню из массы.[43]:экв. (80) Релятивистские поправки изменят результат так, что радиус станет равным нулю при конечном значении массы. Это предельное значение массы, называемое Предел Чандрасекара - при котором белый карлик больше не может поддерживаться давлением электронного вырождения. График справа показывает результат такого вычисления. Он показывает, как радиус изменяется с массой для нерелятивистской (синяя кривая) и релятивистской (зеленая кривая) моделей белого карлика. Обе модели относятся к белому карлику как к простуде. Ферми газ в гидростатическом равновесии. Средняя молекулярная масса на электрон, μе, был установлен равным 2. Радиус измеряется в стандартных солнечных радиусах, а масса - в стандартных солнечных массах.[43][50]

Все эти вычисления предполагают, что белый карлик не вращается. Если белый карлик вращается, уравнение гидростатического равновесия необходимо модифицировать, чтобы учесть центробежная псевдосила возникшие в результате работы в вращающаяся рама.[51] Для равномерно вращающегося белого карлика предельная масса увеличивается незначительно. Если позволить звезде вращаться неравномерно, и вязкость пренебрегается, то, как было указано Фред Хойл в 1947 г.,[52] нет предела массе, при которой модельный белый карлик может находиться в статическом равновесии. Не все эти модельные звезды будут динамично стабильный.[53]

Радиация и охлаждение

Вырожденная материя, составляющая основную часть белого карлика, имеет очень низкую непрозрачность, потому что любое поглощение фотона требует, чтобы электрон перешел в более высокое пустое состояние, что может быть невозможно, поскольку энергия фотона может не соответствовать возможным квантовым состояниям, доступным этому электрону, следовательно, радиационная теплопередача внутри белый карлик невысокий; однако он имеет высокий теплопроводность. В результате внутри белого карлика поддерживается постоянная температура, примерно 107 K. Внешняя оболочка из невырожденной материи остывает примерно от 107 K до 104 К. Эта материя излучается примерно как черное тело. Белый карлик остается видимым в течение долгого времени, так как его разреженная внешняя атмосфера, состоящая из обычного вещества, начинает излучать примерно на 10 °.7 K при формировании, а его большая внутренняя масса составляет 107 K, но не может излучать через свою обычную материальную оболочку.[54]

Видимое излучение, излучаемое белыми карликами, варьируется в широком цветовом диапазоне, от сине-белого цвета O-типа. главная последовательность звезда к красному M-типа красный карлик.[55] белый Гном эффективная температура поверхности простираются от более чем 150 000 К[23] чуть ниже 4000 К.[56][57] В соответствии с Закон Стефана – Больцмана, светимость увеличивается с увеличением температуры поверхности; этот диапазон температуры поверхности соответствует светимости от более чем в 100 раз солнечной до менее1⁄10,000 что из Солнца.[57] Горячие белые карлики с температурой поверхности выше 30000 К были обнаружены как источники мягких (то есть с более низкой энергией) Рентгеновские лучи. Это позволяет мягко изучать состав и структуру их атмосферы. рентгеновский снимок и наблюдения в крайнем ультрафиолете.[58]

Белые карлики тоже излучают нейтрино сквозь Урка процесс.[59]

Сравнение белого карлика ИК Пегаси B (в центре), его компаньон класса A И.К. Пегаси A (слева) и Солнце (справа). Этот белый карлик имеет температуру поверхности 35 500 К.

Как объяснил Леон Местель в 1952 г., если только белый карлик срастается материя от звезды-компаньона или другого источника, его излучение исходит от накопленного тепла, которое не пополняется.[60][61]:§2.1 У белых карликов чрезвычайно малая площадь поверхности для излучения тепла, поэтому они постепенно остывают, оставаясь горячими в течение длительного времени.[5] Когда белый карлик охлаждается, температура его поверхности понижается, излучение, которое он излучает, краснеет, а его светимость уменьшается. Поскольку белый карлик не имеет другого стока энергии, кроме излучения, его охлаждение со временем замедляется. Скорость охлаждения оценивалась для углерод белый карлик 0,59 M☉ с водород Атмосфера. После первоначального охлаждения примерно 1,5 миллиарда лет до температуры поверхности 7140 К, охлаждение еще примерно на 500 кельвинов до 6590 К занимает около 0,3 миллиарда лет, но следующие два шага - около 500 кельвинов (до 6030 К и 5550 К) - сначала 0,4, а затем 1,1 миллиарда лет.[62]:Таблица 2

Большинство наблюдаемых белых карликов имеют относительно высокие температуры поверхности, от 8000 до 40000 К.[24][63] Однако белый карлик проводит большую часть своей жизни при более низких температурах, чем при более высоких, поэтому мы должны ожидать, что холодных белых карликов больше, чем горячих белых карликов. Как только мы настроим эффект выбора что более горячие, более светящиеся белые карлики легче наблюдать, мы действительно обнаруживаем, что уменьшение исследуемого диапазона температур приводит к обнаружению большего количества белых карликов.[64] Эта тенденция прекращается, когда мы достигаем чрезвычайно холодных белых карликов; наблюдается небольшое количество белых карликов с температурой поверхности ниже 4000 К,[65] и один из самых крутых на сегодняшний день, WD 0346 + 246, имеет температуру поверхности около 3900 К.[56] Причина в том, что возраст Вселенной конечен;[66][67] Белым карликам не хватило времени остыть ниже этой температуры. В функция светимости белого карлика поэтому может использоваться для определения времени, когда звезды начали формироваться в регионе; оценка возраста нашего Галактический диск найдено таким образом 8 миллиардов лет.[64] Белый карлик в конечном итоге через много триллионов лет остынет и станет неизлучающим. черный карлик в приблизительном тепловом равновесии с окружающей средой и с космический фон. Считается, что черных карликов еще не существует.[1]

Последовательность охлаждения белого карлика, наблюдаемая ESA Миссия Gaia

Хотя материал белых карликов изначально плазма - жидкость, состоящая из ядра и электроны - теоретически в 1960-х годах было предсказано, что на поздней стадии охлаждения он должен кристаллизоваться, начиная с его центра.[68] Кристаллическая структура считается объемно-центрированный кубический решетка.[4][69] В 1995 г. было предложено астеросейсмологический наблюдения за пульсирующие белые карлики дали потенциальную проверку теории кристаллизации,[70] а в 2004 г. были сделаны наблюдения, которые показали, что примерно 90% массы BPM 37093 кристаллизовался.[68][71][72] Другая работа дает кристаллическую массовую долю от 32% до 82%.[73] Когда ядро ​​белого карлика подвергается кристаллизации в твердую фазу, выделяется скрытая теплота, которая обеспечивает источник тепловой энергии, которая задерживает его охлаждение.[74] Этот эффект был впервые подтвержден в 2019 году после идентификации скопления в последовательности охлаждения более 15000 белых карликов, наблюдаемых с помощью Гайя спутник.[75]

Маломассивные гелиевые белые карлики (масса <0,20M☉), часто называемые «чрезвычайно маломассивными белыми карликами, ELM WD», образуются в двойных системах. В результате их богатых водородом оболочек остаточное горение водорода в цикле CNO может поддерживать эти белые карлики в горячем состоянии в течение длительного времени. Кроме того, они остаются в стадии раздутого прото-белого карлика до 2 млрд лет, прежде чем достигнут трека охлаждения.[76]

Атмосфера и спектры

Впечатление художника от WD J0914 + 1914 система.[77]

Хотя считается, что большинство белых карликов состоит из углерода и кислорода, спектроскопия обычно показывает, что их излучаемый свет исходит из атмосферы, которая, как наблюдается, либо водород или же гелий преобладают. Доминирующий элемент обычно по крайней мере в 1000 раз более распространен, чем все другие элементы. Как объяснил Шацман в 1940-х годах высокий поверхностная сила тяжести Считается, что эта чистота обусловлена ​​гравитационным разделением атмосферы, так что тяжелые элементы находятся внизу, а легкие - вверху.[78][79]:§§5–6 Эта атмосфера, единственная видимая нам часть белого карлика, считается вершиной оболочки, которая является остатком оболочки звезды в AGB фазе, а также может содержать нарастающий материал межзвездная среда. Считается, что оболочка состоит из богатого гелием слоя с массой не более1⁄100 полной массы звезды, которая, если в атмосфере преобладает водород, перекрывается богатым водородом слоем с массой приблизительно1⁄10,000 полной массы звезд.[57][80]:§§4–5

Хотя эти внешние слои тонкие, они определяют тепловую эволюцию белого карлика. Выродившийся электроны в основной массе белый карлик хорошо проводит тепло. Следовательно, большая часть массы белого карлика имеет почти одинаковую температуру (изотермический ), и он также горячий: белый карлик с температурой поверхности от 8000 К до 16000 К будет иметь внутреннюю температуру примерно от 5 000 000 К до 20 000 000 К. Белый карлик удерживается от очень быстрого охлаждения только благодаря непрозрачности его внешних слоев до радиация.[57]

Спектральные классы белых карликов[23]
Основные и второстепенные особенности
АH линии присутствуют
BОн я линии
CНепрерывный спектр; нет линий
ОСтроки He II, сопровождаемые строками He I или H
ZМеталлические линии
QНаличие углеродных линий
ИксНеясный или неклассифицируемый спектр
Только дополнительные функции
пМагнитный белый карлик с обнаруживаемой поляризацией
ЧАСМагнитный белый карлик без заметной поляризации
EЭмиссионные линии присутствуют
VПеременная

Первая попытка классификации спектров белых карликов, по-видимому, была предпринята Г. П. Койпер в 1941 г.,[55][81] и с тех пор были предложены и использовались различные схемы классификации.[82][83] Используемая в настоящее время система была представлена Эдвард М. Сион, Джесси Л. Гринштейн и их соавторы в 1983 году и впоследствии несколько раз пересматривались. Он классифицирует спектр по символу, который состоит из начальной буквы D, буквы, описывающей основную характеристику спектра, за которой следует необязательная последовательность букв, описывающая второстепенные характеристики спектра (как показано в соседней таблице), и номер температурного индекса. , вычисленное делением 50 400 K на эффективная температура. Например:

  • Белый карлик только с Он я линии в его спектре и эффективная температура 15 000 К могут быть отнесены к классу DB3 или, если это оправдано точностью измерения температуры, к DB3.5.
  • Белый карлик с поляризованным магнитное поле, эффективная температура 17000 К и спектр, в котором преобладают Он я линии, которые также имели водород функции можно было бы отнести к классификации DBAP3.

Символы "?" и ":" также может использоваться, если правильная классификация не определена.[23][55]

У белых карликов, первичная спектральная классификация которых - DA, преобладает водородная атмосфера. Они составляют большинство, примерно 80% всех наблюдаемых белых карликов.[57] Следующим по количеству классом являются БД, примерно 16%.[84] Горячий, выше 15 000 К, класс DQ (примерно 0,1%) имеет атмосферу с преобладанием углерода.[85] Те, которые классифицируются как DB, DC, DO, DZ и cool DQ, имеют атмосферу с преобладанием гелия. Если предположить, что углерода и металлов нет, то какая спектральная классификация будет видна, зависит от эффективная температура. В диапазоне примерно от 100 000 К до 45 000 К спектр будет классифицирован как DO, в котором преобладает однократно ионизированный гелий. От 30 000 K до 12 000 K спектр будет DB, показывающий линии нейтрального гелия, а ниже примерно 12 000 K спектр будет безликим и классифицированным как DC.[80]:§2.4[57]

Молекулярный водород (ЧАС2 ) был обнаружен в спектрах атмосфер некоторых белых карликов.[86]

Богатые металлом белые карлики

Около 25–33% белых карликов имеют линии металлов в своих спектрах, что примечательно, потому что любые тяжелые элементы в белом карлике должны опускаться внутрь звезды всего за небольшую часть времени жизни звезды.[87] Преобладающее объяснение существования богатых металлами белых карликов состоит в том, что они недавно образовали скалистые планетезимали.[87] Объемный состав наросшего объекта можно определить по прочности металлических линий. Например, исследование белого карлика Ton 345 в 2015 году пришло к выводу, что содержание в нем металлов соответствовало содержанию металлов на дифференцированной каменистой планете, мантия которой была размыта ветром родительской звезды во время ее существования. асимптотическая ветвь гигантов фаза.[88]

Магнитное поле

Магнитные поля у белых карликов с силой на поверхности c. 1 миллион гаусс (100 теслас ) были предсказаны П. М. С. Блэкетт в 1947 году как следствие предложенного им физического закона, который гласил, что незаряженное вращающееся тело должно генерировать магнитное поле, пропорциональное его величине. угловой момент.[89] Этот предполагаемый закон, иногда называемый Эффект Блэкетта, никогда не был общепринятым, и к 1950-м годам даже Блэкетт чувствовал, что оно было опровергнуто.[90]:39–43 В 1960-х годах было высказано предположение, что белые карлики могут иметь магнитные поля из-за сохранения общей поверхности. магнитный поток которые существовали в фазе звезды-прародителя.[91] Поверхностное магнитное поле c. Таким образом, 100 гаусс (0,01 Тл) звезды-прародителя стали бы поверхностным магнитным полем с. 100 · 1002 = 1 миллион гаусс (100 Тл) после того, как радиус звезды уменьшился в 100 раз.[79]:§8[92]:484 Первый обнаруженный магнитный белый карлик был GJ 742 (также известный как Grw +70 8247), который был идентифицирован Джеймсом Кемпом, Джоном Сведлундом, Джоном Лэндстритом и Роджером Энджелом в 1970 году как хозяин магнитного поля за счет его излучения циркулярно поляризованный свет.[93] Считается, что его поверхностное поле составляет около 300 миллионов гаусс (30 кТл).[79]:§8

С 1970 года магнитные поля были обнаружены у более чем 200 белых карликов, от 2 × 103 до 109 Гаусс (от 0,2 до 100 кТ).[94] Большое количество известных в настоящее время магнитных белых карликов связано с тем, что большинство белых карликов идентифицируются с помощью спектроскопии низкого разрешения, которая способна выявить наличие магнитного поля в 1 мегагаусс или более. Таким образом, основной процесс идентификации также иногда приводит к обнаружению магнитных полей.[95] Было подсчитано, что по крайней мере 10% белых карликов имеют поля более 1 миллиона гаусс (100 Тл).[96][97]

Сильно намагниченный белый карлик в двойной системе AR Scorpii был определен в 2016 году как первый пульсар в котором компактный объект представляет собой белый карлик вместо нейтронной звезды.[98]

Химические связи

Магнитные поля в белом карлике могут допускать существование нового типа химическая связь, перпендикулярное парамагнитное соединение, в добавление к ионный и ковалентные связи В результате получилось то, что изначально было описано как «намагниченная материя» в исследовании, опубликованном в 2012 году.[99]

Изменчивость

Основная статья: Пульсирующий белый карлик
Смотрите также: Катаклизмические переменные
Виды пульсирующего белого карлика[100][101]:§§1.1, 1.2
DAV (GCVS: ZZA)DA спектральный класс, имея только водород линии поглощения в своем спектре
DBV (ОКПЗ: ZZB)Спектральный тип БД, имеющий только гелий линии поглощения в его спектре
GW Vir (ОКПЗ: ZZO)Атмосфера в основном C, He и O; можно разделить на DOV и ПННВ звезды

Ранние расчеты предполагали, что могут быть белые карлики, чьи яркость разнообразный с периодом около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах этого не обнаружили.[79]:§7.1.1[102] Первый найденный переменный белый карлик был HL Тау 76; в 1965 и 1966 годах, и наблюдалось изменение с периодом примерно 12,5 минут.[103] Причина того, что этот период оказался длиннее, чем предполагалось, заключается в том, что изменчивость HL Tau 76, как и других известных пульсирующих переменных белых карликов, возникает из-за нерадиальных гравитационная волна пульсации.[79]:§7 Известные типы пульсирующих белых карликов включают DAV, или же ZZ Ceti, звезды, включая HL Tau 76, с преобладающей водородной атмосферой и спектральным классом DA;[79]:891, 895 DBV, или же V777 Ее, звезды, атмосфера с преобладанием гелия и DB спектрального класса;[57]:3525 и Звезды GW Vir, иногда подразделяется на DOV и ПННВ звезды, в атмосфере которых преобладают гелий, углерод и кислород.[101][104] Звезды GW Vir, строго говоря, не являются белыми карликами, а являются звездами, которые находятся в положении на Диаграмма Герцшпрунга-Рассела между асимптотическая ветвь гигантов и область белого карлика. Их можно назвать до белых карликов.[101][105] Все эти переменные демонстрируют небольшие (1% –30%) изменения светового потока, возникающие в результате суперпозиции колебательных мод с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение за этими вариациями дает астеросейсмологический свидетельства об интерьерах белых карликов.[106]

Формирование

Считается, что белые карлики представляют собой конечную точку звездная эволюция для звезд главной последовательности с массами примерно от 0,07 до 10M☉.[4][107] Состав создаваемого белого карлика будет зависеть от начальной массы звезды. Современные галактические модели предполагают, что галактика Млечный Путь в настоящее время содержит около десяти миллиардов белых карликов.[108]

Звезды с очень низкой массой

Если масса звезды главной последовательности меньше примерно половины солнечная масса, он никогда не станет достаточно горячим, чтобы сплавить гелий в его ядре. Считается, что при продолжительности жизни, которая значительно превышает возраст Вселенной (около 13,8 миллиарда лет),[9] такая звезда со временем сожжет весь свой водород, на время превратившись в синий карлик, и закончить свою эволюцию как гелиевый белый карлик, состоящий в основном из гелий-4 ядра.[109] Поскольку этот процесс занимает очень много времени, он не считается источником наблюдаемых гелиевых белых карликов. Скорее, они считаются продуктом потери массы в двойных системах.[5][7][8][110][111][112] или потеря массы из-за большого планетарного компаньона.[113][114]

Звезды от низкой до средней массы

Если масса звезды главной последовательности составляет от 0,5 до 8M☉ как наш солнце, его сердечник станет достаточно горячим, чтобы плавиться гелий в углерод и кислород через тройной альфа-процесс, но он никогда не станет достаточно горячим, чтобы плавиться углерод в неон. Ближе к концу периода, в течение которого она подвергается реакциям термоядерного синтеза, такая звезда будет иметь углеродно-кислородное ядро, которое не подвергается реакциям термоядерного синтеза, окруженное внутренней оболочкой, горящей гелием, и внешней оболочкой, сжигающей водород. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела он находится на асимптотическая ветвь гигантов. Затем он вытеснит большую часть своего внешнего материала, создавая планетарная туманность, пока не останется только углеродно-кислородное ядро. Этот процесс ответственен за углеродно-кислородные белые карлики, которые составляют подавляющее большинство наблюдаемых белых карликов.[110][115][116]

Звезды от средней до большой массы

Если звезда достаточно массивна, ее ядро ​​в конечном итоге станет достаточно горячим, чтобы сплавить углерод с неоном, а затем неон с железом. Такая звезда не станет белым карликом, потому что масса ее центрального, не плавящегося ядра, изначально поддерживаемого давление электронного вырождения, в конечном итоге превысит максимально возможную массу, поддерживаемую давлением вырождения. В этот момент ядро ​​звезды будет крах и он взорвется в сверхновая с коллапсом ядра который оставит после себя остаток нейтронная звезда, черная дыра, или, возможно, более экзотическая форма компактная звезда.[107][117] Некоторые звезды главной последовательности, возможно, от 8 до 10M☉, хотя и достаточно массивный, чтобы сплавить углерод с неоном и магнием, может быть недостаточно массивным, чтобы предохранитель неон. Такая звезда может оставить белый карлик, состоящий в основном из кислород, неон, и магний при условии, что ее ядро ​​не схлопнется, и при условии, что термоядерный синтез не будет происходить так сильно, чтобы разнести звезду на части в сверхновая звезда.[118][119] Хотя было идентифицировано несколько белых карликов, которые могут относиться к этому типу, большинство доказательств существования таких происходит от новых звезд, называемых ONeMg или же неон novae. Спектры этих новые демонстрируют обилие неона, магния и других элементов промежуточной массы, которые, по-видимому, можно объяснить только аккрецией материала на белый карлик кислород-неон-магний.[6][120][121]

Сверхновая типа Iax

Сверхновая типа Iax, которые связаны с аккрецией гелия белым карликом, были предложены в качестве канала для трансформации этого типа звездного остатка. В этом сценарии угольная детонация сверхновая типа Ia слишком слаба, чтобы уничтожить белый карлик, выбрасывая лишь небольшую часть своей массы в виде выброса, но производит асимметричный взрыв, который отбрасывает звезду, часто известный как зомби звезда, до высоких скоростей сверхскоростная звезда. Вещество, обработанное в результате неудавшейся детонации, повторно аккрецируется белым карликом с самыми тяжелыми элементами, такими как утюг падает до самого ядра, где накапливается.[122] Эти железное ядро белые карлики были бы меньше углеродно-кислородного типа с такой же массой и охлаждались бы и кристаллизовались быстрее, чем они.[123]

Судьба

Художественная концепция старения белых карликов

Белый карлик после образования стабилен и будет продолжать охлаждаться почти бесконечно, в конечном итоге превратившись в черный карлик. Предполагая, что Вселенная продолжает расширяться, считается, что через 1019 до 1020 лет, галактики испарится, как их звезды сбежать в межгалактическое пространство.[124]:§IIIA Белые карлики, как правило, должны пережить галактическую дисперсию, хотя случайное столкновение между белыми карликами может привести к новому сплавление звезда или белый карлик сверхмассивной Чандрасекара, который взорвется в Сверхновая типа Ia.[124]:§§IIIC, IV Предполагается, что последующее время жизни белых карликов порядка гипотетического времени жизни протон, заведомо не менее 1034–1035 годы. Немного теории великого объединения предсказывать время жизни протона между 1030 и 1036 годы. Если эти теории не верны, протон все еще может распадаться в результате сложных ядерных реакций или через квантово-гравитационный процессы с участием виртуальные черные дыры; в этих случаях срок службы оценивается не более 10200 годы. Если протоны действительно распадаются, масса белого карлика будет очень медленно уменьшаться со временем по мере того, как ядра распадаться, пока не потеряет достаточно массы, чтобы превратиться в невырожденный кусок материи, и, наконец, полностью не исчезнет.[124]:§IV

Белый карлик также может быть съеден или испарен звездой-компаньоном, в результате чего белый карлик теряет такую ​​массу массы, что становится планетарный массовый объект. Результирующий объект, вращающийся вокруг бывшего спутника, теперь являющегося хозяином звезды, может быть гелиевая планета или же алмазная планета.[125][126]

Диски обломков и планеты

Художник обломков вокруг белого карлика[127]
Комета, падающая в белого карлика (впечатление художника)[128]

Белый карлик звездный и планетная система унаследован от своей звезды-прародителя и может по-разному взаимодействовать с белым карликом. Инфракрасные спектроскопические наблюдения, сделанные НАСА Космический телескоп Спитцера центральной звезды Туманность спираль предполагают наличие пылевого облака, которое может быть вызвано столкновениями комет. Вполне возможно, что падающий отсюда материал может вызвать рентгеновское излучение центральной звезды.[129][130] Аналогичным образом, наблюдения, проведенные в 2004 г., показали наличие пылевого облака вокруг детенышей (по оценкам, образовавшегося из его AGB прародитель около 500 миллионов лет назад) белый карлик G29-38, которые могли быть созданы приливным разрушением комета проезжая рядом с белым карликом.[131] Некоторые оценки, основанные на содержании металлов в атмосферах белых карликов, считают, что по крайней мере 15% из них могут вращаться вокруг планет и / или астероиды, или хотя бы их обломки.[132] Другая предложенная идея состоит в том, что белые карлики могут вращаться по обнаженным ядрам скалистые планеты, которые пережили бы фазу красных гигантов своей звезды, но потеряли бы свои внешние слои и, учитывая, что эти планетные остатки, вероятно, будут состоять из металлы, чтобы попытаться обнаружить их, ища признаки их взаимодействия с белыми карликами. магнитное поле.[133] Другие предлагаемые идеи о том, как белые карлики загрязняются пылью, связаны с рассеянием астероидов на планетах.[134][135][136] или через рассеяние планета-планета.[137] Освобождение экзолуны с их планеты-хозяина может вызвать загрязнение белых карликов пылью. Либо освобождение могло привести к тому, что астероиды рассыпались в сторону белого карлика, либо экзолуния могла быть рассеяна в Рош-Радиус белого карлика.[138] Механизм, лежащий в основе загрязнения белых карликов в двойных системах, также был исследован, поскольку в этих системах, скорее всего, отсутствует большая планета, но эта идея не может объяснить наличие пыли вокруг отдельных белых карликов.[139] В то время как старые белые карлики демонстрируют признаки скопления пыли, белые карлики старше ~ 1 миллиарда лет или> 7000 К с избытком пыли в инфракрасном диапазоне не были обнаружены.[140] до открытия ЛСПМ J0207 + 3331 в 2018 году, возраст охлаждения которого составляет ~ 3 миллиарда лет. Белый карлик показывает два пылевых компонента, которые объясняются двумя кольцами с разными температурами.[141]

Орбиты экзопланеты WD 1856 + 534

В белом карлике есть планета -пульсар бинарная система PSR B1620-26.

Есть два околоземные планеты вокруг белого карлика–красный карлик двоичный Н. Н. Серпентис.

Богатый металлом белый карлик WD 1145 + 017 это первый белый карлик, наблюдаемый с распадающейся малой планетой, которая проходит мимо звезды.[142][143] В результате распада планетезимали образуется облако обломков, которое проходит перед звездой каждые 4,5 часа, вызывая 5-минутное затухание оптической яркости звезды.[143] Глубина транзита сильно варьируется.[143]

Белый карлик WD 0145 + 234 показывает яркость в средней инфракрасной области, видимую в NEOWISE данные. Осветление не наблюдается до 2018 года. Осветление интерпретируется как приливные нарушения экзоастероида. Такое событие наблюдается впервые.[144]

WD 0806-661 имеет Y-карлик вращается вокруг белого карлика по широкой орбите с прогнозируемым расстоянием 2500 астрономические единицы. Учитывая небольшую массу и широкую орбиту этого объекта, WD 0806-661 B можно интерпретировать либо как суб-коричневый карлик, либо как прямое изображение экзопланеты.

WD J0914 + 1914 это первая белая карликовая звезда, вокруг которой вращается гигантская планета. Гигантская планета находится испарился сильным ультрафиолетовым излучением горячего белого карлика. Часть испаренного вещества аккрецируется в газовом диске вокруг белого карлика. Слабые водородная линия а также другие линии в спектре белого карлика показали присутствие планеты-гиганта.[145]

В сентябре 2020 года астрономы впервые сообщили об открытии очень массивного Планета размером с юпитер WD 1856 b, каждые 36 часов обращающийся вокруг белого карлика, WD 1856 + 534.[146][147][148]

Пригодность

Было высказано предположение, что белые карлики с температурой поверхности менее 10 000 Кельвинов могут иметь жилая зона на расстоянии c. От 0,005 до 0,02Австралия это продлится более 3 миллиардов лет. Это так близко, что любые обитаемые планеты будут приливно заблокирован. Цель - поиск транзиты гипотетических планет земного типа, которые могли мигрировать внутрь и / или сформироваться там. Поскольку белый карлик имеет размер, подобный размеру планеты, такие транзиты могут вызвать сильные затмения.[149] Новое исследование ставит под сомнение эту идею, учитывая, что близкие орбиты этих гипотетических планет вокруг их родительских звезд могут подвергнуть их сильному воздействию. приливные силы что может сделать их непригодными для проживания, вызвав парниковый эффект.[150] Еще одно предполагаемое ограничение этой идеи - происхождение этих планет. Оставляя в стороне формирование от аккреционный диск окружая белый карлик, существует два пути, по которым планета может закончить свою близкую орбиту вокруг звезд этого типа: выживая, будучи поглощенным звездой во время ее фазы красного гиганта, а затем спиралевидно внутрь, или внутренняя миграция после образования белого карлика. . Первый случай маловероятен для тел с малой массой, так как они вряд ли выживут, будучи поглощенными своими звездами. В последнем случае планеты должны были бы изгнать столько орбитальной энергии, как тепло, посредством приливных взаимодействий с белым карликом, что они, вероятно, закончились бы необитаемыми тлеющими углями.[151]

Двойные звезды и новые

Процесс слияния двух белых карликов, вращающихся на одной орбите, дает гравитационные волны

Если белый карлик в двойная звезда системы и собирает материю от своего компаньона, могут происходить различные явления, в том числе новые и Сверхновые типа Ia. Это также может быть сверхмягкий источник рентгеновского излучения если он способен забирать материал у своего спутника достаточно быстро, чтобы поддерживать плавление на его поверхности.[152] С другой стороны, такие явления в двойных системах, как приливное взаимодействие и взаимодействие звездного диска, замедляемые магнитными полями или нет, влияют на вращение аккрецирующих белых карликов. Фактически, самые быстро вращающиеся и надежно известные белые карлики являются членами двойных систем (белый карлик в CTCV J2056-3014 самый быстрый).[153] Плотная двойная система двух белых карликов может излучать энергию в виде гравитационные волны, заставляя их взаимную орбиту неуклонно сокращаться, пока звезды не сольются.[154][155]

Сверхновые типа Ia

Основная статья: Сверхновая типа Ia

Масса изолированного невращающегося белого карлика не может превышать Предел Чандрасекара ~ 1,4M☉. Этот предел может увеличиваться, если белый карлик вращается быстро и неравномерно.[156] Белые карлики в двоичный системы могут накапливать материал от звезды-компаньона, увеличивая как их массу, так и их плотность. Поскольку их масса приближается к пределу Чандрасекара, это теоретически может привести либо к взрывному воспламенению слияние в белом карлике или его коллапс в нейтронная звезда.[45]

Аккреция обеспечивает наиболее популярный в настоящее время механизм, называемый одинарно-вырожденная модель за Сверхновые типа Ia. В этой модели углерод –кислород Белый карлик наращивает массу и сжимает свое ядро, притягивая массу звезды-компаньона.[46]:14 Верят что компрессионный нагрев сердечника приводит к зажигание из углеродный синтез когда масса приближается к пределу Чандрасекара.[46] Поскольку белый карлик противодействует гравитации за счет давления квантового вырождения, а не за счет теплового давления, добавление тепла внутрь звезды увеличивает ее температуру, но не давление, поэтому белый карлик не расширяется и не охлаждается в ответ. Скорее, повышенная температура увеличивает скорость реакции синтеза в убегай процесс, который питается самим собой. В термоядерный пламя поглощает большую часть белого карлика за несколько секунд, вызывая взрыв сверхновой типа Ia, который уничтожает звезду.[1][46][157] В другом возможном механизме сверхновых типа Ia модель с двойным вырождениемдва углеродно-кислородных белых карлика в двойной системе сливаются, создавая объект с массой, превышающей предел Чандрасекара, в котором затем происходит слияние углерода.[46]:14

Наблюдения не смогли выявить признаков аккреции, ведущей к сверхновым типа Ia, и теперь считается, что это связано с тем, что звезда сначала загружается выше предела Чандрасекара, а также раскручивается до очень высокой скорости тем же процессом. Как только аккреция прекращается, звезда постепенно замедляется, пока вращения не станет недостаточно для предотвращения взрыва.[158]

Исторический яркий SN 1006 считается сверхновой типа Ia от белого карлика, возможно, в результате слияния двух белых карликов.[159] Сверхновая Тихо 1572 года также была сверхновой типа Ia, и ее остаток был обнаружен.[160]

Пост-общий конверт двоичный

Основная статья: Опубликовать общий двоичный конверт

Двоичный файл с пост-общей оболочкой (PCEB) - это двоичный файл, состоящий из белого карлика и близко запертого приливного канала. красный карлик (в других случаях это может быть коричневый карлик вместо красного карлика). Эти двойные системы образуются, когда красный карлик погружается в красный гигант фазы и когда красный карлик движется по орбите внутри общий конверт в более плотной среде он замедляется. Эта замедленная орбитальная скорость компенсируется уменьшением орбитального расстояния между красным карликом и ядром красного гиганта. Красный карлик изгибается по спирали к ядру и может слиться с ядром. Если этого не произойдет и вместо этого будет выброшена общая оболочка, двойная система окажется на близкой орбите, состоящей из белого и красного карлика. Этот тип двоичного файла называется двоичным файлом пост-общей оболочки. Эволюция PCEB продолжается по мере того, как двойная орбита все ближе и ближе из-за магнитное торможение и выпустив гравитационные волны. Бинарный файл может в какой-то момент превратиться в катастрофическую переменную, и поэтому бинарные файлы пост-общей оболочки иногда называют пре-катаклизмическими переменными.

Катаклизмические переменные

Основная статья: Катаклизмическая переменная звезда

Прежде чем аккреция материала подтолкнет белого карлика к пределу Чандрасекара, аккреция водород - богатый материал на поверхности может загореться в менее разрушительном типе термоядерного взрыва, приводимого в действие водородный синтез. Эти поверхностные взрывы могут повторяться, пока ядро ​​белого карлика остается нетронутым. Этот более слабый вид повторяющегося катаклизмического явления называется (классическим) новая звезда. Астрономы также наблюдали карликовые новые, которые имеют более мелкие и более частые пики светимости, чем классические новые. Считается, что это вызвано выпуском гравитационно потенциальная энергия когда часть аккреционный диск коллапсирует на звезду, а не за счет высвобождения энергии в результате синтеза. В общем, двойные системы с белым карликом, аккрецирующим вещество от звездного компаньона, называются катаклизмические переменные. Наряду с новыми и карликовыми новыми известны несколько других классов этих переменных, включая поляры и промежуточные поляры, оба из которых имеют сильномагнитные белые карлики.[1][46][161][162] Катаклизмические переменные, вызванные ядерным синтезом и аккрецией, оказались рентгеновский снимок источники.[162]

Другие двойные системы, не являющиеся предсверхновыми

Другие двоичные файлы, не относящиеся к сверхновым, включают двоичные файлы, которые состоят из звезда главной последовательности (или великан) и белый карлик. Двоичный Sirius AB наверное, самый известный пример. Белые карлики также могут существовать как двойные или множественные звездные системы, состоящие только из белых карликов. Примером разрешенной системы тройных белых карликов является WD J1953-1019, обнаруженный с Gaia DR2 данные. Одна интересная область - изучение остаточные планетные системы вокруг белых карликов. Хотя звезды яркие и часто затмевают экзопланеты и коричневые карлики вращающиеся вокруг них белые карлики тусклые. Это позволяет астрономам более подробно изучать эти коричневые карлики или экзопланеты. В суб-коричневый карлик вокруг белого карлика WD 0806-661 один из таких примеров.

Ближайший

Белые карлики в пределах 25 световых лет[163]
ИдентификаторНомер WDРасстояние (лы )ТипАбсолютное
величина		Масса
(M☉ )		Яркость
(L☉ )		Возраст (Гыр )Объекты в системе
Сириус B0642–1668.66DA11.180.980.02950.102
Процион B0736+05311.46DQZ13.200.630.000491.372
Ван Маанен 20046+05114.07DZ14.090.680.000173.301
LP 145-1411142–64515.12DQ12.770.610.000541.291
40 Эридана B0413-07716.39DA11.270.590.01410.123
Штейн 2051 B0426+58817.99ОКРУГ КОЛУМБИЯ13.430.690.000302.022
Г 240-721748+70820.26DQ15.230.810.0000855.691
Глизе 223,20552–04121.01DZ15.290.820.0000627.891
Глизе 3991 B[164]1708+43724.23D ??>150.5<0.000086>62

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я Джонсон, Дж. (2007). «Экстремальные звезды: белые карлики и нейтронные звезды». Конспект лекций, Астрономия 162. Государственный университет Огайо. В архиве из оригинала 31 марта 2012 г.. Получено 17 октября 2011.
  2. ^ Генри, Т. Дж. (1 января 2009 г.). «Сто ближайших звездных систем». Консорциум по исследованию близких звезд. В архиве из оригинала 12 ноября 2007 г.. Получено 21 июля 2010.
  3. ^ а б c d Белые карлики, Э. Шацман, Амстердам: Северная Голландия, 1958.
  4. ^ а б c d Fontaine, G .; Brassard, P .; Бержерон, П. (2001). "Возможности космохронологии белых карликов". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. Дои:10.1086/319535.
  5. ^ а б c d е Ричмонд, М. «Поздние стадии эволюции маломассивных звезд». Конспект лекций по физике 230. Рочестерский технологический институт. В архиве из оригинала 4 сентября 2017 г.. Получено 3 мая 2007.
  6. ^ а б Werner, K .; Hammer, N.J .; Nagel, T .; Rauch, T .; Драйзлер, С. (2005). «О возможных кислородных / неоновых белых карликах: H1504 + 65 и белых карликах-донорах в сверхкомпактных рентгеновских двойных системах». 14-й Европейский семинар по белым карликам. 334: 165. arXiv:Astro-ph / 0410690. Bibcode:2005ASPC..334..165W.
  7. ^ а б Liebert, J .; Bergeron, P .; Эйзенштейн, Д .; Harris, H.C .; Kleinman, S.J .; Nitta, A .; Кшесинский, Дж. (2004). «Белый гелиевый карлик чрезвычайно малой массы». Астрофизический журнал. 606 (2): L147. arXiv:Astro-ph / 0404291. Bibcode:2004ApJ ... 606L.147L. Дои:10.1086/421462. S2CID  118894713.
  8. ^ а б «Космическая потеря веса: белый карлик с самой низкой массой» (Пресс-релиз). Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. 17 апреля 2007 г. В архиве из оригинала 22 апреля 2007 г.. Получено 20 апреля 2007.
  9. ^ а б Spergel, D. N .; Bean, R .; Doré, O .; Nolta, M. R .; Bennett, C.L .; Dunkley, J .; Hinshaw, G .; Ярошик, Н .; и другие. (2007). «Результаты трехлетнего исследования микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP): значение для космологии». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 170 (2): 377–408. arXiv:Astro-ph / 0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. Дои:10.1086/513700. S2CID  1386346.
  10. ^ Гершель, В. (1785). "Каталог двойных звезд. Автор Уильям Гершель, эсквайр Ф. Р. С.". Философские труды Лондонского королевского общества. 75: 40–126. Bibcode:1785РСПТ ... 75 ... 40Н. Дои:10.1098 / рстл.1785.0006. JSTOR  106749. S2CID  186209747.
  11. ^ а б c Хольберг, Дж. Б. (2005). Как вырожденные звезды стали известны как белые карлики. Заседание Американского астрономического общества 207. 207. п. 1503. Bibcode:2005AAS ... 20720501H.
  12. ^ Адамс, У. С. (1914). "Звезда А-типа очень низкой светимости". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 26 (155): 198. Bibcode:1914PASP ... 26..198A. Дои:10.1086/122337.
  13. ^ а б Бессель, Ф. В. (1844). «О вариациях собственных движений Проциона и Сириуса». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 6 (11): 136–141. Bibcode:1844МНРАС ... 6Р.136Б. Дои:10.1093 / mnras / 6.11.136a.
  14. ^ а б Фламмарион, Камилла (1877). «Спутник Сириуса». Астрономический регистр. 15: 186. Bibcode:1877AReg ... 15..186F.
  15. ^ Адамс, У. С. (1915). "Спектр спутника Сириуса". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 27 (161): 236. Bibcode:1915PASP ... 27..236A. Дои:10.1086/122440.
  16. ^ Ван Маанен, А. (1917). «Две слабые звезды с большим собственным движением». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 29 (172): 258. Bibcode:1917PASP ... 29..258В. Дои:10.1086/122654.
  17. ^ Лютен, В. Дж. (1922). "Средний параллакс звезд раннего типа определенного собственного движения и видимой величины". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 34 (199): 156. Bibcode:1922ПАСП ... 34..156Л. Дои:10.1086/123176.
  18. ^ Лютен, В. Дж. (1922). «Заметка о некоторых слабых звездах ранних типов с большими собственными движениями». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 34 (197): 54. Bibcode:1922PASP ... 34 ... 54L. Дои:10.1086/123146.
  19. ^ Лютен, В. Дж. (1922). "Дополнительное примечание о слабых звездах ранних типов с большими собственными движениями". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 34 (198): 132. Bibcode:1922PASP ... 34..132L. Дои:10.1086/123168.
  20. ^ Эйткен, Р. Г. (1922). "Комета c 1922 (Бааде)". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 34 (202): 353. Bibcode:1922ПАСП ... 34..353А. Дои:10.1086/123244.
  21. ^ а б c Эддингтон, А. С. (1924). «О соотношении масс и светимости звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 84 (5): 308–333. Bibcode:1924МНРАС..84..308Э. Дои:10.1093 / минрас / 84.5.308.
  22. ^ Лютен, В. Дж. (1950). «Поиски белых карликов». Астрономический журнал. 55: 86. Bibcode:1950AJ ..... 55 ... 86L. Дои:10.1086/106358.
  23. ^ а б c d МакКук, Джордж П .; Сион, Эдвард М. (1999). "Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 121 (1): 1–130. Bibcode:1999ApJS..121 .... 1M. Дои:10.1086/313186.
  24. ^ а б Эйзенштейн, Дэниел Дж .; Либерт, Джеймс; Харрис, Хью С .; Kleinman, S.J .; Нитта, Ацуко; Сильвестри, Николь; Андерсон, Скотт А .; Barentine, J.C .; Brewington, Howard J .; Brinkmann, J .; Харванек, Майкл; Кшесиньски, Юрек; Neilsen, Jr., Eric H .; Лонг, Дэн; Schneider, Donald P .; Снедден, Стефани А. (2006). «Каталог спектроскопически подтвержденных белых карликов из 4-го выпуска данных цифрового обзора неба Sloan». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 167 (1): 40–58. arXiv:Astro-ph / 0606700. Bibcode:2006ApJS..167 ... 40E. Дои:10.1086/507110. S2CID  13829139.
  25. ^ Килич, М .; Альенде Прието, К .; Браун, Уоррен Р.; Кестер, Д. (2007). «Белый карлик с наименьшей массой». Астрофизический журнал. 660 (2): 1451–1461. arXiv:astro-ph / 0611498. Bibcode:2007ApJ ... 660.1451K. Дои:10.1086/514327. S2CID  18587748.
  26. ^ а б Кеплер, С.О.; Kleinman, S.J .; Nitta, A .; Koester, D .; Castanheira, B.G .; Giovannini, O .; Costa, A. F. M .; Альтхаус, Л. (2007). «Распределение массы белых карликов в SDSS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 375 (4): 1315–1324. arXiv:astro-ph / 0612277. Bibcode:2007МНРАС.375.1315К. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.11388.x. S2CID  10892288.
  27. ^ Шипман, Х. Л. (1979). «Массы и радиусы звезд белого карлика. III - Результаты для 110 богатых водородом и 28 богатых гелием звезд». Астрофизический журнал. 228: 240. Bibcode:1979ApJ ... 228..240S. Дои:10.1086/156841.
  28. ^ Сандин, Ф. (2005). «Экзотические фазы вещества в компактных звездах» (PDF). Лицензионная работа. Технологический университет Лулео. В архиве (PDF) из оригинала 15 августа 2011 г.. Получено 20 августа 2011.
  29. ^ Босс, Л. (1910). Предварительный общий каталог 6188 звезд за эпоху 1900 г.. Институт Карнеги Вашингтона. Bibcode:1910pgcs.book ..... B. LCCN  10009645.
  30. ^ Liebert, J .; Янг, П. А .; Arnett, D .; Holberg, J. B .; Уильямс, К. А. (2005). «Возраст и масса прародителя Сириуса Б». Астрофизический журнал. 630 (1): L69. arXiv:astro-ph / 0507523. Bibcode:2005ApJ ... 630L..69L. Дои:10.1086/462419. S2CID  8792889.
  31. ^ Эпик, Э. (1916). «Плотности визуальных двойных звезд». Астрофизический журнал. 44: 292. Bibcode:1916ApJ .... 44..292O. Дои:10.1086/142296.
  32. ^ Эддингтон, А. С. (1927). Звезды и атомы. Clarendon Press. LCCN  27015694.
  33. ^ Адамс, У. С. (1925). "Относительное смещение спектральных линий спутника Сириуса". Труды Национальной академии наук. 11 (7): 382–387. Bibcode:1925ПНАС ... 11..382А. Дои:10.1073 / pnas.11.7.382. ЧВК  1086032. PMID  16587023.
  34. ^ Нейв, К. «Ядерный размер и плотность». Гиперфизика. Государственный университет Джорджии. В архиве из оригинала от 6 июля 2009 г.. Получено 26 июн 2009.
  35. ^ Адамс, Стив (1997). Относительность: введение в физику пространства-времени. Относительность: введение в физику пространства-времени. Лондон; Бристоль: CRC Press. п. 240. Bibcode:1997рист.книга ..... A. ISBN  978-0-7484-0621-0.
  36. ^ а б c Фаулер, Р. Х. (1926). «О плотной материи». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 87 (2): 114–122. Bibcode:1926МНРАС..87..114Ф. Дои:10.1093 / mnras / 87.2.114.
  37. ^ Hoddeson, L.H .; Байм, Г. (1980). "Развитие квантово-механической электронной теории металлов: 1900–28". Труды Лондонского королевского общества. 371 (1744): 8–23. Bibcode:1980RSPSA.371 .... 8H. Дои:10.1098 / RSPA.1980.0051. JSTOR  2990270. S2CID  120476662.
  38. ^ а б c d е "Оценка звездных параметров на основе равнораспределения энергии". ScienceBits. В архиве с оригинала 30 июня 2012 г.. Получено 9 мая 2007.
  39. ^ Бин, Р. «Лекция 12 - Давление вырождения» (PDF). Конспект лекций, Астрономия 211. Корнелл Университет. Архивировано из оригинал (PDF) 25 сентября 2007 г.. Получено 21 сентября 2007.
  40. ^ Андерсон, В. (1929). "Über die Grenzdichte der Materie und der Energie". Zeitschrift für Physik. 56 (11–12): 851–856. Bibcode:1929ZPhy ... 56..851A. Дои:10.1007 / BF01340146. S2CID  122576829.
  41. ^ а б Стоунер, К. (1930). «Равновесие плотных звезд». Философский журнал. 9: 944.
  42. ^ Чандрасекхар, С. (1931). «Максимальная масса идеальных белых карликов». Астрофизический журнал. 74: 81. Bibcode:1931ApJ .... 74 ... 81C. Дои:10.1086/143324.
  43. ^ а б c Чандрасекхар, С. (1935). "Сильно сжатые конфигурации звездной массы (Вторая статья)". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 95 (3): 207–225. Bibcode:1935МНРАС..95..207С. Дои:10.1093 / mnras / 95.3.207.
  44. ^ «Нобелевская премия по физике 1983 года». Нобелевский фонд. В архиве из оригинала 6 мая 2007 г.. Получено 4 мая 2007.
  45. ^ а б Канал, р .; Гутьеррес, Дж. (1997). "Возможная связь белого карлика и нейтронной звезды". Белые карлики. Библиотека астрофизики и космических наук. 214. С. 49–55. arXiv:Astro-ph / 9701225. Bibcode:1997АССЛ..214 ... 49С. Дои:10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN  978-94-010-6334-0. S2CID  9288287.
  46. ^ а б c d е ж Hillebrandt, W .; Нимейер, Дж. К. (2000). «Модели взрыва сверхновой типа IA». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 38: 191–230. arXiv:Astro-ph / 0006305. Bibcode:2000ARA & A..38..191H. Дои:10.1146 / annurev.astro.38.1.191. S2CID  10210550.
  47. ^ Овербай, Д. (22 февраля 2010 г.). «Из столкновения белых карликов, рождение сверхновой». Нью-Йорк Таймс. В архиве из оригинала 25 февраля 2010 г.. Получено 22 февраля 2010.
  48. ^ Chabrier, G .; Барафф, И. (2000). «Теория маломассивных звезд и субзвездных объектов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 38: 337–377. arXiv:astro-ph / 0006383. Bibcode:2000ARA и A..38..337C. Дои:10.1146 / annurev.astro.38.1.337. S2CID  59325115.
  49. ^ Калер, Дж. "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)". В архиве с оригинала 31 августа 2009 г.. Получено 5 мая 2007.
  50. ^ «Основные символы». Стандарты для астрономических каталогов, версия 2.0. VizieR. В архиве из оригинала 8 мая 2017 г.. Получено 12 января 2007.
  51. ^ Тохлайн, Дж. Э. «Структура, устойчивость и динамика самогравитирующих систем». В архиве из оригинала 27 июня 2010 г.. Получено 30 мая 2007.
  52. ^ Хойл, Ф. (1947). «Звезды, распределение и движение, примечание о равновесных конфигурациях для вращающихся белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 107 (2): 231–236. Bibcode:1947МНРАС.107..231Х. Дои:10.1093 / mnras / 107.2.231.
  53. ^ Ostriker, J. P .; Боденхаймер, П. (1968). «Быстро вращающиеся звезды. II. Массивные белые карлики». Астрофизический журнал. 151: 1089. Bibcode:1968ApJ ... 151.1089O. Дои:10.1086/149507.
  54. ^ Катнер, М. Л. (2003). Астрономия: физическая перспектива. Издательство Кембриджского университета. п.189. ISBN  978-0-521-52927-3. Получено 28 февраля 2016.
  55. ^ а б c Sion, E.M .; Greenstein, J. L .; Landstreet, J.D .; Liebert, J .; Шипман, Х. Л .; Вегнер, Г. А. (1983). «Предлагаемая новая система спектральной классификации белых карликов». Астрофизический журнал. 269: 253. Bibcode:1983ApJ ... 269..253S. Дои:10.1086/161036.
  56. ^ а б Hambly, N.C .; Smartt, S.J .; Ходжкин, С. Т. (1997). "WD 0346 + 246: Очень низкая светимость, крутые вырождения в Тельце". Астрофизический журнал. 489 (2): L157. Bibcode:1997ApJ ... 489L.157H. Дои:10.1086/316797.
  57. ^ а б c d е ж грамм Fontaine, G .; Веземаэль, Ф. (2001). «Белые карлики». В Мурдине, П. (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики. IOP Publishing /Издательская группа Nature. ISBN  978-0-333-75088-9.
  58. ^ Heise, J. (1985). «Рентгеновское излучение изолированных горячих белых карликов». Обзоры космической науки. 40 (1–2): 79–90. Bibcode:1985ССРв ... 40 ... 79Ч. Дои:10.1007 / BF00212870. S2CID  120431159.
  59. ^ Lesaffre, P .; Подсядловски, к .; Тут, К. А. (2005). «Двухпотоковый формализм конвективного урка-процесса». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 356 (1): 131–144. arXiv:Astro-ph / 0411016. Bibcode:2005МНРАС.356..131Л. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08428.x. S2CID  15797437.
  60. ^ Местель, Л. (1952). «К теории белых карликов. I. Источники энергии белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 112 (6): 583–597. Bibcode:1952МНРАС.112..583М. Дои:10.1093 / минрас / 112.6.583.
  61. ^ Кавалер, С. Д. (1998). "Белые карлики и глубокое поле Хаббла". Глубокое поле Хаббла: Труды симпозиума Научного института космического телескопа. Глубокое поле Хаббла. п. 252. arXiv:Astro-ph / 9802217. Bibcode:1998hdf..symp..252K. ISBN  978-0-521-63097-9.
  62. ^ Bergeron, P .; Руис, М. Т .; Леггетт, С. К. (1997). «Химическая эволюция холодных белых карликов и возраст местного диска Галактики». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 108 (1): 339–387. Bibcode:1997ApJS..108..339B. Дои:10.1086/312955.
  63. ^ McCook, G.P .; Сион, Э. М. (1999). "Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 121 (1): 1–130. Bibcode:1999ApJS..121 .... 1M. Дои:10.1086/313186.
  64. ^ а б Leggett, S.K .; Руис, М. Т .; Бержерон, П. (1998). "Функция светимости холодного белого карлика и возраст диска Галактики". Астрофизический журнал. 497 (1): 294–302. Bibcode:1998ApJ ... 497..294L. Дои:10.1086/305463.
  65. ^ Гейтс, Э .; Гюк, Г .; Harris, H.C .; Subbarao, M .; Андерсон, С .; Kleinman, S.J .; Liebert, J .; Brewington, H .; и другие. (2004). «Обнаружение новых ультракладких белых карликов в цифровом обзоре неба Sloan». Астрофизический журнал. 612 (2): L129. arXiv:Astro-ph / 0405566. Bibcode:2004ApJ ... 612L.129G. Дои:10.1086/424568. S2CID  7570539.
  66. ^ Winget, D.E .; Hansen, C.J .; Liebert, J .; Van Horn, H.M .; Fontaine, G .; Nather, R.E .; Kepler, S.O .; Лэмб, Д. К. (1987). «Самостоятельный метод определения возраста Вселенной». Астрофизический журнал. 315: L77. Bibcode:1987ApJ ... 315L..77W. Дои:10.1086/184864. HDL:10183/108730.
  67. ^ Трефил, Дж. С. (2004). Момент сотворения: физика Большого взрыва от первой миллисекунды до нашей Вселенной. Dover Publications. ISBN  978-0-486-43813-9.
  68. ^ а б Metcalfe, T. S .; Montgomery, M.H .; Канаан, А. (2004). "Проверка теории кристаллизации белых карликов с помощью астросейсмологии массивной пульсирующей звезды DA BPM 37093". Астрофизический журнал. 605 (2): L133. arXiv:Astro-ph / 0402046. Bibcode:2004ApJ ... 605L.133M. Дои:10.1086/420884. S2CID  119378552.
  69. ^ Barrat, J. L .; Hansen, J. P .; Мочкович, Р. (1988). «Кристаллизация углеродно-кислородных смесей в белых карликах». Астрономия и астрофизика. 199 (1–2): L15. Bibcode:1988A&A ... 199L..15B.
  70. ^ Уингет, Д. Э. (1995). "Состояние астросейсмологии белых карликов и взгляд на дорогу впереди". Балтийская астрономия. 4 (2): 129. Bibcode:1995BaltA ... 4..129Вт. Дои:10.1515 / astro-1995-0209.
  71. ^ Белый дом, Дэвид (16 февраля 2004 г.). «Бриллиантовая звезда волнует астрономов». Новости BBC. Архивировано из оригинал 5 февраля 2007 г.. Получено 6 января 2007.
  72. ^ Канаан, А .; Nitta, A .; Winget, D.E .; Kepler, S.O .; Montgomery, M.H .; Metcalfe, T. S .; Oliveira, H .; Fraga, L .; и другие. (2005). «Наблюдения BPM 37093 с помощью телескопа всей Земли: сейсмологическая проверка теории кристаллизации в белых карликах». Астрономия и астрофизика. 432 (1): 219–224. arXiv:Astro-ph / 0411199. Bibcode:2005A & A ... 432..219K. Дои:10.1051/0004-6361:20041125. S2CID  7297628.
  73. ^ Brassard, P .; Фонтейн, Г. (2005). "Астеросейсмология кристаллизованной звезды ZZ Ceti BPM 37093: другой взгляд". Астрофизический журнал. 622 (1): 572–576. Bibcode:2005ApJ ... 622..572B. Дои:10.1086/428116.
  74. ^ Hansen, B.M.S .; Либерт, Дж. (2003). «Крутые белые карлики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 41: 465. Bibcode:2003ARA & A..41..465H. Дои:10.1146 / annurev.astro.41.081401.155117.
  75. ^ Tremblay, P.-E .; Fontaine, G .; Fusillo, N. P. G .; Dunlap, B.H .; Gänsicke, B.T .; Hollands, M. H .; Hermes, J. J .; Marsh, T. R .; Cukanovaite, E .; Каннингем, Т. (2019). «Кристаллизация ядра и нагромождение в последовательности охлаждения развивающихся белых карликов» (PDF). Природа. 565 (7738): 202–205. arXiv:1908.00370. Bibcode:2019Натура.565..202Т. Дои:10.1038 / с41586-018-0791-х. PMID  30626942. S2CID  58004893. В архиве (PDF) из оригинала 23 июля 2019 г.. Получено 23 июля 2019.
  76. ^ Istrate; и другие. (2014). «Временная шкала эволюции маломассивных протогелиевых белых карликов». Астрономия и астрофизика. 571: L3. arXiv:1410.5471. Bibcode:2014A & A ... 571L ... 3I. Дои:10.1051/0004-6361/201424681. S2CID  55152203.
  77. ^ «Найдена первая гигантская планета вокруг Белого карлика - наблюдения ESO показывают, что экзопланета, похожая на Нептун, испаряется». www.eso.org. В архиве из оригинала 4 декабря 2019 г.. Получено 4 декабря 2019.
  78. ^ Шацман, Э. (1945). "Теория дебита энергии наине бланширует". Анналы д'Астрофизики. 8: 143. Bibcode:1945АнАп .... 8..143С.
  79. ^ а б c d е ж Koester, D .; Чанмугам, Г. (1990). «Физика белых карликов». Отчеты о достижениях физики. 53 (7): 837–915. Bibcode:1990RPPh ... 53..837K. Дои:10.1088/0034-4885/53/7/001. S2CID  122582479.
  80. ^ а б Кавалер, С. Д. (1997). "Белые карликовые звезды". In Kawaler, S.D .; Новиков, И .; Сринивасан, Г. (ред.). Звездные остатки. 1997. ISBN  978-3-540-61520-0.
  81. ^ Койпер, Г. П. (1941). "Список известных белых карликов". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 53 (314): 248. Bibcode:1941PASP ... 53..248K. Дои:10.1086/125335.
  82. ^ Лютен, В. Дж. (1952). «Спектры и светимости белых карликов». Астрофизический журнал. 116: 283. Bibcode:1952ApJ ... 116..283L. Дои:10.1086/145612.
  83. ^ Гринштейн, Дж. Л. (1960). Звездные атмосферы. Издательство Чикагского университета. Bibcode:Статистическая книга за 1960 год ..... G. LCCN  61-9138.
  84. ^ Kepler, S.O .; Kleinman, S.J .; Nitta, A .; Koester, D .; Castanheira, B.G .; Giovannini, O .; Costa, A. F. M .; Альтхаус, Л. (2007). «Распределение массы белых карликов в SDSS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 375 (4): 1315–1324. arXiv:astro-ph / 0612277. Bibcode:2007МНРАС.375.1315К. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.11388.x. S2CID  10892288.
  85. ^ Dufour, P .; Liebert, J .; Fontaine, G .; Бехара, Н. (2007). «Белые карлики с углеродной атмосферой». Природа. 450 (7169): 522–4. arXiv:0711.3227. Bibcode:2007Натура.450..522D. Дои:10.1038 / природа06318. PMID  18033290. S2CID  4398697.
  86. ^ «Открытие молекулярного водорода в атмосфере белых карликов». IOPscience. В архиве из оригинала 24 июня 2014 г.. Получено 24 октября 2013.
  87. ^ а б Юра, М .; Янг, Э. (1 января 2014 г.). «Внесолнечная космохимия». Ежегодный обзор наук о Земле и планетах. 42 (1): 45–67. Bibcode:2014AREPS..42 ... 45J. Дои:10.1146 / аннурьев-земля-060313-054740.
  88. ^ Wilson, D.J .; Gänsicke, B.T .; Koester, D .; Толоза, О .; Pala, A. F .; Breedt, E .; Парсонс, С.Г. (11 августа 2015 г.). "Состав нарушенной внесолнечной планетезимали в SDSS J0845 + 2257 (тонна 345)". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 451 (3): 3237–3248. arXiv:1505.07466. Bibcode:2015МНРАС.451.3237W. Дои:10.1093 / мнрас / stv1201. S2CID  54049842.
  89. ^ Блэкетт, П. М. С. (1947). «Магнитное поле массивных вращающихся тел». Природа. 159 (4046): 658–66. Bibcode:1947Натура.159..658Б. Дои:10.1038 / 159658a0. PMID  20239729. S2CID  4133416.
  90. ^ Ловелл, Б. (1975). "Патрик Мейнард Стюарт Блэкетт, барон Блэкетт из Челси. 18 ноября 1897 - 13 июля 1974". Биографические воспоминания членов Королевского общества. 21: 1–115. Дои:10.1098 / рсбм.1975.0001. JSTOR  769678. S2CID  74674634.
  91. ^ Ландстрит, Джон Д. (1967). «Синхротронное излучение нейтрино и его астрофизическое значение». Физический обзор. 153 (5): 1372–1377. Bibcode:1967ПхРв..153.1372Л. Дои:10.1103 / PhysRev.153.1372.
  92. ^ Гинзбург, В. Л .; Железняков, В. В .; Зайцев, В. В. (1969). «Когерентные механизмы радиоизлучения и магнитные модели пульсаров». Астрофизика и космическая наука. 4 (4): 464–504. Bibcode:1969Ap & SS ... 4..464G. Дои:10.1007 / BF00651351. S2CID  119003761.
  93. ^ Kemp, J.C .; Swedlund, J. B .; Landstreet, J.D .; Ангел, Дж. Р. П. (1970). «Открытие циркулярно поляризованного света от белого карлика». Астрофизический журнал. 161: L77. Bibcode:1970ApJ ... 161L..77K. Дои:10.1086/180574.
  94. ^ Феррарио, Лилия; де Мартино, Домтилья; Gaensicke, Борис (2015). «Магнитные белые карлики». Обзоры космической науки. 191 (1–4): 111–169. arXiv:1504.08072. Bibcode:2015ССРв..191..111Ф. Дои:10.1007 / s11214-015-0152-0. S2CID  119057870.
  95. ^ Кеплер, С.О .; Pelisoli, I .; Jordan, S .; Kleinman, S.J .; Koester, D .; Kuelebi, B .; Pecanha, V .; Castanhiera, B.G .; Nitta, A .; Costa, J.E.S .; Winget, D.E .; Канаан, А .; Фрага, Л. (2013). «Магнитные белые карлики в обзоре неба Sloan Digital Sky». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 429 (4): 2934–2944. arXiv:1211.5709. Bibcode:2013МНРАС.429.2934К. Дои:10.1093 / мнрас / стс522. S2CID  53316287.
  96. ^ Landstreet, J.D .; Bagnulo, S .; Валявин, Г.Г .; Fossati, L .; Jordan, S .; Монин, Д .; Уэйд, Г.А. (2012). «О возникновении слабых магнитных полей в белых карликах DA». Астрономия и астрофизика. 545 (A30): 9 стр. arXiv:1208.3650. Bibcode:2012A & A ... 545A..30L. Дои:10.1051/0004-6361/201219829. S2CID  55153825.
  97. ^ Либерт, Джеймс; Bergeron, P .; Хольберг, Дж. Б. (2003). "Истинное распространение магнетизма среди полевых белых карликов". Астрономический журнал. 125 (1): 348–353. arXiv:Astro-ph / 0210319. Bibcode:2003AJ .... 125..348L. Дои:10.1086/345573. S2CID  9005227.
  98. ^ Бакли, Д. А. Х .; Meintjes, P.J .; Potter, S. B .; Marsh, T. R .; Генсике Б. Т. (23 января 2017 г.). «Поляриметрическое свидетельство пульсара белого карлика в двойной системе AR Scorpii». Природа Астрономия. 1 (2): 0029. arXiv:1612.03185. Bibcode:2017НатАс ... 1E..29B. Дои:10.1038 / s41550-016-0029. S2CID  15683792.
  99. ^ «Звезды сближают атомы». Новости природы и комментарии. В архиве из оригинала 20 июля 2012 г.. Получено 21 июля 2012.
  100. ^ "Переменные ZZ Ceti". Центр астрономических исследований Страсбурга. Французская ассоциация наблюдателей за переменными. Архивировано из оригинал 5 февраля 2007 г.. Получено 6 июн 2007.
  101. ^ а б c Quirion, P.-O .; Fontaine, G .; Брассар, П. (2007). «Отображение областей нестабильности GW-звезд на диаграмме эффективной температуры – поверхностной гравитации». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 171 (1): 219–248. Bibcode:2007ApJS..171..219Q. Дои:10.1086/513870.
  102. ^ Лоуренс, Г. М .; Ostriker, J. P .; Гессер, Дж. Э. (1967). «Ультракороткие звездные колебания. I. Результаты исследований белых карликов, старых новых звезд, центральных звезд планетарных туманностей, 3c 273 и Скорпиона XR-1». Астрофизический журнал. 148: L161. Bibcode:1967ApJ ... 148L.161L. Дои:10.1086/180037.
  103. ^ Ландольт, А. У. (1968). «Новая короткопериодная синяя переменная». Астрофизический журнал. 153: 151. Bibcode:1968ApJ ... 153..151L. Дои:10.1086/149645.
  104. ^ Nagel, T .; Вернер, К. (2004). "Обнаружение нерадиальных пульсаций g-моды в недавно открытой звезде PG 1159 HE 1429-1209". Астрономия и астрофизика. 426 (2): L45. arXiv:astro-ph / 0409243. Bibcode:2004A & A ... 426L..45N. Дои:10.1051/0004-6361:200400079. S2CID  9481357.
  105. ^ О'Брайен, М. С. (2000). "Масштабы и причины полосы предбелых карликов". Астрофизический журнал. 532 (2): 1078–1088. arXiv:Astro-ph / 9910495. Bibcode:2000ApJ ... 532.1078O. Дои:10.1086/308613. S2CID  115958740.
  106. ^ Уингет, Д. Э. (1998). «Астеросейсмология белых карликов». Журнал физики: конденсированное вещество. 10 (49): 11247–11261. Bibcode:1998JPCM ... 1011247W. Дои:10.1088/0953-8984/10/49/014.
  107. ^ а б Heger, A .; Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; Langer, N .; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph / 0212469. Bibcode:2003ApJ ... 591..288H. Дои:10.1086/375341. S2CID  59065632.
  108. ^ Напивотски, Ральф (2009). «Галактическое население белых карликов». Журнал физики. Серия конференций. 172 (1): 012004. arXiv:0903.2159. Bibcode:2009JPhCS.172a2004N. Дои:10.1088/1742-6596/172/1/012004. S2CID  17521113.
  109. ^ Laughlin, G .; Bodenheimer, P .; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основного сюжета». Астрофизический журнал. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ ... 482..420л. Дои:10.1086/304125.
  110. ^ а б Джеффри, Саймон. "Звезды вне зрелости". Архивировано из оригинал 4 апреля 2015 г.. Получено 3 мая 2007.
  111. ^ Sarna, M. J .; Ergma, E .; Гершкевитш, J. (2001). «Эволюция белых карликов с гелиевым ядром - включая белых карликов-компаньонов нейтронных звезд». Astronomische Nachrichten. 322 (5–6): 405–410. Bibcode:2001АН .... 322..405С. Дои:10.1002 / 1521-3994 (200112) 322: 5/6 <405 :: AID-ASNA405> 3.0.CO; 2-6.
  112. ^ Benvenuto, O.G .; Де Вито, М. А. (2005). «Образование гелиевых белых карликов в тесных двойных системах - II».. Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 362 (3): 891–905. Bibcode:2005МНРАС.362..891Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09315.x.
  113. ^ Nelemans, G .; Таурис, Т. М. (1998). «Формирование маломассивных одиночных белых карликов и влияние планет на позднюю звездную эволюцию». Астрономия и астрофизика. 335: L85. arXiv:Astro-ph / 9806011. Bibcode:1998A & A ... 335L..85N.
  114. ^ "Планетная диета помогает белым карликам оставаться молодыми и подтянутыми". Новый ученый. № 2639. 18 января 2008 г. В архиве из оригинала 20 апреля 2010 г.. Получено 18 сентября 2017.
  115. ^ Диллон, Вик. «Эволюция маломассивных звезд». конспект лекций, Физика 213. Шеффилдский университет. Архивировано из оригинал 7 ноября 2012 г.. Получено 3 мая 2007.
  116. ^ Диллон, Вик. «Эволюция звезд большой массы». конспект лекций, Физика 213. Шеффилдский университет. Архивировано из оригинал 7 ноября 2012 г.. Получено 3 мая 2007.
  117. ^ Шаффнер-Белич, Юрген (2005). «Странное кварковое вещество в звездах: общий обзор». Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц. 31 (6): S651 – S657. arXiv:Astro-ph / 0412215. Bibcode:2005JPhG ... 31S.651S. Дои:10.1088/0954-3899/31/6/004. S2CID  118886040.
  118. ^ Номото, К. (1984). «Эволюция звезд с массой 8–10 солнечных масс в сторону сверхновых с захватом электронов. I - Формирование электронно-вырожденных ядер O + NE + MG». Астрофизический журнал. 277: 791. Bibcode:1984ApJ ... 277..791N. Дои:10.1086/161749.
  119. ^ Woosley, S.E .; Heger, A .; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP ... 74.1015 Вт. Дои:10.1103 / RevModPhys.74.1015.
  120. ^ Werner, K .; Rauch, T .; Барстоу, М. А .; Крук, Дж. У. (2004). "Чандровая и FUSE-спектроскопия горячего голого ядра звезды H? 1504 + 65". Астрономия и астрофизика. 421 (3): 1169–1183. arXiv:astro-ph / 0404325. Bibcode:2004 A&A ... 421,1169 Вт. Дои:10.1051/0004-6361:20047154. S2CID  2983893.
  121. ^ Ливио, Марио; Труран, Джеймс У. (1994). «Об интерпретации и значениях изобилия новых: изобилие богатств или изобилие обогащений». Астрофизический журнал. 425: 797. Bibcode:1994ApJ ... 425..797L. Дои:10.1086/174024.
  122. ^ Jordan, George C. IV .; Перец, Хагай Б .; Фишер, Роберт Т .; ван Россум, Даниэль Р. (2012). «Сверхновые с неработающей детонацией: сверхновые с субсветовыми низкими скоростями Ia и их выбитые остатки белых карликов с богатыми железом ядрами». Письма в астрофизический журнал. 761 (2): L23. arXiv:1208.5069. Bibcode:2012ApJ ... 761L..23J. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 761/2 / L23. S2CID  119203015.
  123. ^ Panei, J. A .; Althaus, L.G .; Бенвенуто, О. Г. (2000). «Эволюция белых карликов с железным сердечником». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 312 (3): 531–539. arXiv:astro-ph / 9911371. Bibcode:2000МНРАС.312..531П. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2000.03236.x. S2CID  17854858.
  124. ^ а б c Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики. 69 (2): 337–372. arXiv:Astro-ph / 9701131. Bibcode:1997РвМП ... 69..337А. Дои:10.1103 / RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  125. ^ Сигер, S .; Kuchner, M .; Hier-Majumder, C .; Милитцер, Б. (19 июля 2007 г.). «Соотношение массы и радиуса твердых экзопланет». Астрофизический журнал (опубликовано в ноябре 2007 г.). 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ ... 669.1279S. Дои:10.1086/521346. S2CID  8369390.
  126. ^ Лемоник, Майкл (26 августа 2011 г.). «Ученые открыли алмаз размером с планету». Журнал Тайм. В архиве из оригинала 24 августа 2013 г.. Получено 18 июн 2015.
  127. ^ "Хаббл обнаружил, что мертвые звезды" загрязнены "планетным мусором". Пресс-релиз ЕКА / Хаббла. В архиве из оригинала от 9 июня 2013 г.. Получено 10 мая 2013.
  128. ^ «Комета, падающая в белый карлик (по впечатлению художника)». www.spacetelescope.org. В архиве из оригинала 15 февраля 2017 г.. Получено 14 февраля 2017.
  129. ^ «Столкновение комет поднимает пыльный туман». Новости BBC. 13 февраля 2007 г. Архивировано с оригинал 16 февраля 2007 г.. Получено 20 сентября 2007.
  130. ^ Su, K. Y. L .; Chu, Y.-H .; Rieke, G.H .; Huggins, P.J .; Gruendl, R .; Napiwotzki, R .; Rauch, T .; Latter, W. B .; Волк, К. (2007). "Диск обломков вокруг центральной звезды туманности Хеликс?". Астрофизический журнал. 657 (1): L41. arXiv:astro-ph / 0702296. Bibcode:2007ApJ ... 657L..41S. Дои:10.1086/513018. S2CID  15244406.
  131. ^ Рич, Уильям Т .; Kuchner, Marc J .; Фон Хиппель, Тед; Берроуз, Адам; Маллально, Фергал; Килич, Мукремин; Уингет, Д. Э. (2005). «Пылевое облако вокруг белого карлика G29-38». Астрофизический журнал. 635 (2): L161. arXiv:astro-ph / 0511358. Bibcode:2005ApJ ... 635L.161R. Дои:10.1086/499561. S2CID  119462589.
  132. ^ Сион, Эдвард М .; Holberg, J.B .; Освальт, Терри Д.; МакКук, Джордж П .; Васатоник, Ричард (2009). «Белые карлики в пределах 20 парсеков от Солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал. 138 (6): 1681–1689. arXiv:0910.1288. Bibcode:2009AJ .... 138.1681S. Дои:10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID  119284418.
  133. ^ Ли, Цзянькэ; Феррарио, Лилия; Викрамасингхе, Дайал (1998). «Планеты вокруг белых карликов». Письма в астрофизический журнал. 503 (1): L151. Bibcode:1998ApJ ... 503L.151L. Дои:10.1086/311546. п. L51.
  134. ^ Дебес, Джон Х .; Уолш, Кевин Дж .; Старк, Кристофер (24 февраля 2012 г.). «Связь между планетными системами, пыльными белыми карликами и белыми карликами, загрязненными металлами». Астрофизический журнал. 747 (2): 148. arXiv:1201.0756. Bibcode:2012ApJ ... 747..148D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 747/2/148. ISSN  0004-637X. S2CID  118688656.
  135. ^ Верас, Дмитрий; Генсике, Борис Т. (21 февраля 2015 г.). «Обнаруживаемые близкие планеты вокруг белых карликов благодаря поздней распаковке». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 447 (2): 1049–1058. arXiv:1411.6012. Bibcode:2015МНРАС.447.1049В. Дои:10.1093 / mnras / stu2475. ISSN  0035-8711. S2CID  119279872.
  136. ^ Frewen, S. F. N .; Хансен, Б.М.С. (11 апреля 2014 г.). «Эксцентричные планеты и звездная эволюция как причина загрязненных белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 439 (3): 2442–2458. arXiv:1401.5470. Bibcode:2014МНРАС.439.2442Ф. Дои:10.1093 / mnras / stu097. ISSN  0035-8711. S2CID  119257046.
  137. ^ Бонсор, Эми; Gänsicke, Борис Т .; Верас, Дмитрий; Вильявер, Ева; Мустилл, Александр Дж. (21 мая 2018 г.). «Нестабильные маломассивные планетные системы как драйверы загрязнения белыми карликами». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 476 (3): 3939–3955. arXiv:1711.02940. Bibcode:2018МНРАС.476.3939М. Дои:10.1093 / mnras / sty446. ISSN  0035-8711. S2CID  4809366.
  138. ^ Gänsicke, Борис Т .; Холман, Мэтью Дж .; Верас, Дмитрий; Пэйн, Мэтью Дж. (21 марта 2016 г.). «Освобождение экзолуны в планетных системах белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 457 (1): 217–231. arXiv:1603.09344. Bibcode:2016МНРАС.457..217П. Дои:10.1093 / мнрас / stv2966. ISSN  0035-8711. S2CID  56091285.
  139. ^ Ребасса-Мансергас, Альберто; Сюй (许 偲 艺), Сийи; Верас, Дмитрий (21 января 2018 г.). «Критическое разделение двойных звезд для планетарной системы происхождения загрязнения белыми карликами». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 473 (3): 2871–2880. arXiv:1708.05391. Bibcode:2018МНРАС.473.2871В. Дои:10.1093 / мнрас / stx2141. ISSN  0035-8711. S2CID  55764122.
  140. ^ Becklin, E. E .; Цукерман, Б .; Фарихи, Дж. (10 февраля 2008 г.). «Наблюдения за белыми карликами с помощью программы Spitzer IRAC. I. Теплая пыль на богатых металлами вырождениях». Астрофизический журнал. 674 (1): 431–446. arXiv:0710.0907. Bibcode:2008ApJ ... 674..431F. Дои:10.1086/521715. ISSN  0004-637X. S2CID  17813180.
  141. ^ Дебес, Джон Х .; Тевено, Мелина; Kuchner, Marc J .; Бургассер, Адам Дж .; Schneider, Adam C .; Мейснер, Аарон М .; Ганье, Джонатан; Фаэрти, Жаклин К .; Рис, Джон М. (19 февраля 2019 г.). «Трехмирный белый карлик с теплой пылью, обнаруженный в ходе проекта« Городские науки на заднем дворе: планета 9 »». Астрофизический журнал. 872 (2): L25. arXiv:1902.07073. Bibcode:2019ApJ ... 872L..25D. Дои:10.3847 / 2041-8213 / ab0426. ISSN  2041-8213. S2CID  119359995.
  142. ^ Лемоник, Майкл Д. (21 октября 2015 г.). "Звезда-зомби поймана на астероидах". Новости National Geographic. В архиве из оригинала 24 октября 2015 г.. Получено 22 октября 2015.
  143. ^ а б c Вандербург, Андрей; Джонсон, Джон Ашер; Раппапорт, Саул; Биерила, Эллисон; Ирвин, Джонатан; Льюис, Джон Арбан; Киппинг, Дэвид; Браун, Уоррен Р.; Дюфур, Патрик (22 октября 2015 г.). «Распадающаяся малая планета, проходящая транзитом через белый карлик». Природа. 526 (7574): 546–549. arXiv:1510.06387. Bibcode:2015Натура.526..546В. Дои:10.1038 / природа15527. PMID  26490620. S2CID  4451207.
  144. ^ Ван, Тинг-Гуй; Цзян, Нин; Ге, Цзянь; Cutri, Roc M .; Цзян, Пэн; Шэн, Чжэнфэн; Чжоу, Хунъянь; Бауэр, Джеймс; Майнцер, Эми; Райт, Эдвард Л. (9 октября 2019 г.). «Продолжающаяся вспышка в среднем инфракрасном диапазоне в белом карлике 0145 + 234: ловля приливного разрушения экзоастероида?». arXiv:1910.04314 [Astro-ph.SR ].
  145. ^ Gänsicke, Борис Т .; Schreiber, Matthias R .; Толоза, Одетта; Джентиле Фузилло, Никола П .; Кестер, Детлев; Мансер, Кристофер Дж. «Аккреция планеты-гиганта на белого карлика» (PDF). ESO. В архиве (PDF) из оригинала 4 декабря 2019 г.. Получено 11 декабря 2019.
  146. ^ Вандербург, Андрей; и другие. (16 сентября 2020 г.). "Кандидат в гигантскую планету, проходящий транзитом через белого карлика". Природа. 585 (7825): 363–367. arXiv:2009.07282. Bibcode:2020Натура.585..363В. Дои:10.1038 / с41586-020-2713-у. PMID  32939071. S2CID  221738865. Получено 17 сентября 2020.
  147. ^ Чжоу, Фелиция; Андреоли, Клэр; Кофилд, Калия (16 сентября 2020 г.). «Миссии НАСА: шпионят за первой возможной планетой, обнимающей звездный пепел». НАСА. Получено 17 сентября 2020.
  148. ^ Гэри, Брюс Л. (17 сентября 2020 г.). "WD 1856 + 534 Фотометрия транзитной кривой блеска". BruceGary.net. Получено 17 сентября 2020.
  149. ^ Агол, Эрик (2011). «Транзитные исследования для земель в обитаемых зонах белых карликов». Письма в астрофизический журнал. 635 (2): L31. arXiv:1103.2791. Bibcode:2011ApJ ... 731L..31A. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 731/2 / L31. S2CID  118739494.
  150. ^ Барнс, Рори; Хеллер, Рене (2011). «Обитаемые планеты вокруг белых и коричневых карликов: опасность остывания первичной». Астробиология. 13 (3): 279–291. arXiv:1211.6467. Bibcode:2013AsBio..13..279B. Дои:10.1089 / аст.2012.0867. ЧВК  3612282. PMID  23537137.
  151. ^ Nordhaus, J .; Шпигель, Д.С. (2013). «Об орбитах маломассивных спутников белых карликов и судьбах известных экзопланет». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 432 (1): 500–505. arXiv:1211.1013. Bibcode:2013МНРАС.432..500Н. Дои:10.1093 / mnras / stt569. S2CID  119227364.
  152. ^ Ди Стефано, Р .; Nelson, L.A .; Lee, W .; Wood, T. H .; Раппапорт, С. (1997). П. Руис-Лапуэнте; Р. Канал; Дж. Изерн (ред.). Светящиеся сверхмягкие источники рентгеновского излучения как прародители типа Ia. Институты перспективных наук НАТО (Аси), серия C. Серия NATO ASI: Математические и физические науки. 486. Springer. С. 148–149. Bibcode:1997ASIC..486..147D. Дои:10.1007/978-94-011-5710-0_10. ISBN  978-0-7923-4359-2.
  153. ^ {{cite journal | bibcode = 2020ApJ ... 898L..40L | arxiv = 2007.13932 | doi = 10.3847 / 2041-8213 / aba618 | title = CTCV J2056-3014: Рентгеновский слабый промежуточный полярный сигнал, обеспечивающий чрезвычайно быстрое- вращающийся Белый карлик | date = 2020 | last1 = Lopes de Oliveira | first1 = R. | last2 = Брух | first2 = A. | last3 = Родригес | first3 = C. В. | last4 = де Оливейра | first4 = A. С. | last5 = Mukai | first5 = K. | journal = Письма в астрофизический журнал | volume = 898 | issue = 2 | pages = L40}}
  154. ^ Агилар, Дэвид А .; Пуллиам, Кристина (16 ноября 2010 г.). «Астрономы открывают слияние звездных систем, которые могут взорваться». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. В архиве из оригинала от 9 апреля 2011 г.. Получено 16 февраля 2011.
  155. ^ Агилар, Дэвид А .; Пуллиам, Кристина (13 июля 2011 г.). «Развитые звезды, запертые в фаталистическом танце». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. В архиве из оригинала 15 июля 2011 г.. Получено 17 июля 2011.
  156. ^ Юн, С.-К .; Лангер, Н. (2004). «Пресуперновая эволюция аккреции белых карликов с вращением». Астрономия и астрофизика. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph / 0402287. Bibcode:2004 A&A ... 419..623Y. Дои:10.1051/0004-6361:20035822. S2CID  2963085.
  157. ^ Блинников, С. И .; Röpke, F. K .; Сорокина, Е. И .; Gieseler, M .; Reinecke, M .; Travaglio, C .; Hillebrandt, W .; Стритцингер, М. (2006). «Теоретические кривые блеска для моделей дефлаграции сверхновой типа Ia». Астрономия и астрофизика. 453 (1): 229–240. arXiv:Astro-ph / 0603036. Bibcode:2006A & A ... 453..229B. Дои:10.1051/0004-6361:20054594. S2CID  15493284.
  158. ^ О'Нил, Ян (6 сентября 2011 г.). «Не тормозите белого карлика, вы можете взорваться». Discovery Communications, LLC. Архивировано из оригинал 24 января 2012 г.
  159. ^ Гонсалес Эрнандес, J.I .; Ruiz-Lapuente, P .; Tabernero, H.M .; Montes, D .; Канал, р .; Méndez, J .; Бедин, Л. Р. (2012). «Нет выживших эволюционировавших товарищей предка SN 1006». Природа. 489 (7417): 533–536. arXiv:1210.1948. Bibcode:2012Натура 489..533Г. Дои:10.1038 / природа11447. PMID  23018963. S2CID  4431391.
  160. ^ Краузе, Оливер; и другие. (2008). «Сверхновая Тихо Браге 1572 года как стандартный тип Ia, выявленная по ее спектру светового эха». Природа. 456 (7222): 617–619. arXiv:0810.5106. Bibcode:2008Натура.456..617K. Дои:10.1038 / природа07608. PMID  19052622. S2CID  4409995.
  161. ^ "Катаклизмические переменные". информационный бюллетень. Представьте себе Вселенную !. НАСА Годдарда. Архивировано из оригинал 9 июля 2007 г.. Получено 4 мая 2007.
  162. ^ а б "Введение в переменные катаклизма (CV)". информационный бюллетень. НАСА Годдарда. Архивировано из оригинал 8 июня 2012 г.. Получено 4 мая 2007.
  163. ^ Giammichele, N .; Bergeron, P .; Дюфур, П. (апрель 2012 г.), «Знай свое окружение: подробный модельный анализ атмосферы близлежащих белых карликов», Приложение к астрофизическому журналу, 199 (2): 35, arXiv:1202.5581, Bibcode:2012ApJS..199 ... 29G, Дои:10.1088/0067-0049/199/2/29, S2CID  118304737, 29.
  164. ^ Delfosse, X .; Forveille, T .; Beuzit, J.-L .; Udry, S .; Мэр, М .; Перье, К. (1 декабря 1998 г.). «Новые соседи. I. 13 новых товарищей ближайшим карликам M». Астрономия и астрофизика. 334: 897. arXiv:astro-ph / 9812008. Bibcode:1999A & A ... 344..897D.

Внешние ссылки и дальнейшее чтение

Общий

Физика

Изменчивость

Магнитное поле

Частота

Наблюдательный

Изображений