✖


Jump to content

Белый карлик

«Дегенерат-карлик» перенаправляется сюда. Не путать с Дегенеративной звездой .
Чтобы узнать о других значениях, см. Белый карлик (значения) .

Изображение Сириуса А и Сириуса Б, полученное космическим телескопом Хаббл . Сириус B, белый карлик, можно увидеть как слабую светящуюся точку слева внизу от гораздо более яркого Сириуса А.

Белый карлик — это остаток ядра звезды, состоящий в основном из электронно-вырожденного вещества . Белый карлик очень плотный : его масса сравнима с солнечной , а объём — с земным . белого карлика Низкая светимость обусловлена ​​излучением остаточной тепловой энергии ; у белого карлика синтеза не происходит. [1] Ближайший известный белый карлик — Сириус B , Сириус расположенный в 8,6 световых лет, меньший компонент двойной звезды . В настоящее время считается, что среди ста ближайших к Солнцу звездных систем есть восемь белых карликов. [2] Необычная слабость белых карликов была впервые обнаружена в 1910 году. [3] : 1  Название «белый карлик» придумал Виллем Джейкоб Люйтен в 1922 году.

Белые карлики считаются последней эволюционной стадией звезд, масса которых недостаточно велика, чтобы стать нейтронной звездой или черной дырой . Сюда входит более 97% звезд Млечного Пути . [4] : §1  После того, как главной звезды период синтеза водорода последовательности малой или средней массы закончится, такая звезда расширится до красного гиганта , в течение которого она соединяет гелий с углеродом и кислородом в своем ядре посредством процесса тройного альфа . Если красный гигант имеет недостаточную массу для создания температуры ядра, необходимой для синтеза углерода (около 1 миллиарда К), в его центре будет накапливаться инертная масса углерода и кислорода. После того как такая звезда сбросит свои внешние слои и сформирует планетарную туманность , она оставит после себя ядро, которое представляет собой остаток белого карлика. [5] Обычно белые карлики состоят из углерода и кислорода ( белый карлик CO ). Если масса прародителя находится между 7 и 9 массами Солнца ( M ☉ ), температуры ядра будет достаточно для синтеза углерода, но не неона , и в этом случае может образоваться кислородно-неон- магниевый ( ONeMg или ONe ) белый карлик. [6] Звезды очень малой массы не смогут синтезировать гелий; следовательно, гелиевый белый карлик [7] [8] может образовываться за счет потери массы в бинарных системах.

Материал белого карлика больше не подвергается реакциям термоядерного синтеза, поэтому у звезды нет источника энергии. В результате он не может поддерживать себя за счет тепла, выделяемого при термоядерном синтезе против гравитационного коллапса , а поддерживается только давлением электронного вырождения , что делает его чрезвычайно плотным. Физика вырождения дает максимальную массу невращающегося белого карлика, предел Чандрасекара - примерно в 1,44 раза M ☉ - за пределами которого он не может поддерживаться давлением электронного вырождения. Белый углеродно-кислородный карлик, приближающийся к этому пределу массы, обычно за счет переноса массы от звезды-компаньона, может взорваться как сверхновая типа Ia посредством процесса, известного как детонация углерода ; [1] [5] SN 1006 считается известным примером.

Белый карлик очень горячий во время формирования, но, поскольку у него нет источника энергии, он постепенно охлаждается, излучая свою энергию. Это означает, что его излучение, изначально имеющее высокую цветовую температуру , 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 и света и станет холодным черным карликом . [5] Поскольку рассчитано, что время, необходимое белому карлику для достижения этого состояния, превышает текущий возраст известной Вселенной (приблизительно 13,8 миллиардов лет), [9] Считается, что черных карликов еще не существует. [1] [4] Самые старые из известных белых карликов все еще излучают температуру в несколько тысяч Кельвинов , что устанавливает наблюдательный предел максимально возможного возраста Вселенной . [10]

Открытие [ править ]

Смотрите также: Список белых карликов

Первый обнаруженный белый карлик находился в тройной звездной системе 40 Эридана , которая содержит относительно яркую главной последовательности звезду 40 Эридана А , вокруг которой на расстоянии вращается более близкая двойная система белого карлика 40 Эридана B и главной последовательности красного карлика 40. Эридани С. Пара 40 Эридана B/C была открыта Уильямом Гершелем 31 января 1783 года. [11] В 1910 году Генри Норрис Рассел , Эдвард Чарльз Пикеринг и Уильямина Флеминг обнаружили, что, несмотря на то, что 40 Эридана B была тусклой звездой, она принадлежала к спектральному классу А, или белой. [12] В 1939 году Рассел вспоминал свое открытие: [3] : 1 

Я был в гостях у моего друга и щедрого благотворителя, профессора Эдварда Пикеринга. Со свойственной ему добротой он вызвался наблюдать спектры всех звезд, включая звезды сравнения, которые наблюдались в ходе наблюдений звездного параллакса, которые мы с Хинксом проводили в Кембридже, и я обсуждал их. Эта, казалось бы, рутинная работа оказалась очень плодотворной — она привела к открытию, что все звезды очень слабой абсолютной величины относятся к спектральному классу М. В разговоре на эту тему (насколько я помню) я спросил Пикеринга о некоторых других слабых звездах. , нет в моем списке, упоминая, в частности, 40 Эридана Б. Характерно, что он отправил записку в офис Обсерватории и вскоре пришел ответ (думаю, от госпожи Флеминг), что спектр этой звезды — А. Я достаточно знал о нужно было, даже в эти палеозойские дни, сразу осознать, что существует крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы «возможными» значениями поверхностной яркости и плотности. Я, должно быть, показал, что был не только озадачен, но и удручен этим исключением из того, что казалось очень красивым правилом 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 Эридана B был официально описан в 1914 году Уолтером Адамсом . [13]

Следующим должен был быть обнаружен белый карлик-компаньон Сириуса, Сириус Б. В девятнадцатом веке измерения положения некоторых звезд стали достаточно точными, чтобы можно было измерить небольшие изменения в их местоположении. Фридрих Бессель использовал измерения положения, чтобы определить, что звезды Сириус (α Большого Пса) и Процион (α Малого Пса) периодически меняли свое положение. В 1844 году он предсказал, что у обеих звезд есть невидимые спутники: [14]

Если бы мы рассматривали Сириус и Процион как двойные звезды, изменение их движения не удивило бы нас; мы должны признать их необходимыми и должны лишь исследовать их количество путем наблюдения. Но свет не является реальным свойством массы. Существование бесчисленного количества видимых звезд ничего не может доказать против существования бесчисленного количества невидимых.

Бессель примерно оценил период существования спутника Сириуса примерно в полвека; [14] CAF Peters рассчитал для него орбиту в 1851 году. [15] Лишь 31 января 1862 года Алван Грэм Кларк наблюдал ранее невидимую звезду вблизи Сириуса, позже идентифицированную как предсказанный спутник. [15] В 1915 году Уолтер Адамс объявил, что обнаружил, что спектр Сириуса B подобен спектру Сириуса. [16]

В 1917 году Адриан ван Маанен открыл Звезду ван Маанена , изолированный белый карлик. [17] Эти три белых карлика, обнаруженные первыми, являются так называемыми классическими белыми карликами . [3] : 2  В конце концов, было обнаружено множество слабых белых звезд с высоким собственным движением , что указывает на то, что их можно было заподозрить как звезды низкой светимости, близкие к Земле, и, следовательно, как белые карлики. Виллем Люйтен, по-видимому, был первым, кто использовал термин «белый карлик», когда исследовал этот класс звезд в 1922 году; [12] [18] [19] [20] [21] позже этот термин был популяризирован Артуром Эддингтоном . [12] [22] Несмотря на эти подозрения, первый неклассический белый карлик не был точно идентифицирован до 1930-х годов. К 1939 году было открыто 18 белых карликов. [3] : 3  Люйтен и другие продолжили поиск белых карликов в 1940-х годах. К 1950 году было известно более сотни, [23] а к 1999 году было известно более 2000. [24] С тех пор Слоановский цифровой обзор неба обнаружил более 9000 белых карликов, в основном новых. [25]

Состав и структура [ править ]

Хотя известны белые карлики с предполагаемой массой всего 0,17 M ☉ [26] и достигает 1,33 M ☉ , [27] массовое распределение имеет сильный пик при 0,6 M ☉ , и большинство из них лежит между 0,5 и 0,7 M ☉ . [27] Предполагаемые радиусы наблюдаемых белых карликов обычно составляют 0,8–2% радиуса Солнца ; [28] это сопоставимо с радиусом Земли, составляющим примерно 0,9% радиуса Солнца. Таким образом, белый карлик упаковывает массу, сравнимую с солнечной, в объем, который обычно в миллион раз меньше, чем у Солнца; поэтому средняя плотность материи в белом карлике должна быть, грубо говоря, в 1 000 000 раз больше, чем средняя плотность Солнца, или примерно в 10 раз. 6  г/см 3 или 1 тонна на кубический сантиметр. [1] Типичный белый карлик имеет плотность от 10 4 и 10 7 г/см 3 . Белые карлики состоят из одной из самых плотных известных форм материи, уступающей только другим компактным звездам, таким как нейтронные звезды , кварковые звезды (гипотетические), [29] и черные дыры .

Вскоре после их открытия выяснилось, что белые карлики чрезвычайно плотные. Если звезда находится в двойной системе, как в случае Сириуса B или 40 Эридана B, ее массу можно оценить по наблюдениям за орбитой двойной системы. Это было сделано для Сириуса Б к 1910 году. [30] что дает оценку массы 0,94 M ☉ , что хорошо сопоставимо с более современной оценкой 1,00 M ☉ . [31] Поскольку более горячие тела излучают больше энергии, чем более холодные, поверхностную яркость звезды можно оценить по эффективной температуре поверхности и ее спектру . Если известно расстояние до звезды, можно оценить и ее абсолютную светимость. По абсолютной светимости и расстоянию можно рассчитать площадь поверхности звезды и ее радиус. Рассуждения такого рода привели к пониманию, озадачившему тогдашних астрономов, что из-за относительно высокой температуры и относительно низкой абсолютной светимости Сириус B и 40 Эридана B должны быть очень плотными. Когда Эрнст Эпик оценил плотность ряда визуальных двойных звезд в 1916 году, он обнаружил, что плотность 40 Эридана B более чем в 25 000 раз превышает плотность Солнца , что было настолько высоко, что он назвал это «невозможным». [32] Как Артур Эддингтон позже, в 1927 году: сказал [33] : 50 

Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя послания, которые несет нам их свет. Сообщение спутника Сириуса, когда оно было расшифровано, гласило: «Я состою 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? Ответ, который большинство из нас дали в 1914 году, был: «Заткнись. Не говори чепухи».

Как указывал Эддингтон в 1924 году, плотности этого порядка подразумевали, что, согласно общей теории относительности , свет Сириуса B должен иметь гравитационное красное смещение . [22] Это было подтверждено, когда Адамс измерил это красное смещение в 1925 году. [34]

Материал Плотность в кг/м 3 Примечания
Сверхмассивная черная дыра в. 1000 [35] Критическая плотность черной дыры около 10. 8 солнечные массы.
Вода (пресная) 1,000 В СТП
Осмий 22,610 Около комнатной температуры
Ядро Солнца в. 150 000
Белый карлик 1 × 10 9 [1]
Атомные ядра 2.3 × 10 17 [36] Не сильно зависит от размера ядра
Ядро нейтронной звезды 8.4 × 10 16 – 1 × 10 18
Маленькая черная дыра 2 × 10 30 [37] Критическая плотность черной дыры земной массы.

Такие плотности возможны потому, что вещество белых карликов не состоит из атомов, соединенных химическими связями , а состоит из плазмы несвязанных ядер и электронов . Поэтому нет никаких препятствий для размещения ядер ближе, чем обычно позволяют электронные орбитали, ограниченные обычной материей. [22] Эддингтон задавался вопросом, что произойдет, когда эта плазма остынет и энергии для поддержания ионизации атомов станет недостаточно. [38] Этот парадокс был разрешен Р.Х. Фаулером в 1926 году с помощью применения недавно созданной квантовой механики . Поскольку электроны подчиняются принципу запрета Паули , никакие два электрона не могут находиться в одном и том же состоянии , и они должны подчиняться статистике Ферми-Дирака , также введенной в 1926 году для определения статистического распределения частиц, удовлетворяющих принципу запрета Паули. [39] Следовательно, при нулевой температуре электроны не могут все занимать состояние с наименьшей энергией или основное состояние; некоторым из них придется занять состояния с более высокой энергией, образуя полосу состояний с наименьшей доступной энергией — море Ферми . Такое состояние электронов, называемое вырожденным , означало, что белый карлик мог охлаждаться до нулевой температуры и при этом обладать высокой энергией. [38] [40]

Сжатие белого карлика приведет к увеличению количества электронов в данном объеме. Применяя принцип запрета Паули, это приведет к увеличению кинетической энергии электронов, тем самым увеличивая давление. [38] [41] Это давление электронного вырождения поддерживает белый карлик против гравитационного коллапса. Давление зависит только от плотности, а не от температуры. Вырожденная материя относительно сжимаема; это означает, что плотность белого карлика с большой массой намного больше, чем плотность белого карлика с малой массой, и что радиус белого карлика уменьшается с увеличением его массы. [1]

Существование предельной массы, которую ни один белый карлик не может превысить, не превратившись в нейтронную звезду, является еще одним следствием поддержки давления электронного вырождения. Такие предельные массы были рассчитаны для случаев идеализированной звезды постоянной плотности в 1929 году Вильгельмом Андерсоном. [42] и в 1930 году Эдмунд С. Стоунер . [43] Это значение было скорректировано путем рассмотрения гидростатического равновесия профиля плотности, и известное в настоящее время значение предела было впервые опубликовано в 1931 году Субраманьяном Чандрасекаром в его статье «Максимальная масса идеальных белых карликов». [44] Для невращающегося белого карлика оно равно примерно 5,7 M ☉ / μ e 2 , где μ e — средняя молекулярная масса одного электрона звезды. [45] : уравнение (63) Поскольку углерод-12 и кислород-16, которые преимущественно составляют углеродно-кислородный белый карлик, имеют атомные номера , равные половине их атомного веса следует принять μ e равным 2, , для такой звезды [40] что приводит к обычно указываемому значению 1,4 M ☉ . (Около начала XX века были основания полагать, что звезды состоят преимущественно из тяжелых элементов, [43] : 955  так, в своей статье 1931 года Чандрасекар установил среднюю молекулярную массу на электрон, ц е , равную 2,5, что дало предел в 0,91 М ☉ .) Вместе с Уильямом Альфредом Фаулером Чандрасекар получил Нобелевскую премию за эту и другие работы в 1983 году. . [46] Предельная масса теперь называется пределом Чандрасекара .

Если бы белый карлик превысил предел Чандрасекара и ядерные реакции не произошли бы, давление, оказываемое электронами, больше не могло бы уравновешивать силу гравитации , и он схлопнулся бы в более плотный объект, называемый нейтронной звездой . [47] Углеродно-кислородные белые карлики, аккрецирующие массу от соседней звезды, подвергаются неконтролируемой реакции ядерного синтеза, которая приводит к взрыву сверхновой типа Ia, в результате которого белый карлик может быть уничтожен до того, как достигнет предельной массы. [48]

Новое исследование показывает, что многие белые карлики – по крайней мере, в некоторых типах галактик – могут не приблизиться к этому пределу за счет аккреции. Было высказано предположение, что по крайней мере некоторые из белых карликов, ставших сверхновыми, достигают необходимой массы путем столкновения друг с другом. Возможно, в эллиптических галактиках такие столкновения являются основным источником сверхновых. Эта гипотеза основана на том факте, что рентгеновские лучи , производимые этими галактиками, в 30–50 раз меньше, чем ожидается от сверхновых типа Ia этой галактики, когда вещество аккрецируется на белом карлике из окружающего его спутника. Сделан вывод, что не более 5 процентов сверхновых в таких галактиках могут быть созданы в процессе аккреции на белые карлики. Значение этого открытия заключается в том, что могут существовать два типа сверхновых, а это может означать, что предел Чандрасекара не всегда может применяться при определении того, когда белый карлик становится сверхновой, учитывая, что два сталкивающихся белых карлика могут иметь разный диапазон масс. Это, в свою очередь, запутало бы попытки использовать взрывающиеся белые карлики в качестве стандартные свечи при определении расстояний. [49]

Белые карлики имеют низкую светимость и поэтому занимают полосу внизу диаграммы Герцшпрунга-Рассела , графика зависимости светимости звезды от цвета или температуры. Их не следует путать с объектами малой светимости на маломассивном конце главной последовательности, такими как водородные красные карлики , ядра которых частично поддерживаются тепловым давлением. [50] с более низкой температурой или даже коричневые карлики . [51]

масса радиус Отношения -

Смотрите также: уравнение белого карлика Чандрасекара и нейтронная звезда § Гравитация и уравнение состояния

Связь между массой и радиусом маломассивных белых карликов можно оценить с помощью нерелятивистского ферми-газа , которое дает уравнения состояния [40]

где R – радиус, M – полная масса звезды, N – количество электронов на единицу массы (зависит только от состава), m e – масса электрона , – приведенная постоянная Планка , а G – гравитационная постоянная .

Поскольку в этом анализе используется нерелятивистская формула T = p 2 / 2 м для кинетической энергии, она нерелятивистская. Когда скорость электрона в белом карлике близка к скорости света , формула кинетической энергии приближается к T = pc , где c — скорость света, и можно показать, что в ультрарелятивистском пределе не существует устойчивого равновесия . В частности, этот анализ дает максимальную массу белого карлика, которая равна [40]

Отношения радиус-масса модельного белого карлика. M Предел обозначается как M Ch

Для более точного расчета соотношения массы и радиуса и предельной массы белого карлика необходимо вычислить уравнение состояния , которое описывает взаимосвязь между плотностью и давлением в материале белого карлика. Если плотность и давление равны функциям радиуса от центра звезды, тогда можно решить систему уравнений, состоящую из уравнения гидростатики вместе с уравнением состояния, чтобы найти структуру белого карлика в равновесии. . В нерелятивистском случае мы все равно обнаружим, что радиус обратно пропорционален кубическому корню из массы. [45] : уравнение (80) Релятивистские поправки изменят результат так, что радиус станет нулевым при конечном значении массы. Это предельное значение массы, называемое пределом Чандрасекара , при котором белый карлик больше не может поддерживаться давлением электронного вырождения. На графике справа показан результат такого вычисления. Он показывает, как радиус меняется с массой для нерелятивистской (синяя кривая) и релятивистской (зеленая кривая) моделей белого карлика. Обе модели рассматривают белый карлик как холодный ферми-газ, находящийся в гидростатическом равновесии. Средняя молекулярная масса на электрон, μ e , была установлена ​​равной 2. Радиус измеряется в стандартных солнечных радиусах, а масса - в стандартных солнечных массах. [45] [52]

Все эти вычисления предполагают, что белый карлик не вращается. Если белый карлик вращается, уравнение гидростатического равновесия необходимо изменить, чтобы учесть центробежную псевдосилу, возникающую при работе во вращающейся системе отсчета . [53] Для равномерно вращающегося белого карлика предельная масса увеличивается незначительно. Если позволить звезде вращаться неравномерно и пренебречь вязкостью , то, как указал Фред Хойл в 1947 г., [54] нет предела массе, при которой модельный белый карлик может находиться в статическом равновесии. Не все эти модели звезд будут динамически стабильными. [55]

Вращающиеся белые карлики и оценки их диаметра через угловую скорость вращения рассматриваются в строгой математической литературе. [56] Тонкая структура свободной границы белых карликов также была тщательно проанализирована математически. [57]

Излучение и охлаждение [ править ]

Вырожденная материя, составляющая основную часть белого карлика, имеет очень низкую непрозрачность , поскольку любое поглощение фотона требует, чтобы электрон перешел в более высокое пустое состояние, что может оказаться невозможным, поскольку энергия фотона может быть недостаточной. соответствие возможных квантовых состояний, доступных этому электрону, следовательно, радиационная теплопередача внутри белого карлика низкая; однако он имеет высокую теплопроводность . В результате внутри белого карлика по мере остывания сохраняется почти однородная температура, начиная примерно с 10°С. 8 K вскоре после образования белого карлика и достигнув менее 10 6 K — самые крутые из известных белых карликов. [58] Внешняя оболочка из невырожденной материи находится поверх вырожденного ядра. Самые внешние слои, имеющие температуру ниже 10 5 K, излучают примерно как черное тело . Белый карлик остается видимым в течение длительного времени, поскольку его разреженная внешняя атмосфера медленно излучает тепловое содержимое выродившейся внутренней части.

Видимое излучение, испускаемое белыми карликами, варьируется в широком цветовом диапазоне: от беловато-голубого цвета звезды главной последовательности типа O, B или A до желто-оранжевого цвета звезды позднего K или раннего M-типа. [59] Эффективная температура поверхности белого карлика превышает 150 000 К. [24] почти до 4000 К. [60] [61] В соответствии с законом Стефана-Больцмана светимость увеличивается с увеличением температуры поверхности (пропорционально T 4 ); этот диапазон температуры поверхности соответствует светимости от более чем в 100 раз большей солнечной до менее 1 ⁄ 10 000 солнечной. [61] Горячие белые карлики с температурой поверхности выше 30 000 К являются источниками мягкого (т. е. более низкоэнергетического) рентгеновского излучения . Это позволяет изучать состав и структуру их атмосфер с помощью наблюдений в мягком рентгеновском диапазоне и крайнем ультрафиолете . [62]

Белые карлики также излучают нейтрино в процессе Урки . [63] Этот процесс больше влияет на более горячих и молодых белых карликов.

Сравнение белого карлика IK Pegasi B (в центре), его спутника класса A IK Pegasi A (слева) и Солнца (справа). Этот белый карлик имеет температуру поверхности 35 500 К.

Как объяснил Леон Местел в 1952 году, если белый карлик не аккумулирует вещество от звезды-компаньона или другого источника, его излучение исходит от накопленного тепла, которое не восполняется. [64] [65] : §2.1  У белых карликов чрезвычайно маленькая площадь поверхности, с которой излучается это тепло, поэтому они постепенно остывают, оставаясь горячими в течение длительного времени. [5] По мере охлаждения белого карлика температура его поверхности снижается, испускаемое им излучение краснеет, а его светимость уменьшается. Поскольку у белого карлика нет другого стока энергии, кроме излучения, из этого следует, что его охлаждение со временем замедляется. Скорость охлаждения оценена для белого углеродного карлика размером 0,59 M ☉ с водородной атмосферой. Первоначальное охлаждение до температуры поверхности 7140 К заняло примерно 1,5 миллиарда лет, затем охлаждение еще примерно на 500 градусов Кельвина до 6590 К занимает около 0,3 миллиарда лет, но следующие два шага по 500 Кельвинов (до 6030 К и 5550 К) требуют сначала 0,4, а затем 1,1 миллиарда лет. [66] : Таблица 2

Большинство наблюдаемых белых карликов имеют относительно высокие температуры поверхности - от 8000 до 40 000 К. [25] [67] Однако белый карлик проводит большую часть своей жизни при более низких температурах, чем при более высоких, поэтому следует ожидать, что холодных белых карликов больше, чем горячих белых карликов. Если мы скорректируем эффект отбора , согласно которому более горячие и яркие белые карлики легче наблюдать, мы действительно обнаружим, что уменьшение исследуемого температурного диапазона приводит к обнаружению большего количества белых карликов. [68] Эта тенденция прекращается, когда мы достигаем чрезвычайно холодных белых карликов; наблюдается несколько белых карликов с температурой поверхности ниже 4000 К, [69] а одна из самых холодных из наблюдаемых на данный момент, WD 0346+246 , имеет температуру поверхности около 3800 К. [60] [70] Причина этого в том, что возраст Вселенной конечен; [71] [72] у белых карликов не было достаточно времени, чтобы остыть ниже этой температуры. Таким образом, функцию светимости белого карлика можно использовать для определения времени, когда звезды начали формироваться в определенном регионе; оценка возраста нашего галактического диска составляет 8 миллиардов лет. найденная таким образом [68] Белый карлик в конечном итоге, через многие триллионы лет, остынет и станет неизлучающим черным карликом, находящимся в приблизительном тепловом равновесии со своим окружением и с космическим фоновым излучением . Считается, что черных карликов пока не существует. [1]

Последовательность остывания белого карлика, наблюдаемая миссией ЕКА «Гайя»

Материал ядра белого карлика представляет собой полностью ионизированную плазму. – смесь ядер и электронов – то есть изначально находится в жидком состоянии. В 1960-е годы было теоретически предсказано, что на поздней стадии охлаждения он должен кристаллизоваться в твердое состояние, начиная с его центра. [73] Считается, что кристаллическая структура представляет собой объемноцентрированную кубическую решетку. [4] [74] В 1995 году было высказано предположение, что астеросейсмологические наблюдения за пульсирующими белыми карликами могут стать потенциальной проверкой теории кристаллизации. [75] а в 2004 году были сделаны наблюдения, которые показали, что примерно 90% массы BPM 37093 кристаллизовалось. [76] [77] [78] Другая работа дает массовую долю кристаллов от 32% до 82%. [79] Когда ядро ​​белого карлика кристаллизуется в твердую фазу, выделяется скрытое тепло , которое становится источником тепловой энергии, задерживающей его охлаждение. [80] Другой возможный механизм, который был предложен для объяснения кажущейся задержки охлаждения некоторых типов белых карликов, — это процесс дистилляции твердого тела и жидкости: кристаллы, образующиеся в ядре, всплывают и всплывают вверх, тем самым вытесняя более тяжелую жидкость вниз, вызывая таким образом сетчатую структуру. высвобождение гравитационной энергии. [81] Химическое фракционирование между ионными частицами в плазменной смеси может высвободить такое же или даже большее количество энергии. [82] [83] [84] Это выделение энергии было впервые подтверждено в 2019 году после обнаружения скопления в последовательности охлаждения более чем 15 000 белых карликов, наблюдаемого со спутника Gaia . [85]

Маломассивные гелиевые белые карлики (масса <0,20 M ☉ ), часто называемые белыми карликами чрезвычайно малой массы (ELM WD), образуются в двойных системах. Из-за их богатой водородом оболочки горение остаточного водорода в рамках цикла CNO может поддерживать температуру этих белых карликов в течение длительного времени. Кроме того, они остаются на стадии раздутого протобелого карлика до 2 миллиардов лет, прежде чем достигнут пути охлаждения. [86]

Атмосфера и спектры [ править ]

Впечатление художника о системе WD J0914+1914 . [87]

Хотя считается, что большинство белых карликов состоят из углерода и кислорода, спектроскопия обычно показывает, что их излучаемый свет исходит из атмосферы, в которой, как наблюдают, преобладают либо водород, либо гелий . Доминирующий элемент обычно как минимум в 1000 раз более распространен, чем все остальные элементы. Как объяснил Шацман высокая поверхностная гравитация вызывает эту чистоту за счет гравитационного разделения атмосферы так, что тяжелые элементы находятся внизу, а более легкие вверху. в 1940-х годах, считается, что [88] [89] : §§5–6  Эта атмосфера, единственная видимая нам часть белого карлика, считается верхней частью оболочки, которая является остатком оболочки звезды в фазе AGB и может также содержать материал, аккрецированный из межзвездной среды . Считается, что оболочка состоит из богатого гелием слоя с массой не более 1 ⁄ 100 от общей массы звезды, которая, если в атмосфере преобладает водород, перекрывается богатым водородом слоем с массой примерно 1 ⁄ 10 000 от общей массы звезды. [61] [90] : §§4–5 

Несмотря на то, что эти внешние слои тонкие, они определяют тепловую эволюцию белого карлика. Вырожденные электроны в теле белого карлика хорошо проводят тепло. Таким образом, большая часть массы белого карлика имеет почти одинаковую температуру ( изотермическую ), а также горячую: белый карлик с температурой поверхности от 8 000 до 16 000 К будет иметь температуру ядра примерно от 5 000 000 до 20 000 000 К. от очень быстрого охлаждения карлика удерживает только непрозрачность его внешних слоев для радиации. [61]

Спектральные классы белых карликов [24]
Первичные и вторичные особенности
А H-линии присутствуют
Б Он я линии
С Непрерывный спектр; нет линий
ТО Линии He II, сопровождаемые линиями He I или H.
С Металлические линии
вопрос Углеродные линии присутствуют
Х Неясный или неклассифицируемый спектр
Только второстепенные функции
П Магнитный белый карлик с заметной поляризацией.
ЧАС Магнитный белый карлик без обнаруживаемой поляризации.
И Линии излучения присутствуют
V Переменная

Первую попытку классифицировать спектры белых карликов, судя по всему, предпринял Г.П. Койпер в 1941 году. [59] [91] и с тех пор были предложены и использовались различные схемы классификации. [92] [93] Используемая в настоящее время система была представлена ​​Эдвардом М. Сайоном , Джесси Л. Гринштейном и их соавторами в 1983 году и впоследствии несколько раз пересматривалась. Он классифицирует спектр по символу, который состоит из начальной буквы D, буквы, описывающей основную особенность спектра, за которой следует необязательная последовательность букв, описывающая второстепенные характеристики спектра (как показано в соседней таблице), и номер температурного индекса. , вычисляется путем деления 50 400 К на эффективную температуру . Например:

  • Белому карлику, имеющему в спектре только линии He I и эффективную температуру 15 000 К, можно было бы дать классификацию DB3 или, если это оправдано точностью измерения температуры, DB3.5.
  • Белый карлик с поляризованным магнитным полем , эффективной температурой 17 000 К и спектром, в котором преобладают линии He I , которые также имеют водородные характеристики, может быть отнесен к классификации DBAP3.

Символы «?» и «:» также можно использовать, если правильная классификация неопределенна. [24] [59]

Белые карлики, основная спектральная классификация которых — DA, имеют атмосферу с преобладанием водорода. Они составляют большинство, примерно 80%, всех наблюдаемых белых карликов. [61] Следующий по численности класс — БД, около 16%. [94] Горячий класс DQ с температурой выше 15 000 К (примерно 0,1%) имеет атмосферу с преобладанием углерода. [95] Те, которые классифицируются как DB, DC, DO, DZ и холодные DQ, имеют атмосферу с преобладанием гелия. Если предположить, что углерод и металлы отсутствуют, то какая спектральная классификация будет зависеть от эффективной температуры. Приблизительно в диапазоне от 100 000 К до 45 000 К спектр будет классифицироваться как DO, в котором преобладает однократно ионизированный гелий. От 30 000 К до 12 000 К спектр будет DB, показывая линии нейтрального гелия, а ниже примерно 12 000 К спектр будет безликим и будет классифицирован как DC. [90] : §2.4  [61]

Молекулярный водород ( H 2 ) был обнаружен в спектрах атмосфер некоторых белых карликов. [96]

металлами богатые , Белые карлики

В атмосфере белых карликов обнаружены элементы с температурой ниже 25 000 К.

Около 25–33% белых карликов имеют металлические линии в своих спектрах, что примечательно, поскольку любые тяжелые элементы в белом карлике должны погрузиться в недра звезды всего за небольшую часть времени жизни звезды. [97] Преобладающее объяснение существования богатых металлами белых карликов состоит в том, что они недавно образовали каменистые планетезимали. [97] Объемный состав сросшегося объекта можно измерить по силе линий металла. Например, исследование белого карлика Тон 345, проведенное в 2015 году, пришло к выводу, что содержание металлов на нем соответствует содержанию дифференцированной каменистой планеты, мантия которой была разрушена ветром родительской звезды во время ее гигантской ветви . асимптотической фазы [98]

Магнитное поле [ править ]

Магнитные поля у белых карликов с напряженностью на поверхности c. 1 миллион гаусс (100 тесла ) был предсказан П. М. С. Блэкеттом в 1947 году как следствие предложенного им физического закона, который гласил, что незаряженное вращающееся тело должно генерировать магнитное поле, пропорциональное его угловому моменту . [99] Этот предполагаемый закон, иногда называемый эффектом Блэкетта , никогда не был общепринятым, и к 1950-м годам даже Блэкетт почувствовал, что он опровергнут. [100] : 39–43  В 1960-х годах было высказано предположение, что белые карлики могут иметь магнитные поля из-за сохранения полного поверхностного магнитного потока , существовавшего в фазе звезды-прародителя. [101] Поверхностное магнитное поле ц. Таким образом, напряженность 100 гаусс (0,01 Тл) в звезде-прародительнице стала бы поверхностным магнитным полем c. 100·100 2 = 1 миллион гаусс (100 Тл) после того, как радиус звезды уменьшился в 100 раз. [89] : §8  [102] : 484  Первым открытым магнитным белым карликом был GJ 742 (также известный как GRW +70 8247 ), который был идентифицирован Джеймсом Кемпом, Джоном Сведландом, Джоном Ландстритом и Роджером Энджелом в 1970 году как обладатель магнитного поля благодаря излучению циркулярно поляризованного света. [103] Считается, что его поверхностное поле составляет около 300 миллионов гаусс (30 кТл). [89] : §8 

С 1970 года магнитные поля были обнаружены более чем у 200 белых карликов размером от 2 × 10 3 до 10 9 гаусс (от 0,2 Т до 100 кТ). [104] 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 величиной 1 мегагаусс и более. Таким образом, основной процесс идентификации иногда приводит к открытию магнитных полей. [105] Было подсчитано, что по крайней мере 10% белых карликов имеют поля, превышающие 1 миллион гаусс (100 Тл). [106] [107]

Сильно намагниченный белый карлик в двойной системе AR Скорпиона был идентифицирован в 2016 году как первый пульсар , в котором компактный объект представляет собой белый карлик, а не нейтронную звезду. [108]

Химические связи [ править ]

Магнитные поля белого карлика могут допускать существование нового типа химической связи , перпендикулярной парамагнитной связи , в дополнение к ионным и ковалентным связям , что приводит к образованию того, что первоначально было описано как «намагниченное вещество» в исследовании, опубликованном в 2012 году. [109]

Вариативность [ править ]

Основная статья: Пульсирующий белый карлик
См. Также: Катаклизмические переменные.
Виды пульсирующего белого карлика [110] [111] : §§1.1, 1.2 
ДАВ ( GCVS : ZZA ) DA Спектральный класс только линии поглощения , имеющий в своем спектре водорода.
ДБВ (GCVS: ZZB ) Спектральный класс ДБ, имеющий гелия в спектре только линии поглощения .
ГВ Вир (GCVS: ZZO ) В атмосфере преимущественно C, He и O; можно разделить на DOV и PNNV. звезды

Ранние расчеты предполагали, что могут существовать белые карлики, светимость которых менялась с периодом около 10 секунд, но поиски 1960-х годов не смогли этого обнаружить. [89] : §7.1.1  [112] Первым обнаруженным переменным белым карликом был HL Tau 76 ; в 1965 и 1966 годах, и наблюдалось изменение с периодом примерно 12,5 минут. [113] Причина того, что этот период оказался более продолжительным, чем прогнозировалось, заключается в том, что переменность HL Tau 76, как и у других известных пульсирующих переменных белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций гравитационных волн . [89] : §7  Известные типы пульсирующих белых карликов включают звезды DAV или ZZ Ceti , в том числе HL Tau 76, с атмосферой с преобладанием водорода и спектральным классом DA; [89] : 891, 895  DBV , или V777 Her , звезды с атмосферой с преобладанием гелия и спектральным классом DB; [61] : 3525  и звезды GW Vir , иногда подразделяемые на звезды DOV и PNNV , с атмосферой, в которой преобладают гелий, углерод и кислород. [111] [114] находятся в положении Звезды GW Vir, строго говоря, не являются белыми карликами, а являются звездами, которые на диаграмме Герцшпрунга – Рассела между асимптотической ветвью гигантов и областью белых карликов. Их можно назвать предбелыми карликами . [111] [115] Все эти переменные демонстрируют небольшие (1–30%) изменения светоотдачи, возникающие в результате суперпозиции колебательных мод с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение этих изменений дает астеросейсмологические данные о внутренней части белых карликов. [116]

Формирование [ править ]

Считается, что белые карлики представляют собой конечную точку звездной эволюции звезд главной последовательности с массами от 0,07 до 10 M ☉ . [4] [117] Состав образовавшегося 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. [118]

Звезды с очень малой массой [ править ]

Если масса звезды главной последовательности меньше примерно половины массы Солнца , она никогда не станет достаточно горячей, чтобы воспламенить и расплавить гелий в своем ядре. [119] Считается, что за продолжительность жизни, значительно превышающую возраст Вселенной (около 13,8 миллиардов лет), [9] такая звезда в конечном итоге сожжет весь свой водород, на какое-то время станет голубым карликом и завершит свою эволюцию как белый гелиевый карлик, состоящий в основном из ядер гелия-4 . [120] Из-за очень длительного времени, которое занимает этот процесс, не считается, что он является причиной наблюдаемых гелиевых белых карликов. Скорее, они считаются продуктом потери массы в бинарных системах. [5] [7] [8] [121] [122] [123] или потеря массы из-за большого планетарного спутника. [124] [125]

Звезды с низкой и средней массой [ править ]

Если масса звезды главной последовательности находится между 0,5 и 8 M ☉ , [119] [126] его ядро ​​станет достаточно горячим, чтобы синтезировать гелий в углерод и кислород посредством процесса тройного альфа , но оно никогда не станет достаточно горячим, чтобы превратить углерод в неон . Ближе к концу периода, в течение которого происходят реакции синтеза, такая звезда будет иметь углеродно-кислородное ядро, не подвергающееся реакциям синтеза, окруженное внутренней оболочкой, горящей гелием, и внешней оболочкой, горящей водородом. На диаграмме Герцшпрунга–Рассела он находится на асимптотической гигантской ветви. Затем он вытеснит большую часть своего внешнего материала, создав планетарную туманность , пока не останется только углеродно-кислородное ядро. Этот процесс ответственен за появление углеродно-кислородных белых карликов, которые составляют подавляющее большинство наблюдаемых белых карликов. [121] [127] [128]

Звезды со средней и большой массой [ править ]

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 несплавляющегося ядра, первоначально поддерживаемая давлением электронного вырождения, в конечном итоге превысит максимально возможную массу, поддерживаемую давлением вырождения. В этот момент ядро ​​звезды коллапсирует и взорвется, образуя сверхновую с коллапсом ядра , которая оставит после себя остаток нейтронной звезды, черной дыры или, возможно, более экзотической формы компактной звезды . [117] [129] Некоторые звезды главной последовательности, возможно, от 8 до 10 M ☉ , хотя и достаточно массивны, чтобы синтезировать углерод с неоном и магнием , могут быть недостаточно массивными, чтобы синтезировать неон . У такой звезды может остаться остаток белого карлика, состоящий в основном из кислорода , неона и магния , при условии, что ее ядро ​​не коллапсирует и термоядерный синтез не происходит настолько бурно, что звезда взорвется и превратится в сверхновую . [130] [126] Хотя было идентифицировано несколько белых карликов, которые могут принадлежать к этому типу, большинство доказательств их существования исходят от новых, называемых ONeMg , или неоновых новых. Спектры этих новых демонстрируют содержание неона, магния и других элементов промежуточной массы, что, по-видимому, можно объяснить только аккрецией материала на кислородно-неон-магниевый белый карлик. [6] [131] [132]

типа Iax Сверхновая ​

Сверхновые типа Iax , которые включают аккрецию гелия белым карликом, были предложены как канал для трансформации этого типа звездных остатков. В этом сценарии углеродная детонация, возникающая в сверхновой типа Ia, слишком слаба, чтобы уничтожить белого карлика, выбрасывая лишь небольшую часть его массы в виде выброса, но производит асимметричный взрыв, который пинает звезду, часто известную как звезда-зомби . к высоким скоростям гиперскоростной звезды . Вещество, переработанное в результате неудавшейся детонации, вновь аккумулируется белым карликом, при этом самые тяжелые элементы, такие как железо, падают в его ядро, где и накапливаются. [133] Эти белые карлики с железным ядром были бы меньше, чем углеродно-кислородные карлики аналогичной массы, и охлаждались бы и кристаллизовались бы быстрее, чем они. [134]

Судьба [ править ]

Продолжительность: 40 секунд.
Представление художника о старении белых карликов
Внутреннее строение белых карликов. Слева — новообразованный белый карлик, в центре — остывающий и кристаллизующийся белый карлик, справа — черный карлик.

Белый карлик после формирования стабилен и будет продолжать остывать почти бесконечно, пока в конечном итоге не станет черным карликом. Предполагая, что Вселенная продолжает расширяться, считается, что через 10 19 до 10 20 лет галактики испарятся, когда их звезды уйдут в межгалактическое пространство. [135] : §IIIA  Белые карлики, как правило, должны пережить галактическое рассеяние, хотя случайное столкновение между белыми карликами может привести к образованию новой сливающейся звезды или белого карлика массы сверхЧандрасекара, который взорвется сверхновой типа Ia . [135] : §§IIIC, IV Считается, что последующее время жизни белых карликов будет порядка гипотетического времени жизни протона , которое, как известно, составляет не менее 10 34 –10 35 годы. Некоторые теории Великого объединения предсказывают время жизни протона между 10 30 и 10 36 годы. Если эти теории неверны, протон все равно может распасться в результате сложных ядерных реакций или квантовых гравитационных процессов с участием виртуальных черных дыр ; в этих случаях время жизни оценивается не более 10 200 годы. Если протоны действительно распадаются, масса белого карлика будет очень медленно уменьшаться со временем по мере распада его ядер, пока он не потеряет достаточно массы, чтобы стать невырожденным куском материи, и, наконец, полностью не исчезнет. [135] : §IV 

Белый карлик также может быть съеден или испарён звездой-компаньоном, в результате чего белый карлик потеряет настолько много массы, что станет объектом планетарной массы . Получившийся объект, вращающийся вокруг бывшего компаньона, а теперь родительской звезды, может быть гелиевой планетой или алмазной планетой . [136] [137]

Диски обломков и планеты [ править ]

Впечатление художника об обломках вокруг белого карлика [138]
Комета, падающая на белого карлика (впечатление художника) [139]

белого карлика Звездная и планетная система унаследована от его звезды-прародителя и может взаимодействовать с белым карликом различными способами. Есть несколько признаков того, что у белого карлика есть остатки планетной системы. [ нужна ссылка ]

Наиболее распространенным наблюдаемым свидетельством существования остатков планетной системы является загрязнение спектра белого карлика линиями поглощения металлов . 27–50% белых карликов демонстрируют спектр, загрязненный металлами, [140] но эти тяжелые элементы оседают в атмосфере белых карликов с температурой ниже 20 000 К. Наиболее широко распространенная гипотеза состоит в том, что это загрязнение происходит из-за разрушенных приливами скалистых тел. [141] [142] Первое наблюдение загрязненного металлами белого карлика было сделано ван Мааненом. [143] в 1917 году в обсерватории Маунт-Вилсон и сейчас признана первым свидетельством существования экзопланет в астрономии. [144] Белый карлик Ван Маанен 2 демонстрирует железо, кальций и магний. в своей атмосфере [145] но ван Маанен ошибочно классифицировал ее как самую тусклую звезду F-типа кальция на основании H- и K-линий . [146] в Считается, что азот белых карликах поступает из азотного льда внесолнечных объектов пояса Койпера , литий, как полагают, поступает из сросшегося материала коры , а бериллий, как полагают, поступает из экзолун . [144]

Менее распространенным наблюдаемым свидетельством является избыток инфракрасного излучения из-за плоского и оптически толстого диска обломков, который встречается примерно у 1–4% белых карликов. [142] Первый белый карлик с избытком инфракрасного излучения был обнаружен Цукерманом и Беклином в 1987 году в ближнем инфракрасном диапазоне около Giclas 29-38. [147] и позже подтверждено как диск обломков. [148] Белые карлики с температурой выше 27 000 К сублимируют всю пыль, образовавшуюся в результате приливного разрушения скалистого тела, предотвращая образование диска обломков. В более холодных белых карликах скалистое тело может быть разрушено приливом вблизи радиуса Роша и выброшено на круговую орбиту из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона , которое сильнее для менее массивных белых карликов. Сопротивление Пойнтинга-Робертсона также заставит пыль двигаться все ближе и ближе к белому карлику, пока она в конечном итоге не сублимируется и диск не исчезнет. Срок жизни диска обломков у белых карликов с температурой выше 10 000 К составит около нескольких миллионов лет. второй диск вокруг белого карлика, например два кольца вокруг LSPM J0207+3331 . [149]

Наименее распространенное наблюдаемое свидетельство существования планетных систем — это обнаружение больших или малых планет. Вокруг белых карликов известно лишь несколько планет-гигантов и несколько малых планет. [150] Это растущий список, в котором с помощью Гайи ожидается открытие около 6 экзопланет . [151] Ожидается, что экзопланеты с JWST будут <4 [152] и 4–8. [153]

Экзопланета вращается вокруг WD 1856+534.

НАСА сделанные космическим телескопом Инфракрасные спектроскопические наблюдения центральной звезды туманности Улитка, «Спитцер» , предполагают наличие пылевого облака, которое может быть вызвано столкновениями комет. Вполне возможно, что падающий оттуда материал может вызвать рентгеновское излучение центральной звезды. [154] [155] Аналогичным образом, наблюдения, сделанные в 2004 году, показали наличие пылевого облака вокруг молодого (по оценкам, образовавшегося из его прародителя AGB около 500 миллионов лет назад) белого карлика G29-38 , который мог быть создан в результате приливного разрушения кометы, проходящей близко к белому карлику. [148] По некоторым оценкам, основанным на содержании металлов в атмосферах белых карликов, по крайней мере 15% из них могут вращаться вокруг планет или астероидов или, по крайней мере, их обломков. [156] Другая предложенная идея заключается в том, что вокруг белых карликов могут вращаться лишенные ядра каменистых планет , которые пережили бы фазу красного гиганта своей звезды, но потеряли свои внешние слои, и, учитывая, что эти планетарные остатки, вероятно, будут состоять из металлов , попытаться попытаться обнаружить их в поисках признаков их взаимодействия с магнитным полем белого карлика . [157] Другие предполагаемые идеи о том, как белые карлики загрязняются пылью, связаны с рассеянием астероидов планетами. [158] [159] [160] или через рассеяние между планетами. [161] Освобождение экзолунов от их родительской планеты может привести к загрязнению белых карликов пылью. Либо освобождение может привести к разбросу астероидов в сторону белого карлика, либо экзолуна может быть рассеяна в радиусе Роша белого карлика. [162] Механизм загрязнения белых карликов в двойных системах также был изучен, поскольку в этих системах, скорее всего, отсутствует главная планета, но эта идея не может объяснить наличие пыли вокруг одиночных белых карликов. [163] В то время как старые белые карлики демонстрируют признаки аккреции пыли, белые карлики старше ~1 миллиарда лет или >7000 К с избытком пылевого инфракрасного излучения не были обнаружены. [164] до открытия LSPM J0207+3331 в 2018 году, возраст остывания которого составляет ~3 миллиарда лет. Белый карлик демонстрирует два пылевых компонента, которые объясняются двумя кольцами с разными температурами. [142]

Планеты вокруг белых карликов
Имя системы ведущая звезда малая планета? Количество планет Масса планеты ( M J ) большая полуось ( au или R ☉ ) метод обнаружения год открытия Примечание Ссылка
ПСР Б1620-26 белый карлик+ пульсар 1 2.5 ± 1 23 до время пульсара 1993 [165]
NN Змея PCEB : белый карлик + красный карлик. 2 в: 6,91 ± 0,54

д: 2,28 ± 0,38

с: 5,38 ± 0,20 а.е.

д: 3,39 ± 0,10 а.е.

изменение времени затмения 2010 PCEB окружен пыльным диском, [166] может быть только одна планета [167] [168]
ВД 0806-661 одинокий 1 1.5-8 от 2500 до прямая визуализация 2011 WD 0806-661 B можно интерпретировать как субкоричневый карлик или экзопланету. [169] [170]
ВД J0914+1914 одинокий 1 15-16 R ☉ обнаружение аккрецированного планетарного материала с помощью спектроскопии 2019 скорее всего ледяной гигант [171]
ВД 1856+534 одинокий 1 >0,84 [172] 4 R ☉ транзитный 2020 белый карлик движется вместе с G 229-20 A/B [173] [174] [175]
МОА-2010-BLG-477L одинокий 1 1.5 +1.8
−0.3 		1-5 в микролинзирование 2012/2021 аналог Юпитера ​ [176]
ВД 1145+017 одинокий малая планета 1 1.16  R ☉ [177] транзитный 2015 [178]
СДСС J1228+1040 одинокий малая планета 1 0.73  R ☉ переменная кальция линия поглощения 2019 орбиты внутри диска обломков белого карлика [179]
ВД 0145+234 одинокий малая планета 1 1.2  R ☉ [180] событие приливного разрушения 2019 [181]
ЗТФ J0139+5245 одинокий малая планета 1 от 0,36 до транзитный 2020 сильноэксцентричная орбита (e>0,97) [150] [182] [183]
ЗТФ J0328-1219 одинокий малая планета 2 б: 2,11 Р ☉

в: 2,28 Р ☉

транзитный 2021 В документе об открытии также описаны кандидаты около четырех других белых карликов. [184] [185]

Богатый металлами белый карлик WD 1145+017 — первый белый карлик, наблюдаемый вместе с распадающейся малой планетой, проходящей транзитом мимо звезды. [186] [178] Распад планетезимали создает облако обломков, которое проходит перед звездой каждые 4,5 часа, вызывая 5-минутное затухание оптической яркости звезды. [178] Глубина транзита весьма изменчива. [178]

Планета-гигант WD J0914+1914b испаряется под воздействием сильного ультрафиолетового излучения горячего белого карлика. Часть испаряющегося материала аккрецируется в газовый диск вокруг белого карлика. Слабая линия водорода , как и другие линии в спектре белого карлика, указала на присутствие планеты-гиганта. [171]

Белый карлик WD 0145+234 демонстрирует увеличение яркости в среднем инфракрасном диапазоне, что видно по данным NEOWISE . Пояснение не наблюдалось до 2018 года. Оно интерпретируется как разрушение экзоастероида приливное , такое событие наблюдалось впервые. [181]

WD 1856+534 — первая и единственная крупная планета, проходящая транзитом вокруг белого карлика (по состоянию на 2022 год).

GD 140 и LAWD 37 Предполагается, что имеют гигантские экзопланеты из-за аномалии в собственном движении Гиппаркос -Гея. Предполагается, что для GD 140 это планета в несколько раз массивнее Юпитера, а для LAWD 37 предполагается, что это планета менее массивная, чем Юпитер. [187] [188] Кроме того, на основании астрометрии Гайи подозревалось, что у WD 0141-675 есть супер-Юпитер с орбитальным периодом 33,65 дня. Это примечательно, поскольку WD 0141-675 загрязнен металлами, а загрязненные металлами белые карлики уже давно предположительно содержат планеты-гиганты, которые нарушают орбиты малых планет, вызывая загрязнение. [189] И GD 140, и WD 0141 будут наблюдаться с помощью JWST во втором цикле с целью обнаружения избытка инфракрасного излучения, вызванного планетами. [190] Однако кандидат на планету WD 0141-675 оказался ложноположительным, вызванным ошибкой программного обеспечения. [191]

Исследование JWST четырех загрязненных металлами белых карликов обнаружило двух полученных прямым изображением кандидатов в экзопланеты с массами 1–7 МДж , . Один вращается вокруг WD 1202–232 (LP 852-7), а другой – вокруг WD 2105–82 (LAWD 83). Если это подтвердится, они станут первыми планетами, полученными прямым изображением, которые, вероятно, сформировались из материала околозвездного диска, представляя собой новую популяцию планет-гигантов, полученных прямым изображением, которые больше похожи на гигантов Солнечной системы по возрасту и, вероятно, также по своей атмосфере. Подтверждение будет возможно с помощью общего метода собственного движения с JWST. [192]

В 2024 году было обнаружено, что белый карлик в системе PHL 5038AB загрязнен кальцием из каменного материала. Вокруг белого карлика вращается коричневый карлик , открытый в 2009 году. Это рассматривается, пожалуй, как первый случай связи загрязнения белого карлика с присутствием субзвездного объекта . Считается, что орбиты планетезималей нарушаются коричневым карликом, вызывая загрязнение белого карлика. [193]

Обитаемость [ править ]

Было высказано предположение, что белые карлики с температурой поверхности менее 10 000 К могут иметь обитаемую зону на расстоянии c. От 0,005 до 0,02 а.е. , что продлится более 3 миллиардов лет. Это настолько близко, что любая обитаемая планета будет заблокирована приливом . Целью является поиск транзитов гипотетических планет земного типа, которые могли мигрировать внутрь или образоваться там. Поскольку размер белого карлика аналогичен размеру планеты, такие транзиты могут привести к сильным затмениям . [194] Новые исследования ставят под сомнение эту идею, учитывая, что близкие орбиты этих гипотетических планет вокруг их родительских звезд подвергнут их сильным приливным силам , которые могут сделать их непригодными для жизни, вызвав парниковый эффект . [195] Еще одним предполагаемым ограничением этой идеи является происхождение этих планет. Если оставить в стороне формирование аккреционного диска, окружающего белого карлика, то планета может оказаться на близкой орбите вокруг звезд такого типа двумя способами: выжить, будучи поглощенной звездой во время фазы красного гиганта, а затем двигаться по спирали внутрь или внутрь. миграция после формирования белого карлика. Первый случай неправдоподобен для тел малой массы, поскольку они вряд ли выживут после поглощения своими звездами. В последнем случае планетам пришлось бы выделять столько орбитальной энергии в виде тепла в результате приливных взаимодействий с белым карликом, что они, скорее всего, превратились бы в непригодные для жизни угли. [196]

Двойные звезды и новые [ править ]

Процесс слияния двух находящихся на одной орбите белых карликов порождает гравитационные волны.

Если белый карлик находится в двойной звездной системе и аккрецирует материю от своего спутника, могут произойти различные явления, включая новые и сверхновые типа Ia. Это также может быть сверхмягкий источник рентгеновского излучения , если он способен достаточно быстро забирать материал у своего компаньона, чтобы поддерживать термоядерный синтез на своей поверхности. [197] С другой стороны, явления в двойных системах, такие как приливное взаимодействие и взаимодействие звезды с диском, регулируемые или нет магнитными полями, влияют на вращение аккрецирующих белых карликов. На самом деле (точно известные) белые карлики с самой высокой скоростью вращения являются членами двойных систем (самым быстрым из них является белый карлик в CTCV J2056-3014). [198] Тесная двойная система двух белых карликов может терять угловой момент и излучать энергию в виде гравитационных волн , заставляя их взаимную орбиту неуклонно сжиматься, пока звезды не сольются. [199] [200]

типа Сверхновые ​ Ia

Основная статья: Сверхновая типа Ia

Масса изолированного невращающегося белого карлика не может превышать предел Чандрасекара ~ 1,4 M ☉ . Этот предел может увеличиться, если белый карлик вращается быстро и неравномерно. [201] Белые карлики в двойных системах могут аккрецировать материал от звезды-компаньона, увеличивая как свою массу, так и плотность. Поскольку их масса приближается к пределу Чандрасекара, это теоретически может привести либо к взрывному воспламенению термоядерного синтеза в белом карлике, либо к его коллапсу в нейтронную звезду. [47]

Есть две модели, которые могли бы объяснить системы-прародители сверхновых типа Ia : модель одиночного вырождения и модель двойного вырождения . В одновырожденной модели углеродно-кислородный белый карлик увеличивает массу и сжимает свое ядро, оттягивая массу от невырожденной звезды-компаньона. [48] : 14  Считается, что при сжатии нагрев ядра приводит к воспламенению углеродного синтеза , когда масса приближается к пределу Чандрасекара. [48] 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 ускоряет скорость реакции синтеза в неконтролируемом процессе, который подпитывает сам себя. Термоядерное пламя поглощает большую часть белого карлика за несколько секунд, вызывая взрыв сверхновой типа Ia, которая уничтожает звезду. [1] [48] [202] В другом возможном механизме сверхновых типа Ia, модели двойного вырождения , два углеродно-кислородных белых карлика в двойной системе сливаются, создавая объект с массой, превышающей предел Чандрасекара , в котором затем воспламеняется синтез углерода. [48] : 14  В обоих случаях ожидается, что белые карлики не переживут сверхновую типа Ia. [203]

Модель однократного вырождения была предпочтительным механизмом для сверхновых типа Ia, но теперь, благодаря наблюдениям, модель двойного вырождения считается более вероятным сценарием. Предсказанная скорость слияний белых карликов с белыми карликами сравнима с частотой сверхновых типа Ia и могла бы объяснить отсутствие водорода в спектрах сверхновых типа Ia. [204] Однако основной механизм возникновения сверхновых типа Ia остается открытым вопросом. [205] В сценарии с однократным вырождением скорость аккреции на белый карлик должна находиться в узком диапазоне, зависящем от его массы, чтобы горение водорода на поверхности белого карлика было стабильным. Если скорость аккреции слишком низкая, новые звезды на поверхности белого карлика сдуют аккрецированный материал. Если оно слишком высоко, белый карлик расширится, и белый карлик и звезда-компаньон окажутся в общей оболочке. Это останавливает рост белого карлика, не позволяя ему достичь предела Чандрасекара и взорваться. [204] В рамках одновырожденной модели ожидается, что ее компаньон выживет, но убедительных доказательств существования такой звезды вблизи мест сверхновых типа Ia нет. [203] В сценарии двойного вырождения белые карлики должны находиться в очень тесных двойных системах, иначе время их вдохновения превышает возраст Вселенной . Также вероятно, что вместо сверхновой типа Ia слияние двух белых карликов приведет к коллапсу ядра. Поскольку белый карлик быстро накапливает материал, ядро ​​может воспламениться не от центра, что приводит к гравитационной нестабильности, которая может создать нейтронную звезду . [203]

Наблюдения не смогли обнаружить признаков аккреции, приводящей к образованию сверхновых типа Ia, и теперь считается, что это происходит потому, что звезда сначала нагружается выше предела Чандрасекара, а также раскручивается до очень высокой скорости в результате того же процесса. Как только аккреция прекращается, звезда постепенно замедляется, пока ее вращения становится недостаточно, чтобы предотвратить взрыв. [206]

Историческая яркая SN 1006, как полагают, была сверхновой типа Ia, возникшей из белого карлика, возможно, в результате слияния двух белых карликов. [207] Сверхновая Тихо 1572 года также была сверхновой типа Ia, и ее остаток был обнаружен. [208] Близким кандидатом на то, чтобы пережить сверхновую типа Ia, является WD 0810-353 . [209]

Бинарный пост-общий конверт [ править ]

Основная статья: Почтовый двоичный конверт общего формата

Двойная система после общей оболочки (PCEB) — это двойная система, состоящая из белого карлика и тесно связанного приливом красного карлика (в других случаях это может быть коричневый карлик вместо красного карлика). Эти двойные системы образуются, когда красный карлик поглощается фазой красного гиганта . Поскольку красный карлик вращается внутри общей оболочки , его скорость замедляется в более плотной среде. Это замедление орбитальной скорости компенсируется уменьшением орбитального расстояния между красным карликом и ядром красного гиганта. Красный карлик движется по спирали внутрь к ядру и может слиться с ним. Если этого не происходит и вместо этого выбрасывается общая оболочка, то двойная система оказывается на близкой орбите, состоящей из белого карлика и красного карлика. Этот тип двоичного файла называется двоичным файлом пост-общего конверта. Эволюция PCEB продолжается по мере того, как две карликовые звезды вращаются все ближе и ближе из-за магнитного торможения и высвобождения гравитационных волн. В какой-то момент двоичная система может превратиться в катаклизмическую переменную, поэтому бинарные файлы пост-общей оболочки иногда называют до-катаклизмическими переменными.

Катаклизмические переменные [ править ]

Основная статья: Катаклизмическая переменная звезда

Прежде чем аккреция материала приблизит белого карлика к пределу Чандрасекара, аккрецированный богатый водородом материал на поверхности может воспламениться в результате менее разрушительного типа термоядерного взрыва, вызванного термоядерным синтезом водорода . Эти поверхностные взрывы могут повторяться до тех пор, пока ядро ​​белого карлика остается неповрежденным. Этот более слабый вид повторяющегося катаклизма называется (классической) новой. Астрономы также наблюдали карликовые новые , которые имеют меньшие и более частые пики светимости, чем классические новые. Считается, что это вызвано высвобождением гравитационной потенциальной энергии , когда часть аккреционного диска коллапсирует на звезду, а не выбросом энергии в результате термоядерного синтеза. Вообще двойные системы с белым карликом, аккрецирующим вещество от звездного компаньона, называются катаклизмическими переменными . Помимо новых и карликовых новых, известно несколько других классов этих переменных, в том числе полярные и промежуточные полярные , оба из которых представляют собой сильномагнитные белые карлики. [1] [48] [210] [211] Было замечено, что катаклизмические переменные, вызванные термоядерным синтезом и аккрецией, являются источниками рентгеновского излучения. [211]

не предшествующие сверхновым системы , Другие двойные

Другие двойные системы, не предшествующие сверхновым, включают двойные системы, состоящие из звезды (или гиганта) главной последовательности и белого карлика. Двоичная система Сириуса AB, вероятно, является самым известным примером. Белые карлики также могут существовать как двойные системы или множественные звездные системы, состоящие только из белых карликов. Примером разрешенной системы тройных белых карликов является WD J1953-1019 , обнаруженная с помощью Gaia DR2 данных . Одной из интересных областей является изучение остатков планетных систем вокруг белых карликов. В то время как звезды яркие и часто затмевают экзопланеты и коричневые карлики, вращающиеся вокруг них, белые карлики тусклые. Это позволяет астрономам более детально изучать эти коричневые карлики или экзопланеты. субкоричневый карлик вокруг белого карлика WD 0806-661 Одним из таких примеров является .

Ближайший [ править ]

Белые карлики в радиусе 25 световых лет [212]
Идентификатор Номер ВД Расстояние ( млн. лет ) Тип Абсолютный
величина 		Масса
( M ☉ ) 		Яркость
( L ☉ ) 		Возраст ( тысяч лет ) Объекты в системе
Сириус Б 0642–166 8.66 И 11.18 0.98 0.0295 0.10 2
Процион Б 0736+053 11.46 ДКЗ 13.20 0.63 0.00049 1.37 2
Ван Маанен 2 0046+051 14.07 ДЗ 14.09 0.68 0.00017 3.30 1
ЛП 145-141 1142–645 15.12 ДК 12.77 0.61 0.00054 1.29 1
40 Эридана Б 0413-077 16.39 И 11.27 0.59 0.0141 0.12 3
Штейн 2051 Б 0426+588 17.99 округ Колумбия 13.43 0.69 0.00030 2.02 2
Г 240-72 1748+708 20.26 ДК 15.23 0.81 0.000085 5.69 1
Стекло 223.2 0552–041 21.01 ДЗ 15.29 0.82 0.000062 7.89 1
Глизе 3991 Б [213] 1708+437 24.23 Д?? >15 0.5 <0,000086 >6 2

Галерея [ править ]

  • Иллюстрация каменных обломков вокруг белого карлика [214]
    Иллюстрация каменистых обломков вокруг белого карлика
    [214]
  • Кокон нового белого карлика в центре NGC 2440
    Кокон нового белого карлика в центре NGC 2440
  • Представление художника об эволюции двойной системы белого карлика и миллисекундного пульсара [215]
    Впечатление художника об эволюции белого карлика и двойной системы миллисекундных пульсаров
    [215]
  • Иллюстрация ультрахолодного карлика с белым карликом-компаньоном [216]
    Иллюстрация ультракрутого карлика с белым карликом-компаньоном
    [216]

См. также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г час я Джонсон, Дж. (2007). «Экстремальные звезды: белые карлики и нейтронные звезды» (Конспект лекций). Астрономия 162. Университет штата Огайо . Архивировано из оригинала 31 марта 2012 года . Проверено 17 октября 2011 г.
  2. ^ Генри, Ти Джей (1 января 2009 г.). «Сто ближайших звездных систем» . Консорциум по исследованию близлежащих звезд . Архивировано из оригинала 12 ноября 2007 года . Проверено 21 июля 2010 г.
  3. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Эври Л. Шацман (1958). Белые карлики . Издательство Северной Голландии. ISBN  978-0-598-58212-6 .
  4. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Фонтейн, Г.; Брассар, П.; Бержерон, П. (2001). «Потенциал космохронологии белых карликов» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 113 (782): 409–435. Бибкод : 2001PASP..113..409F . дои : 10.1086/319535 .
  5. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и Ричмонд, М. «Поздние стадии эволюции звезд малой массы» . Конспект лекций, Физика 230. Рочестерский технологический институт . Архивировано из оригинала 4 сентября 2017 года . Проверено 3 мая 2007 г.
  6. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Вернер, К.; Хаммер, Нью-Джерси; Нагель, Т.; Раух, Т.; Дрейзлер, С. (2005). О возможных кислородно-неоновых белых карликах: H1504+65 и донорах белых карликов в сверхкомпактных рентгеновских двойных системах . 14-й Европейский семинар по белым карликам. Том. 334. с. 165. arXiv : astro-ph/0410690 . Бибкод : 2005ASPC..334..165W .
  7. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Либерт, Джеймс; Бержерон, П.; Эйзенштейн, Д.; Харрис, ХК; Кляйнман, С.Дж.; Нитта, А.; Кшесински, Дж. (2004). «Гелиевый белый карлик чрезвычайно малой массы». Астрофизический журнал . 606 (2): L147. arXiv : astro-ph/0404291 . Бибкод : 2004ApJ...606L.147L . дои : 10.1086/421462 . S2CID   118894713 .
  8. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б «Космическая потеря веса: Белый карлик с наименьшей массой» (Пресс-релиз). Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . 17 апреля 2007 года. Архивировано из оригинала 22 апреля 2007 года . Проверено 20 апреля 2007 г.
  9. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Спергель, Д.Н.; Бин, Р.; Доре, О.; Нолта, MR; Беннетт, CL; Данкли, Дж.; и др. (2007). «Результаты трехлетнего исследования микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): значение для космологии». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Бибкод : 2007ApJS..170..377S . дои : 10.1086/513700 . S2CID   1386346 .
  10. ^ §3, Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H . дои : 10.1086/375341 . S2CID   59065632 .
  11. ^ Гершель, В. (1785). «Каталог двойных звезд» . Философские труды Лондонского королевского общества . 75 : 40–126. Бибкод : 1785RSPT...75...40H . дои : 10.1098/rstl.1785.0006 . JSTOR   106749 . S2CID   186209747 .
  12. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Хольберг, Дж. Б. (2005). Как выродившиеся звезды стали называть «белыми карликами» . Американского астрономического общества Собрание 207. Том. 207. с. 1503. Бибкод : 2005AAS...20720501H .
  13. ^ Адамс, WS (1914). «Звезда А-типа очень низкой светимости» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 26 (155): 198. Бибкод : 1914PASP...26..198A . дои : 10.1086/122337 .
  14. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Бессель, FW (1844 г.). «О вариациях собственных движений Проциона и Сириуса» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 6 (11): 136–141. Бибкод : 1844МНРАС...6Р.136Б . дои : 10.1093/mnras/6.11.136a .
  15. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Фламмарион, Камилла (1877). «Спутник Сириуса». Астрономический регистр . 15 : 186. Бибкод : 1877AReg...15..186F .
  16. ^ Адамс, WS (1915). «Спектр спутника Сириуса» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 27 (161): 236. Бибкод : 1915PASP...27..236A . дои : 10.1086/122440 .
  17. ^ ван Маанен, А. (1917). «Две слабые звезды с большим собственным движением» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 29 (172): 258. Бибкод : 1917PASP...29..258В . дои : 10.1086/122654 .
  18. ^ Люйтен, WJ (1922). «Средний параллакс звезд ранних типов с определенным собственным движением и видимой величиной» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 34 (199): 156. Бибкод : 1922PASP...34..156L . дои : 10.1086/123176 .
  19. ^ Люйтен, WJ (1922). «Обратите внимание на некоторые слабые звезды ранних типов с большими собственными движениями» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 34 (197): 54. Бибкод : 1922PASP...34...54L . дои : 10.1086/123146 .
  20. ^ Люйтен, WJ (1922). «Дополнительное примечание о слабых звездах ранних типов с большими собственными движениями» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 34 (198): 132. Бибкод : 1922PASP...34..132L . дои : 10.1086/123168 .
  21. ^ Эйткен, Р.Г. (1922). «Комета c 1922 года (Бааде)» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 34 (202): 353. Бибкод : 1922PASP...34..353A . дои : 10.1086/123244 .
  22. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Эддингтон, А.С. (1924). «О соотношении масс и светимостей звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 84 (5): 308–333. Бибкод : 1924MNRAS..84..308E . дои : 10.1093/mnras/84.5.308 .
  23. ^ Люйтен, WJ (1950). «Поиски белых карликов» . Астрономический журнал . 55 : 86. Бибкод : 1950AJ.....55...86L . дои : 10.1086/106358 .
  24. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д МакКук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 121 (1): 1–130. Бибкод : 1999ApJS..121....1M . дои : 10.1086/313186 .
  25. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Эйзенштейн, Дэниел Дж.; Либерт, Джеймс; Харрис, Хью К.; Кляйнман, С.Дж.; Нитта, Ацуко; Сильвестри, Николь; и др. (2006). «Каталог спектроскопически подтвержденных белых карликов из Слоановского цифрового обзора неба, выпуск данных 4». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 167 (1): 40–58. arXiv : astro-ph/0606700 . Бибкод : 2006ApJS..167...40E . дои : 10.1086/507110 . S2CID   13829139 .
  26. ^ 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 . Бибкод : 2007ApJ...660.1451K . дои : 10.1086/514327 . S2CID   18587748 .
  27. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Кеплер, Т.О .; Кляйнман, С.Дж.; Нитта, А.; Кестер, Д.; Кастанейра, Б.Г.; Джованнини, О.; Коста, AFM; Альтхаус, Л. (2007). «Распределение массы белых карликов в SDSS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 375 (4): 1315–1324. arXiv : astro-ph/0612277 . Бибкод : 2007MNRAS.375.1315K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x . S2CID   10892288 .
  28. ^ Шипман, Х.Л. (1979). «Массы и радиусы звезд белых карликов. III - Результаты для 110 звезд, богатых водородом и 28 звезд, богатых гелием». Астрофизический журнал . 228 : 240. Бибкод : 1979ApJ...228..240S . дои : 10.1086/156841 .
  29. ^ Сандин, Ф. (2005). Экзотические фазы материи в компактных звездах (PDF) (лицензиатская диссертация). Технологический университет Лулео . Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2011 года . Проверено 20 августа 2011 г.
  30. ^ Босс, Л. (1910). Предварительный общий каталог 6188 звезд на эпоху 1900 года . Институт Карнеги в Вашингтоне . Бибкод : 1910pgcs.book.....B . LCCN   10009645 – через Archive.org.
  31. ^ Либерт, Джеймс; Янг, Пенсильвания; Арнетт, Д.; Хольберг, Дж.Б.; Уильямс, штат Калифорния (2005). «Возраст и масса прародителя Сириуса Б». Астрофизический журнал . 630 (1): L69. arXiv : astro-ph/0507523 . Бибкод : 2005ApJ...630L..69L . дои : 10.1086/462419 . S2CID   8792889 .
  32. ^ Эпик, Э. (1916). «Плотность визуальных двойных звезд» . Астрофизический журнал . 44 : 292. Бибкод : 1916ApJ....44..292O . дои : 10.1086/142296 .
  33. ^ Эддингтон, А.С. (1927). Звезды и атомы . Кларендон Пресс . LCCN   27015694 .
  34. ^ Адамс, WS (1925). «Относительное смещение спектральных линий в спутнике Сириуса» . Труды Национальной академии наук . 11 (7): 382–387. Бибкод : 1925ПНАС...11..382А . дои : 10.1073/pnas.11.7.382 . ПМК   1086032 . ПМИД   16587023 .
  35. ^ Челотти, А.; Миллер, Дж. К.; Скиама, Д.В. (1999). «Астрофизические доказательства существования черных дыр». Сорт. Квантовая гравитация . 16 (12А): А3–А21. arXiv : astro-ph/9912186 . Бибкод : 1999CQGra..16A...3C . дои : 10.1088/0264-9381/16/12A/301 . S2CID   17677758 .
  36. ^ Нейв, ЧР «Размер и плотность ядра» . Гиперфизика . Государственный университет Джорджии . Архивировано из оригинала 6 июля 2009 года . Проверено 26 июня 2009 г.
  37. ^ Адамс, Стив (1997). Относительность: введение в физику пространства-времени . Лондон; Бристоль: CRC Press . п. 240. Бибкод : 1997рист.книга.....А . ISBN  978-0-7484-0621-0 .
  38. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Фаулер, Р.Х. (1926). «О плотной материи» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 87 (2): 114–122. Бибкод : 1926MNRAS..87..114F . дои : 10.1093/mnras/87.2.114 .
  39. ^ Ходдесон, Л.Х.; Байм, Г. (1980). «Развитие квантово-механической электронной теории металлов: 1900–28». Труды Лондонского королевского общества . 371 (1744): 8–23. Бибкод : 1980RSPSA.371....8H . дои : 10.1098/rspa.1980.0051 . JSTOR   2990270 . S2CID   120476662 .
  40. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д «Оценка звездных параметров по равнораспределению энергии» . Научные биты . Архивировано из оригинала 22 мая 2012 года . Проверено 9 мая 2007 г.
  41. ^ Бин, Р. «Лекция 12 – Давление вырождения» (PDF) . Конспект лекций, Астрономия 211. Корнелльский университет . Архивировано из оригинала (PDF) 25 сентября 2007 года . Проверено 21 сентября 2007 г.
  42. ^ Андерсон, В. (1929). «О предельной плотности материи и энергии». Журнал физики (на немецком языке). 56 (11–12): 851–856. Бибкод : 1929ZPhy...56..851A . дои : 10.1007/BF01340146 . S2CID   122576829 .
  43. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Стоунер, К. (1930). «Равновесие плотных звезд». Философский журнал . 9 : 944.
  44. ^ Чандрасекхар, С. (1931). «Максимальная масса идеальных белых карликов» . Астрофизический журнал . 74 : 81. Бибкод : 1931ApJ....74...81C . дои : 10.1086/143324 .
  45. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Чандрасекхар, С. (1935). «Сильно сжатые конфигурации звездной массы (Вторая статья)» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 95 (3): 207–225. Бибкод : 1935МНРАС..95..207С . дои : 10.1093/mnras/95.3.207 .
  46. ^ «Нобелевская премия по физике 1983 года» . Нобелевский фонд . Архивировано из оригинала 6 мая 2007 года . Проверено 4 мая 2007 г.
  47. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Канал, Р.; Гутьеррес, Дж. (1997). «Возможная связь белого карлика и нейтронной звезды». Белые карлики . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 214. С. 49–55. arXiv : astro-ph/9701225 . Бибкод : 1997ASSL..214...49C . дои : 10.1007/978-94-011-5542-7_7 . ISBN  978-94-010-6334-0 . S2CID   9288287 .
  48. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж Хиллебрандт, В.; Нимейер, Дж. К. (2000). «Модели взрыва сверхновой типа IA». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 : 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Бибкод : 2000ARA&A..38..191H . дои : 10.1146/annurev.astro.38.1.191 . S2CID   10210550 .
  49. ^ Овербай, Д. (22 февраля 2010 г.). «Из столкновения белых карликов, рождение сверхновой» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 25 февраля 2010 года . Проверено 22 февраля 2010 г.
  50. ^ Шабрие, Г.; Барафф, И. (2000). «Теория маломассивных звезд и субзвездных объектов». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 : 337–377. arXiv : astro-ph/0006383 . Бибкод : 2000ARA&A..38..337C . дои : 10.1146/annurev.astro.38.1.337 . S2CID   59325115 .
  51. ^ Калер, Дж. «Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)» . Архивировано из оригинала 31 августа 2009 года . Проверено 5 мая 2007 г.
  52. ^ «Основные символы» . Стандарты астрономических каталогов, версия 2.0 . ВизиР . Архивировано из оригинала 8 мая 2017 года . Проверено 12 января 2007 г.
  53. ^ Тохлин, Дж. Э. «Структура, устойчивость и динамика самогравитирующих систем» . Архивировано из оригинала 27 июня 2010 года . Проверено 30 мая 2007 г.
  54. ^ Хойл, Ф. (1947). «Звезды, распределение и движение. Замечания о равновесных конфигурациях вращающихся белых карликов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 107 (2): 231–236. Бибкод : 1947MNRAS.107..231H . дои : 10.1093/mnras/107.2.231 .
  55. ^ Острайкер, JP; Боденхаймер, П. (1968). «Быстро вращающиеся звезды. II. Массивные белые карлики» . Астрофизический журнал . 151 : 1089. Бибкод : 1968ApJ...151.1089O . дои : 10.1086/149507 .
  56. ^ Шанильо, Сагун; Ли, Ян Ян (1994). «О диаметрах равномерно вращающихся звезд» . Связь в математической физике . 166 (2): 417. Бибкод : 1994CMaPh.166..417C . дои : 10.1007/BF02112323 . S2CID   8372549 .
  57. ^ Шанильо, Сагун; Вайс, Георг С. (2012). «Замечание о геометрии равномерно вращающихся звезд». Журнал дифференциальных уравнений . 253 (2): 553. arXiv : 1109.3046 . Бибкод : 2012JDE...253..553C . дои : 10.1016/j.jde.2012.04.011 . S2CID   144301 .
  58. ^ Сомон, Дидье; Блуэн, Саймон; Трамбле, Пьер-Эммануэль (ноябрь 2022 г.). «Актуальные проблемы физики белых карликов». Отчеты по физике . 988 : 1–63. arXiv : 2209.02846 . Бибкод : 2022ФР...988....1С . doi : 10.1016/j.physrep.2022.09.001 . S2CID   252111027 .
  59. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Сион, EM; Гринштейн, Дж.Л.; Лэндстрит, Джей Ди; Либерт, Джеймс; Шипман, Х.Л.; Вегнер, Джорджия (1983). «Предлагаемая новая система спектральной классификации белых карликов» . Астрофизический журнал . 269 : 253. Бибкод : 1983ApJ...269..253S . дои : 10.1086/161036 .
  60. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Хэмбли, Северная Каролина; Смартт, С.Дж.; Ходжкин, ST (1997). «WD 0346+246: Очень низкая светимость, крутой дегенерат в Тельце» . Астрофизический журнал . 489 (2): L157. Бибкод : 1997ApJ...489L.157H . дои : 10.1086/316797 .
  61. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж г Фонтейн, Г.; Весемаэль, Ф. (2001). «Белые карлики». В Мурдине, П. (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Издательство IOP / Издательская группа Nature . ISBN  978-0-333-75088-9 .
  62. ^ Хейзе, Дж. (1985). «Рентгеновское излучение изолированных горячих белых карликов». Обзоры космической науки . 40 (1–2): 79–90. Бибкод : 1985ССРв...40...79Х . дои : 10.1007/BF00212870 . S2CID   120431159 .
  63. ^ Лесафр, П.; Подсядловский, доктор философии; Тут, Калифорния (2005). «Двухпоточный формализм для конвективного процесса Урки». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 356 (1): 131–144. arXiv : astro-ph/0411016 . Бибкод : 2005МНРАС.356..131Л . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08428.x . S2CID   15797437 .
  64. ^ Местель, Л. (1952). «К теории белых карликов. I. Источники энергии белых карликов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 112 (6): 583–597. Бибкод : 1952МНРАС.112..583М . дои : 10.1093/mnras/112.6.583 .
  65. ^ Кавалер, С.Д. (1998). Звезды-белые карлики и глубокое поле Хаббла . Глубокое поле Хаббла: материалы симпозиума Научного института космического телескопа. п. 252. arXiv : astro-ph/9802217 . Бибкод : 1998hdf..symp..252K . ISBN  978-0-521-63097-9 .
  66. ^ Бержерон, П.; Руис, Монтана; Леггетт, СК (1997). «Химическая эволюция холодных белых карликов и возраст местного галактического диска» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 108 (1): 339–387. Бибкод : 1997ApJS..108..339B . дои : 10.1086/312955 .
  67. ^ МакКук, врач общей практики; Сион, Э.М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 121 (1): 1–130. Бибкод : 1999ApJS..121....1M . дои : 10.1086/313186 .
  68. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Леггетт, СК; Руис, Монтана; Бержерон, П. (1998). «Функция светимости холодного белого карлика и возраст галактического диска» . Астрофизический журнал . 497 (1): 294–302. Бибкод : 1998ApJ...497..294L . дои : 10.1086/305463 .
  69. ^ Гейтс, Э.; Гюк, Г.; Харрис, ХК; Суббарао, М.; Андерсон, С.; Кляйнман, С.Дж.; и др. (2004). «Открытие новых ультрахолодных белых карликов в Слоанском цифровом обзоре неба». Астрофизический журнал . 612 (2): L129. arXiv : astro-ph/0405566 . Бибкод : 2004ApJ...612L.129G . дои : 10.1086/424568 . S2CID   7570539 .
  70. ^ Килич, М.; Торстенсен-младший; Ковальский, премьер-министр; Эндрюс, Дж. (2012). «Белые карлики возрастом 11–12 млрд лет на расстоянии 30 пк» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 423 (1): Л132–Л136. arXiv : 1204.2570 . Бибкод : 2012МНРАС.423Л.132К . дои : 10.1111/j.1745-3933.2012.01271.x .
  71. ^ Вингет, Делавэр; Хансен, CJ; Либерт, Джеймс; Ван Хорн, HM; Фонтейн, Г.; Натер, Р.Э.; Кеплер, Т.О.; Лэмб, DQ (1987). «Независимый метод определения возраста Вселенной» . Астрофизический журнал . 315 : Л77. Бибкод : 1987ApJ...315L..77W . дои : 10.1086/184864 . hdl : 10183/108730 .
  72. ^ Трефил, Дж.С. (2004). Момент творения: физика большого взрыва от первой миллисекунды до современной Вселенной . Дуврские публикации . ISBN  978-0-486-43813-9 .
  73. ^ ван Хорн, HM (январь 1968 г.). «Кристаллизация белых карликов». Астрофизический журнал . 151 : 227. Бибкод : 1968ApJ...151..227В . дои : 10.1086/149432 .
  74. ^ Баррат, Дж.Л.; Хансен, JP; Мочкович, Р. (1988). «Кристаллизация углеродно-кислородных смесей в белых карликах». Астрономия и астрофизика . 199 (1–2): Л15. Бибкод : 1988A&A...199L..15B .
  75. ^ Вингет, Делавэр (1995). «Состояние астеросейсмологии белых карликов и взгляд на путь вперед» . Балтийская астрономия . 4 (2): 129. Бибкод : 1995БалтА...4..129Вт . дои : 10.1515/astro-1995-0209 .
  76. ^ Меткалф, ТС; Монтгомери, Миннесота; Канаан, А. (20 апреля 2004 г.). «Тестирование теории кристаллизации белых карликов с помощью астеросейсмологии массивной пульсирующей звезды DA BPM 37093». Астрофизический журнал . 605 (2): Л133–Л136. arXiv : astro-ph/0402046 . Бибкод : 2004ApJ...605L.133M . дои : 10.1086/420884 . S2CID   119378552 .
  77. ^ Уайтхаус, Дэвид (16 февраля 2004 г.). «Алмазная звезда волнует астрономов» . Новости Би-би-си . Архивировано из оригинала 5 февраля 2007 года . Проверено 6 января 2007 г.
  78. ^ Канаан, А.; Нитта, А.; Вингет, Делавэр; Кеплер, Т.О.; Монтгомери, Миннесота; Меткалф, ТС; и др. (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 . Бибкод : 2005A&A...432..219K . дои : 10.1051/0004-6361:20041125 . S2CID   7297628 .
  79. ^ Брассар, П.; Фонтейн, Г. (2005). «Астеросейсмология кристаллизованной звезды ZZ Кита BPM 37093: другой взгляд» . Астрофизический журнал . 622 (1): 572–576. Бибкод : 2005ApJ...622..572B . дои : 10.1086/428116 .
  80. ^ Хансен, БМС; Либерт, Джеймс (2003). «Холодные белые карлики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 41 : 465. Бибкод : 2003ARA&A..41..465H . дои : 10.1146/annurev.astro.41.081401.155117 .
  81. ^ Антуан, Бедар; Саймон, Блуэн; Сихао, Ченг (2024). «Плавучие кристаллы останавливают остывание звезд-белых карликов» . Природа . 627 (8003): 286. Бибкод : 2024Natur.627..286B . дои : 10.1038/s41586-024-07102-y . ISSN   1476-4687 .
  82. ^ Альтхаус, LG; Гарсиа-Берро, Э.; Изерн, Дж.; Корсико, АХ; Миллер Бертолами, MM (январь 2012 г.). «Новые фазовые диаграммы плотных углеродно-кислородных смесей и эволюция белых карликов». Астрономия и астрофизика . 537 : А33. arXiv : 1110.5665 . Бибкод : 2012A&A...537A..33A . дои : 10.1051/0004-6361/201117902 . S2CID   119279832 .
  83. ^ Блуэн, Саймон; Далиго, Жером; Сомон, Дидье (1 апреля 2021 г.). «Расслоение фаз 22 Ne как решение проблемы аномалии охлаждения ультрамассивного белого карлика» . Письма астрофизического журнала . 911 (1): Л5. arXiv : 2103.12892 . Бибкод : 2021ApJ...911L...5B . дои : 10.3847/2041-8213/abf14b . S2CID   232335433 .
  84. ^ Блуэн, Саймон; Далиго, Жером; Сомон, Дидье; Бедар, Антуан; Брассар, Пьер (август 2020 г.). «На пути к точной космохронологии: новая фазовая диаграмма C/O для белых карликов». Астрономия и астрофизика . 640 : Л11. arXiv : 2007.13669 . Бибкод : 2020A&A...640L..11B . дои : 10.1051/0004-6361/202038879 . S2CID   220793255 .
  85. ^ Трамбле, Пенсильвания; Фонтейн, Г.; Фусильо, НПГ; Данлэп, Британская Колумбия; Генсике, БТ; Холландс, Миннесота; и др. (2019). «Кристаллизация ядра и накопление в последовательности охлаждения развивающихся белых карликов» (PDF) . Природа . 565 (7738): 202–205. arXiv : 1908.00370 . Бибкод : 2019Natur.565..202T . дои : 10.1038/s41586-018-0791-x . ПМИД   30626942 . S2CID   58004893 . Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2019 года . Проверено 23 июля 2019 г.
  86. ^ Истрате, АГ; Таурис, ТМ; Лангер, Н.; Антониадис, Дж. (2014). «Временная шкала эволюции маломассивных протогелиевых белых карликов». Астрономия и астрофизика . 571 : Л3. arXiv : 1410.5471 . Бибкод : 2014A&A...571L...3I . дои : 10.1051/0004-6361/201424681 . S2CID   55152203 .
  87. ^ «Обнаружена первая гигантская планета вокруг белого карлика – наблюдения ESO показывают, что экзопланета, подобная Нептуну, испаряется» . www.eso.org . Архивировано из оригинала 4 декабря 2019 года . Проверено 4 декабря 2019 г.
  88. ^ Шацман, Э. (1945). «Теория потока энергии белого карлика». Анналы астрофизики . 8 : 143. Бибкод : 1945АнАп....8..143С .
  89. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д и ж Кестер, Д.; Чанмугам, Г. (1990). «Физика звезд белых карликов». Отчеты о прогрессе в физике . 53 (7): 837–915. Бибкод : 1990РПФ...53..837К . дои : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID   122582479 .
  90. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Кавалер, С.Д. (1997). «Звезды-белые карлики». В Кавалере, Южная Дакота; Новиков И.; Шринивасан, Г. (ред.). Звездные остатки . 1997. ISBN  978-3-540-61520-0 .
  91. ^ Койпер, врач общей практики (1941). «Список известных белых карликов» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 53 (314): 248. Бибкод : 1941ПАСП...53..248К . дои : 10.1086/125335 .
  92. ^ Люйтен, WJ (1952). «Спектры и светимости белых карликов». Астрофизический журнал . 116 : 283. Бибкод : 1952ApJ...116..283L . дои : 10.1086/145612 .
  93. ^ Гринштейн, Дж. Л. (1960). Звездная атмосфера . Издательство Чикагского университета . Бибкод : 1960stat.book.....G . LCCN   61-9138 .
  94. ^ Кеплер, Т.О.; Кляйнман, С.Дж.; Нитта, А.; Кестер, Д.; Кастанейра, Б.Г.; Джованнини, О.; Коста, AFM; Альтхаус, Л. (2007). «Распределение массы белых карликов в SDSS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 375 (4): 1315–1324. arXiv : astro-ph/0612277 . Бибкод : 2007MNRAS.375.1315K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x . S2CID   10892288 .
  95. ^ Дюфур, П.; Либерт, Джеймс; Фонтейн, Г.; Бехара, Н. (2007). «Звезды белые карлики с углеродной атмосферой». Природа . 450 (7169): 522–4. arXiv : 0711.3227 . Бибкод : 2007Natur.450..522D . дои : 10.1038/nature06318 . ПМИД   18033290 . S2CID   4398697 .
  96. ^ Сюй, С.; Юра, М.; Кестер, Д.; Кляйн, Б.; Цукерман, Б. (2013). «Открытие молекулярного водорода в атмосферах белых карликов». Астрофизический журнал . 766 (2): Л18. arXiv : 1302.6619 . Бибкод : 2013ApJ...766L..18X . дои : 10.1088/2041-8205/766/2/L18 . S2CID   119248244 .
  97. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Юра, М.; Янг, ЭД (1 января 2014 г.). «Внесолнечная космохимия» . Ежегодный обзор наук о Земле и планетах . 42 (1): 45–67. Бибкод : 2014AREPS..42...45J . doi : 10.1146/annurev-earth-060313-054740 .
  98. ^ Уилсон, диджей; Генсике, БТ; Кестер, Д.; Толоза, О.; Пала, А.Ф.; Бридт, Э.; Парсонс, SG (11 августа 2015 г.). «Состав разрушенной внесолнечной планетезимали на SDSS J0845 + 2257 (Тон 345)». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 451 (3): 3237–3248. arXiv : 1505.07466 . Бибкод : 2015MNRAS.451.3237W . дои : 10.1093/mnras/stv1201 . S2CID   54049842 .
  99. ^ Блэкетт, ПМС (1947). «Магнитное поле массивных вращающихся тел». Природа . 159 (4046): 658–66. Бибкод : 1947Natur.159..658B . дои : 10.1038/159658a0 . ПМИД   20239729 . S2CID   4133416 .
  100. ^ Ловелл, Б. (1975). «Патрик Мейнард Стюарт Блэкетт, барон Блэкетт из Челси. 18 ноября 1897 г. - 13 июля 1974 г.». Биографические мемуары членов Королевского общества . 21 : 1–115. дои : 10.1098/rsbm.1975.0001 . JSTOR   769678 . S2CID   74674634 .
  101. ^ Лэндстрит, Джон Д. (1967). «Синхротронное излучение нейтрино и его астрофизическое значение». Физический обзор . 153 (5): 1372–1377. Бибкод : 1967PhRv..153.1372L . дои : 10.1103/PhysRev.153.1372 .
  102. ^ 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. Бибкод : 1969Ap&SS...4..464G . дои : 10.1007/BF00651351 . S2CID   119003761 .
  103. ^ Кемп, Дж. К.; Сведлунд, Дж.Б.; Лэндстрит, Джей Ди; Ангел, JRP (1970). «Открытие циркулярно поляризованного света белого карлика» . Астрофизический журнал . 161 : Л77. Бибкод : 1970ApJ...161L..77K . дои : 10.1086/180574 .
  104. ^ Феррарио, Лилия; де Мартино, Домтилья; Генсике, Борис (2015). «Магнитные белые карлики». Обзоры космической науки . 191 (1–4): 111–169. arXiv : 1504.08072 . Бибкод : 2015ССРв..191..111Ф . дои : 10.1007/s11214-015-0152-0 . S2CID   119057870 .
  105. ^ Кеплер, Т.О.; Пелисоли, И.; Джордан, С.; Кляйнман, С.Дж.; Кестер, Д.; Кулеби, Б.; Пеканья, В.; Кастаньера, Б.Г.; Нитта, А.; Коста, JES; Вингет, Делавэр; Канаан, А.; Фрага, Л. (2013). «Магнитные белые карлики в Слоанском цифровом обзоре неба». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 429 (4): 2934–2944. arXiv : 1211.5709 . Бибкод : 2013MNRAS.429.2934K . дои : 10.1093/mnras/sts522 . S2CID   53316287 .
  106. ^ Лэндстрит, Джей Ди; Багнуло, С.; Валявин Г.Г.; Фоссати, Л.; Джордан, С.; Монин Д.; Уэйд, Джорджия (2012). «О наличии слабых магнитных полей у белых карликов DA». Астрономия и астрофизика . 545 (А30): 9 стр. arXiv : 1208.3650 . Бибкод : 2012A&A...545A..30L . дои : 10.1051/0004-6361/201219829 . S2CID   55153825 .
  107. ^ Либерт, Джеймс; Бержерон, П.; Хольберг, Дж. Б. (2003). «Истинная распространенность магнетизма среди полевых белых карликов». Астрономический журнал . 125 (1): 348–353. arXiv : astro-ph/0210319 . Бибкод : 2003AJ....125..348L . дои : 10.1086/345573 . S2CID   9005227 .
  108. ^ Бакли, DAH; Мейнтьес, П.Дж.; Поттер, С.Б.; Марш, ТР; Генсике, BT (23 января 2017 г.). «Поляриметрические свидетельства существования пульсара белого карлика в двойной системе AR Scorpii». Природная астрономия . 1 (2): 0029. arXiv : 1612.03185 . Бибкод : 2017НатАс...1Е..29Б . дои : 10.1038/s41550-016-0029 . S2CID   15683792 .
  109. ^ Мерали, Зия (19 июля 2012 г.). «Звезды сближают атомы» . Новости природы и комментарии. Природа . дои : 10.1038/nature.2012.11045 . Архивировано из оригинала 20 июля 2012 года . Проверено 21 июля 2012 г.
  110. ^ «Переменные ZZ Ceti» . Страсбургский центр астрономических данных . Французская ассоциация наблюдателей переменных звезд. Архивировано из оригинала 5 февраля 2007 года . Проверено 6 июня 2007 г.
  111. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Кирион, П.-О.; Фонтейн, Г.; Брассар, П. (2007). «Картирование областей нестабильности звезд GW Vir на диаграмме эффективная температура – ​​поверхностная гравитация» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 171 (1): 219–248. Бибкод : 2007ApJS..171..219Q . дои : 10.1086/513870 .
  112. ^ Лоуренс, генеральный директор; Острайкер, JP; Хессер, Дж. Э. (1967). «Ультракороткопериодные звездные колебания. I. Результаты от белых карликов, старых новых, центральных звезд планетарных туманностей, 3c 273 и Скорпиона XR-1». Астрофизический журнал . 148 : Л161. Бибкод : 1967ApJ...148L.161L . дои : 10.1086/180037 .
  113. ^ Ландольт, Австралия (1968). «Новая краткосрочная синяя переменная» . Астрофизический журнал . 153 : 151. Бибкод : 1968ApJ...153..151L . дои : 10.1086/149645 .
  114. ^ Нагель, Т.; Вернер, К. (2004). «Обнаружение нерадиальных пульсаций g-моды у недавно открытой звезды PG 1159 HE 1429-1209». Астрономия и астрофизика . 426 (2): Л45. arXiv : astro-ph/0409243 . Бибкод : 2004A&A...426L..45N . дои : 10.1051/0004-6361:200400079 . S2CID   9481357 .
  115. ^ О'Брайен, MS (2000). «Масштаб и причина полосы нестабильности до белых карликов». Астрофизический журнал . 532 (2): 1078–1088. arXiv : astro-ph/9910495 . Бибкод : 2000ApJ...532.1078O . дои : 10.1086/308613 . S2CID   115958740 .
  116. ^ Вингет, Делавэр (1998). «Астеросейсмология звезд белых карликов». Физический журнал: конденсированное вещество . 10 (49): 11247–11261. Бибкод : 1998JPCM...1011247W . дои : 10.1088/0953-8984/10/49/014 . S2CID   250749380 .
  117. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H . дои : 10.1086/375341 . S2CID   59065632 .
  118. ^ Напивоцки, Ральф (2009). «Галактическая популяция белых карликов». Журнал физики . Серия конференций. 172 (1): 012004. arXiv : 0903.2159 . Бибкод : 2009JPhCS.172a2004N . дои : 10.1088/1742-6596/172/1/012004 . S2CID   17521113 .
  119. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Браун, Дж. М.; Килич, М.; Браун, WR; Кеньон, SJ (2011). «Двойная фракция маломассивных белых карликов». Астрофизический журнал . 730 (67): 67. arXiv : 1101.5169 . Бибкод : 2011ApJ...730...67B . дои : 10.1088/0004-637X/730/2/67 .
  120. ^ Лафлин, Г.; Боденхаймер, П.; Адамс, Фред К. (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Бибкод : 1997ApJ...482..420L . дои : 10.1086/304125 .
  121. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Джеффри, Саймон. «Звезды за пределами зрелости» . Архивировано из оригинала 4 апреля 2015 года . Проверено 3 мая 2007 г.
  122. ^ Сарна, MJ; Эргма, Э.; Гершкевич, Ю. (2001). «Эволюция белых карликов с гелиевым ядром - включая белых карликов-компаньонов нейтронных звезд». Астрономические Нахрихтен . 322 (5–6): 405–410. Бибкод : 2001AN....322..405S . doi : 10.1002/1521-3994(200112)322:5/6<405::AID-ASNA405>3.0.CO;2-6 .
  123. ^ Бенвенуто, Огайо; Де Вито, Массачусетс (2005). «Образование гелиевых белых карликов в тесных двойных системах – II» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 362 (3): 891–905. Бибкод : 2005MNRAS.362..891B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09315.x .
  124. ^ Нелеманс, Г.; Таурис, ТМ (1998). «Образование маломассивных одиночных белых карликов и влияние планет на позднюю звездную эволюцию». Астрономия и астрофизика . 335 : Л85. arXiv : astro-ph/9806011 . Бибкод : 1998A&A...335L..85N .
  125. ^ «Планета диеты помогает белым карликам оставаться молодыми и стройными» . Новый учёный . № 2639. 18 января 2008. Архивировано из оригинала 20 апреля 2010 года . Проверено 18 сентября 2017 г.
  126. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Вусли, ЮВ; Хегер, А.; Уивер, Т.А. (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W . дои : 10.1103/RevModPhys.74.1015 .
  127. ^ Диллон, Вик. «Эволюция звезд малой массы» . конспекты лекций, Физика 213. Университет Шеффилда. Архивировано из оригинала 7 ноября 2012 года . Проверено 3 мая 2007 г.
  128. ^ Диллон, Вик. «Эволюция звезд большой массы» . конспекты лекций, Физика 213. Университет Шеффилда. Архивировано из оригинала 7 ноября 2012 года . Проверено 3 мая 2007 г.
  129. ^ Шаффнер-Билич, Юрген (2005). «Странная кварковая материя в звездах: общий обзор». Журнал физики G: Ядерная физика и физика элементарных частиц . 31 (6): С651–С657. arXiv : astro-ph/0412215 . Бибкод : 2005JPhG...31S.651S . дои : 10.1088/0954-3899/31/6/004 . S2CID   118886040 .
  130. ^ Номото, К. (1984). «Эволюция звезд с массой 8–10 солнечных в сторону сверхновых с захватом электронов. I - Формирование электронно-вырожденных ядер O + NE + MG» . Астрофизический журнал . 277 : 791. Бибкод : 1984ApJ...277..791N . дои : 10.1086/161749 .
  131. ^ Вернер, К.; Раух, Т.; Барстоу, Массачусетс; Крук, JW (2004). «Спектроскопия Chandra и FUSE горячего голого звездного ядра H?1504+65». Астрономия и астрофизика . 421 (3): 1169–1183. arXiv : astro-ph/0404325 . Бибкод : 2004A&A...421.1169W . дои : 10.1051/0004-6361:20047154 . S2CID   2983893 .
  132. ^ Ливио, Марио; Труран, Джеймс В. (1994). «Об интерпретации и последствиях изобилия новых звезд: изобилие богатств или переизбыток обогащений» . Астрофизический журнал . 425 : 797. Бибкод : 1994ApJ...425..797L . дои : 10.1086/174024 .
  133. ^ Джордан, Джордж IV; Перец, Хагай Б.; Фишер, Роберт Т.; ван Россум, Дэниел Р. (2012). «Сверхновые с неудавшейся детонацией: сверхновые сверхновые Ia с низкой скоростью и их выброшенные остатки белые карлики с богатыми железом ядрами». Письма астрофизического журнала . 761 (2): Л23. arXiv : 1208.5069 . Бибкод : 2012ApJ...761L..23J . дои : 10.1088/2041-8205/761/2/L23 . S2CID   119203015 .
  134. ^ Паней, Дж.А.; Альтхаус, LG; Бенвенуто, О.Г. (2000). «Эволюция белых карликов с железным ядром». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 312 (3): 531–539. arXiv : astro-ph/9911371 . Бибкод : 2000MNRAS.312..531P . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03236.x . S2CID   17854858 .
  135. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Бибкод : 1997РвМП...69..337А . дои : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID   12173790 .
  136. ^ Сигер, С.; Кушнер, М.; Иер-Маджумдер, К.; Милицер, Б. (19 июля 2007 г.). «Отношения массы и радиуса твердых экзопланет». Астрофизический журнал . 669 (2) (опубликовано в ноябре 2007 г.): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Бибкод : 2007ApJ...669.1279S . дои : 10.1086/521346 . S2CID   8369390 .
  137. ^ Лемоник, Майкл (26 августа 2011 г.). «Ученые обнаружили алмаз размером с планету» . Журнал «Тайм» . Архивировано из оригинала 24 августа 2013 года . Проверено 18 июня 2015 г.
  138. ^ «Хаббл обнаружил мертвые звезды, «загрязненные» планетарным мусором» . Пресс-релиз ЕКА/Хаббла . Архивировано из оригинала 9 июня 2013 года . Проверено 10 мая 2013 г.
  139. ^ "Комета, падающая на белого карлика (впечатление художника)" . www.spacetelescope.org . Архивировано из оригинала 15 февраля 2017 года . Проверено 14 февраля 2017 г.
  140. ^ Кестер, Д.; Генсике, БТ; Фарихи, Дж. (1 июня 2014 г.). «Частота планетарного мусора вокруг молодых белых карликов». Астрономия и астрофизика . 566 : А34. arXiv : 1404.2617 . Бибкод : 2014A&A...566A..34K . дои : 10.1051/0004-6361/201423691 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119268896 .
  141. ^ Юра, М. (1 мая 2008 г.). «Загрязнение одиночных белых карликов аккрецией множества мелких астероидов». Астрономический журнал . 135 (5): 1785–1792. arXiv : 0802.4075 . Бибкод : 2008AJ....135.1785J . дои : 10.1088/0004-6256/135/5/1785 . ISSN   0004-6256 . S2CID   16571761 .
  142. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Дебес, Джон Х.; Тевено, Мелина; Кушнер, Марк Дж.; Бургассер, Адам Дж.; Шнайдер, Адам К.; Мейснер, Аарон М.; Ганье, Джонатан; Фаэрти, Жаклин К .; Рис, Джон М. (19 февраля 2019 г.). «Белый карлик с теплой пылью возрастом 3 миллиарда лет, обнаруженный на задворках миров: Гражданский научный проект Планеты 9» . Астрофизический журнал . 872 (2): Л25. arXiv : 1902.07073 . Бибкод : 2019ApJ...872L..25D . дои : 10.3847/2041-8213/ab0426 . ISSN   2041-8213 . S2CID   119359995 .
  143. ^ ван Маанен, А. (1 декабря 1917 г.). «Две слабые звезды с большим собственным движением» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 29 (172): 258. Бибкод : 1917PASP...29..258В . дои : 10.1086/122654 . ISSN   0004-6280 . S2CID   250734202 .
  144. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Кляйн, Бет Л.; Дойл, Александра Э.; Цукерман, Б.; Дюфур, П.; Блуэн, Саймон; Мелис, Карл; Вайнбергер, Алисия Дж.; Янг, Эдвард Д. (1 июня 2021 г.). «Открытие бериллия в белых карликах, загрязненных планетезимальной аккрецией» . Астрофизический журнал . 914 (1): 61. arXiv : 2102.01834 . Бибкод : 2021ApJ...914...61K . дои : 10.3847/1538-4357/abe40b . ISSN   0004-637X . S2CID   231786441 .
  145. ^ Цукерман, Б. (1 июня 2015 г.). Признание первых наблюдательных свидетельств существования внесолнечной планетной системы . 19-й Европейский семинар по белым карликам. Том. 493. с. 291. Бибкод : 2015ASPC..493..291Z .
  146. ^ Фарихи, Дж. (1 апреля 2016 г.). «Околозвездный мусор и загрязнение звезд белых карликов». Новые обзоры астрономии . 71 : 9–34. arXiv : 1604.03092 . Бибкод : 2016НовыйAR..71....9F . дои : 10.1016/j.newar.2016.03.001 . ISSN   1387-6473 . S2CID   118486264 .
  147. ^ Цукерман, Б.; Беклин, Э.Э. (1 ноября 1987 г.). «Избыточное инфракрасное излучение белого карлика — вращающегося коричневого карлика?». Природа . 330 (6144): 138–140. Бибкод : 1987Natur.330..138Z . дои : 10.1038/330138a0 . ISSN   0028-0836 . S2CID   4357883 .
  148. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Рич, Уильям Т.; Кушнер, Марк Дж.; Фон Хиппель, Тед; Берроуз, Адам; Маллалли, Фергал; Килич, Мукремин; Вингет, Делавэр (2005). «Облако пыли вокруг белого карлика G29-38». Астрофизический журнал . 635 (2): L161. arXiv : astro-ph/0511358 . Бибкод : 2005ApJ...635L.161R . дои : 10.1086/499561 . S2CID   119462589 .
  149. ^ Стеклофф, Джордан К.; Дебес, Джон; Стил, Эми; Джонсон, Брэндон; Адамс, Элизабет Р.; Джейкобсон, Сет А.; Спрингманн, Алессондра (1 июня 2021 г.). «Как сублимация задерживает начало формирования дисков пылевых обломков вокруг звезд белых карликов» . Астрофизический журнал . 913 (2): Л31. arXiv : 2104.14035 . Бибкод : 2021ApJ...913L..31S . дои : 10.3847/2041-8213/abfd39 . ISSN   0004-637X . ПМЦ   8740607 . ПМИД   35003618 .
  150. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Верас, Дмитрий (1 октября 2021 г.). Планетные системы вокруг белых карликов . Бибкод : 2021orel.bookE...1V .
  151. ^ Сандерсон, Ханна; Бонсор, Эми; Мастилль, Александр Дж. (1 июня 2022 г.). «Галактическая популяция белых карликов». Физический журнал: серия конференций . 172 (1): 012004. arXiv : 0903.2159 . Бибкод : 2009JPhCS.172a2004N . дои : 10.1088/1742-6596/172/1/012004 . S2CID   250666952 .
  152. ^ Маллалли, Сьюзен Элизабет; Маллалли, Фергал; Альберт, Лоик; Барклай, Томас; Дебес, Джон Генри; Килич, Мукремин; Кушнер, Марк Джейсон; Кинтана, Элиза В.; Рич, Уильям (2021). «Поиск планет-гигантов, способствующих аккреции белых карликов». Предложение JWST. Цикл 1 : 1911. Бибкод : 2021jwst.prop.1911M .
  153. ^ «Обзор MIRI экзопланет, вращающихся вокруг белых карликов (MEOW)» . STScI.edu . Проверено 15 мая 2023 г.
  154. ^ «Столкновение комет поднимает пыльную дымку» . Новости Би-би-си . 13 февраля 2007 г. Архивировано из оригинала 16 февраля 2007 г. Проверено 20 сентября 2007 г.
  155. ^ Су, КИЛ; Чу, Ю.-Х.; Рике, Г.Х.; Хаггинс, Пи Джей; Грюндль, Р.; Напивоцкий, Р.; Раух, Т.; Последний, ВБ; Волк, К. (2007). «Диск обломков вокруг центральной звезды туманности Улитка?». Астрофизический журнал . 657 (1): Л41. arXiv : astro-ph/0702296 . Бибкод : 2007ApJ...657L..41S . дои : 10.1086/513018 . S2CID   15244406 .
  156. ^ Сион, Эдвард М.; Хольберг, Дж.Б.; Освальт, Терри Д.; МакКук, Джордж П.; Васатоник, Ричард (2009). «Белые карлики в пределах 20 парсеков Солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал . 138 (6): 1681–1689. arXiv : 0910.1288 . Бибкод : 2009AJ....138.1681S . дои : 10.1088/0004-6256/138/6/1681 . S2CID   119284418 .
  157. ^ Ли, Цзянке; Феррарио, Лилия; Викрамасингхе, Даял (1998). «Планеты вокруг белых карликов» . Письма астрофизического журнала . 503 (1): L151. Бибкод : 1998ApJ...503L.151L . дои : 10.1086/311546 . п. Л51.
  158. ^ Дебес, Джон Х.; Уолш, Кевин Дж.; Старк, Кристофер (24 февраля 2012 г.). «Связь между планетными системами, пыльными белыми карликами и загрязненными металлами белыми карликами». Астрофизический журнал . 747 (2): 148. arXiv : 1201.0756 . Бибкод : 2012ApJ...747..148D . дои : 10.1088/0004-637X/747/2/148 . ISSN   0004-637X . S2CID   118688656 .
  159. ^ Верас, Дмитрий; Генсике, Борис Т. (21 февраля 2015 г.). «Близкие планеты вокруг белых карликов можно обнаружить благодаря позднему распаковыванию». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (2): 1049–1058. arXiv : 1411.6012 . Бибкод : 2015МНРАС.447.1049В . дои : 10.1093/mnras/stu2475 . ISSN   0035-8711 . S2CID   119279872 .
  160. ^ Фрюэн, SFN; Хансен, BMS (11 апреля 2014 г.). «Эксцентрические планеты и звездная эволюция как причина загрязнения белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 439 (3): 2442–2458. arXiv : 1401.5470 . Бибкод : 2014MNRAS.439.2442F . дои : 10.1093/mnras/stu097 . ISSN   0035-8711 . S2CID   119257046 .
  161. ^ Бонсор, Эми; Генсике, Борис Т.; Верас, Дмитрий; Вильявер, Ева; Мастилль, Александр Дж. (21 мая 2018 г.). «Нестабильные планетарные системы малой массы как причина загрязнения белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 476 (3): 3939–3955. arXiv : 1711.02940 . Бибкод : 2018MNRAS.476.3939M . дои : 10.1093/mnras/sty446 . ISSN   0035-8711 . S2CID   4809366 .
  162. ^ Генсике, Борис Т.; Холман, Мэтью Дж.; Верас, Дмитрий; Пейн, Мэтью Дж. (21 марта 2016 г.). «Освобождение экзолунов в планетных системах белых карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 457 (1): 217–231. arXiv : 1603.09344 . Бибкод : 2016MNRAS.457..217P . дои : 10.1093/mnras/stv2966 . ISSN   0035-8711 . S2CID   56091285 .
  163. ^ Ребасса-Мансергас, Альберто; Сюй (许偲艺), Сийи; Верас, Дмитрий (21 января 2018 г.). «Критическое разделение двойных звезд для происхождения загрязнения планетарной системы белыми карликами». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 473 (3): 2871–2880. arXiv : 1708.05391 . Бибкод : 2018MNRAS.473.2871V . дои : 10.1093/mnras/stx2141 . ISSN   0035-8711 . S2CID   55764122 .
  164. ^ Беклин, Э.Э.; Цукерман, Б.; Фарихи, Дж. (10 февраля 2008 г.). «Наблюдения белых карликов на телескопе Spitzer IRAC. I. Теплая пыль на богатых металлами дегенератах». Астрофизический журнал . 674 (1): 431–446. arXiv : 0710.0907 . Бибкод : 2008ApJ...674..431F . дои : 10.1086/521715 . ISSN   0004-637X . S2CID   17813180 .
  165. ^ Сигурдссон, Стейнн; Ричер, Харви Б.; Хансен, Брэд М.; Лестница, Ингрид Х.; Торсетт, Стивен Э. (1 июля 2003 г.). «Молодой белый карлик-спутник Пульсара B1620-26: свидетельства раннего формирования планеты» . Наука . 301 (5630): 193–196. arXiv : astro-ph/0307339 . Бибкод : 2003Sci...301..193S . дои : 10.1126/science.1086326 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   12855802 . S2CID   39446560 .
  166. ^ Харди, Адам; Шрайбер, Матиас Р.; Парсонс, Стивен Г.; Касерес, Клаудио; Бринкворт, Кэролайн; Верас, Дмитрий; Генсике, Борис Т.; Марш, Томас Р.; Сьеса, Лукас (1 июля 2016 г.). «Обнаружение пыли вокруг НН Сер» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 459 (4): 4518–4526. arXiv : 1604.05808 . Бибкод : 2016MNRAS.459.4518H . дои : 10.1093/mnras/stw976 . ISSN   0035-8711 .
  167. ^ Оздёнмез, Айкут; Э-э, Хусейн; Насироглу, Ильхам (1 декабря 2023 г.). «Исследование изменений орбитального периода NN Ser: последствия для гипотетических планет, механизма Эпплгейта и орбитальной стабильности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 526 (3): 4725–4734. arXiv : 2310.05465 . Бибкод : 2023MNRAS.526.4725O . дои : 10.1093/mnras/stad3086 . ISSN   0035-8711 .
  168. ^ Бойерманн, К.; Хессман, Ф.В.; Дрейцлер, С.; Марш, ТР; Парсонс, С.Г.; Вингет, Делавэр; Миллер, Г.Ф.; Шрайбер, MR; Клей, В.; Диллон, В.С.; Литтлфэр, SP; Медная крупа, СМ; Гермес, Джей-Джей (1 октября 2010 г.). «Две планеты, вращающиеся вокруг недавно образовавшейся двойной двойной оболочки NN Serpentis» . Астрономия и астрофизика . 521 : Л60. arXiv : 1010.3608 . Бибкод : 2010A&A...521L..60B . дои : 10.1051/0004-6361/201015472 . ISSN   0004-6361 . S2CID   53702506 .
  169. ^ Луман, КЛ; Бургассер, AJ; Бочански, Джей-Джей (1 марта 2011 г.). «Открытие кандидата на звание самого крутого из известных коричневых карликов» . Астрофизический журнал . 730 (1): Л9. arXiv : 1102.5411 . Бибкод : 2011ApJ...730L...9L . дои : 10.1088/2041-8205/730/1/L9 . hdl : 1721.1/95646 . ISSN   0004-637X . S2CID   54666396 .
  170. ^ Леггетт, СК; Тремблин, П.; Эсплин, ТЛ; Луман, КЛ; Морли, Кэролайн В. (1 июня 2017 г.). «Коричневые карлики Y-типа: оценки массы и возраста на основе новой астрометрии, гомогенизированной фотометрии и спектроскопии ближнего инфракрасного диапазона» . Астрофизический журнал . 842 (2): 118. arXiv : 1704.03573 . Бибкод : 2017ApJ...842..118L . дои : 10.3847/1538-4357/aa6fb5 . ISSN   0004-637X . S2CID   119249195 .
  171. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Генсике, Борис Т.; Шрайбер, Матиас Р.; Толоза, Одетта; Джентиле Фусильо, Никола П.; Кестер, Детлев; Мансер, Кристофер Дж. «Аккреция планеты-гиганта на белого карлика» (PDF) . ЭСО . Архивировано (PDF) из оригинала 4 декабря 2019 года . Проверено 11 декабря 2019 г.
  172. ^ Сюй, Сийи; Даймонд-Лоу, Ханна; Макдональд, Райан Дж.; Вандербург, Эндрю; Блуэн, Саймон; Дюфур, П.; Гао, Питер; Крейдберг, Лаура; Леггетт, СК; Манн, Эндрю В.; Морли, Кэролайн В.; Стивенс, Эндрю В.; О'Коннор, Кристофер Э.; Тао, Па Чиа; Льюис, Николь К. (1 декабря 2021 г.). «Пропускная спектроскопия Gemini / GMOS кандидата на пасущуюся планету WD 1856 + 534 b» . Астрономический журнал . 162 (6): 296. arXiv : 2110.14106 . Бибкод : 2021AJ....162..296X . дои : 10.3847/1538-3881/ac2d26 . ISSN   0004-6256 . S2CID   239998664 .
  173. ^ Вандербург, Эндрю; и др. (16 сентября 2020 г.). «Кандидат на планету-гигант, проходящий транзитом через белого карлика». Природа . 585 (7825): 363–367. arXiv : 2009.07282 . Бибкод : 2020Natur.585..363V . дои : 10.1038/s41586-020-2713-y . hdl : 1721.1/129733 . ПМИД   32939071 . S2CID   221738865 .
  174. ^ Чоу, Фелисия; Андреоли, Клэр; Кофилд, Калия (16 сентября 2020 г.). «Миссии НАСА обнаружили первую возможную планету, обнимающую звездный пепел» . НАСА .
  175. ^ Гэри, Брюс Л. (17 сентября 2020 г.). «Фотометрия кривой транзитного блеска WD 1856 + 534» . БрюсГэри.нет . Проверено 17 сентября 2020 г.
  176. ^ Блэкман, Дж.В.; Болье, JP; Беннетт, ДП; Даниэльски, К.; Алард, К.; Коул, А.А.; Вандору, А.; Ранк, К.; Терри, СК; Бхаттачарья, А.; Бонд, И.; Бачелет, Э.; Верас, Д.; Косимото, Н.; Батиста, В. (1 октября 2021 г.). «Аналог Юпитера, вращающийся вокруг белого карлика» . Природа . 598 (7880): 272–275. arXiv : 2110.07934 . Бибкод : 2021Natur.598..272B . дои : 10.1038/s41586-021-03869-6 . ISSN   0028-0836 . ПМИД   34646001 . S2CID   238860454 .
  177. ^ Раппапорт, С.; Гэри, БЛ; Вандербург, А.; Сюй, С.; Пули, Д.; Мукаи, К. (1 февраля 2018 г.). «WD 1145+017: оптическая активность в 2016-2017 гг. и ограничения потока рентгеновского излучения» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 474 (1): 933–946. arXiv : 1709.08195 . Бибкод : 2018MNRAS.474..933R . дои : 10.1093/mnras/stx2663 . ISSN   0035-8711 .
  178. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с д Вандербург, Эндрю; Джонсон, Джон Ашер; Раппапорт, Саул; Биэрила, Эллисон; Ирвин, Джонатан; Льюис, Джон Арбан; Киппинг, Дэвид; Браун, Уоррен Р.; Дюфур, Патрик (22 октября 2015 г.). «Распадающаяся малая планета, проходящая транзитом через белого карлика». Природа . 526 (7574): 546–549. arXiv : 1510.06387 . Бибкод : 2015Природа.526..546В . дои : 10.1038/nature15527 . ПМИД   26490620 . S2CID   4451207 .
  179. ^ Мансер, Кристофер Дж.; Генсике, Борис Т.; Эггл, Зигфрид; Холландс, Марк; Искьердо, Паула; Кестер, Детлев; Лэндстрит, Джон Д.; Лира, Владимир; Марш, Томас Р.; Меру, Фарзана; Мастилл, Александр Дж.; Родригес-Хиль, Пабло; Толоза, Одетта; Верас, Дмитрий; Уилсон, Дэвид Дж. (1 апреля 2019 г.). «Планетезималь, вращающаяся внутри диска обломков вокруг звезды-белого карлика» . Наука . 364 (6435): 66–69. arXiv : 1904.02163 . Бибкод : 2019Наука...364...66М . дои : 10.1126/science.aat5330 . ISSN   0036-8075 . ПМИД   30948547 . S2CID   96434522 .
  180. ^ Лебедь, Эндрю; Кеньон, Скотт Дж.; Фарихи, Джей; Деннихи, Эрик; Генсике, Борис Т.; Гермес, Джей-Джей; Мелис, Карл; фон Хиппель, Тед (1 сентября 2021 г.). «Столкновения в богатом газом планетарном диске белого карлика» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 506 (1): 432–440. arXiv : 2106.09025 . Бибкод : 2021MNRAS.506..432S . дои : 10.1093/mnras/stab1738 . ISSN   0035-8711 . ПМЦ   8263348 . ПМИД   34248393 .
  181. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Ван, Тин-Гуй; Цзян, Нин; Ге, Цзянь; Кутри, Рок М.; Цзян, Пэн; Шэн, Чжэнфэн; Чжоу, Хунъянь; Бауэр, Джеймс; Майнцер, Эми; Райт, Эдвард Л. (9 октября 2019 г.). «Продолжающаяся вспышка в среднем инфракрасном диапазоне у Белого карлика 0145 + 234: ловля приливного разрушения экзоастероида?». arXiv : 1910.04314 [ астро-ф.СР ].
  182. ^ Вандербош, З.; Гермес, Джей-Джей; Деннихи, Э.; Данлэп, Британская Колумбия; Искьердо, П.; Трамбле, П.-Э.; Чо, ПБ; Генсике, БТ; Толоза, О.; Белл, К.Дж.; Монтгомери, Миннесота; Вингет, Делавэр (1 июля 2020 г.). «Белый карлик с транзитным околозвездным веществом далеко за пределом Роша» . Астрофизический журнал . 897 (2): 171. arXiv : 1908.09839 . Бибкод : 2020ApJ...897..171В . дои : 10.3847/1538-4357/ab9649 . ISSN   0004-637X . S2CID   219941489 .
  183. ^ Верас, Дмитрий; Макдональд, Катриона Х.; Макаров Валерий В. (1 марта 2020 г.). «Ограничение происхождения планетарных обломков, окружающих ZTF J0139+5245, посредством вращательного деления трехосного астероида» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 492 (4): 5291–5296. arXiv : 2001.08223 . Бибкод : 2020MNRAS.492.5291V . дои : 10.1093/mnras/staa243 . ISSN   0035-8711 .
  184. ^ Гидри, Джозеф А.; Вандербош, Закари П.; Гермес, Джей-Джей; Барлоу, Брэд Н.; Лопес, Исаак Д.; Будро, Томас М.; Коркоран, Кайл А.; Белл, Китон Дж.; Монтгомери, Миннесота; Хайнц, Тайлер М.; Кастанейра, Барбара Г.; Рединг, Джошуа С.; Данлэп, Барт Х.; Вингет, Делавэр; Вингет, Карен И. (1 мая 2021 г.). «Я наблюдаю за транзитами и пульсациями: эмпирическая изменчивость белых карликов с использованием Гайи и переходного центра Цвики» . Астрофизический журнал . 912 (2): 125. arXiv : 2012.00035 . Бибкод : 2021ApJ...912..125G . дои : 10.3847/1538-4357/abee68 . ISSN   0004-637X . S2CID   227238802 .
  185. ^ Вандербош, Закари П.; Раппапорт, Саул; Гидри, Джозеф А.; Гэри, Брюс Л.; Блуэн, Саймон; Кэй, Томас Г.; Вайнбергер, Алисия Дж.; Мелис, Карл; Кляйн, Бет Л.; Цукерман, Б.; Вандербург, Эндрю; Гермес, Джей-Джей; Хегедус, Райан Дж.; Берли, Мэтью. Р.; Сефако, Рамотоло (1 августа 2021 г.). «Повторяющиеся транзиты планетарного мусора и околозвездный газ вокруг белого карлика ZTF J0328-1219» . Астрофизический журнал . 917 (1): 41. arXiv : 2106.02659 . Бибкод : 2021ApJ...917...41В . дои : 10.3847/1538-4357/ac0822 . ISSN   0004-637X . S2CID   235358242 .
  186. ^ Лемоник, Майкл Д. (21 октября 2015 г.). «Звезда-зомби поймана пирующим на астероидах» . Национальные географические новости . Архивировано из оригинала 24 октября 2015 года . Проверено 22 октября 2015 г.
  187. ^ Кервелла, Пьер; Ареноу, Фредерик; Миньяр, Франсуа; Тевенен, Фредерик (1 марта 2019 г.). «Звездные и субзвездные спутники близлежащих звезд из Gaia DR2. Двойственность по аномалии собственного движения» . Астрономия и астрофизика . 623 : А72. arXiv : 1811.08902 . Бибкод : 2019A&A...623A..72K . дои : 10.1051/0004-6361/201834371 . ISSN   0004-6361 . S2CID   119491061 .
  188. ^ Кервелла, Пьер; Ареноу, Фредерик; Тевенен, Фредерик (1 января 2022 г.). «Звездные и субзвездные спутники Gaia EDR3. Аномалия собственного движения и решенные общие пары собственных движений» . Астрономия и астрофизика . 657 : А7. arXiv : 2109.10912 . Бибкод : 2022A&A...657A...7K . дои : 10.1051/0004-6361/202142146 . ISSN   0004-6361 . S2CID   237605138 .
  189. ^ Сотрудничество Гайи; Ареноу, Ф.; Бабюзьо, К.; Барстоу, Массачусетс; Файглер, С.; Йориссен, А.; Кервелла, П.; Мазе, Т.; Моулави, Н.; Пануццо, П.; Салманн, Дж.; Шахаф, С.; Соццетти, А.; Боше, Н.; Дамерджи, Ю. (2023). « Выпуск данных Гайи 3». Астрономия и астрофизика . 674 : А34. arXiv : 2206.05595 . дои : 10.1051/0004-6361/202243782 . S2CID   249626026 .
  190. ^ «ЦИКЛ 2 ВПЕРЕД» . STScI.edu . Проверено 15 мая 2023 г.
  191. ^ «Известные проблемы Gaia DR3» . ЕКА . 5 мая 2023 г. Проверено 8 августа 2023 г. Во время проверки эпохальной астрометрии Gaia DR4 была обнаружена ошибка, которая уже повлияла на результаты неодиночных звезд Gaia DR3. [...] Мы можем заключить, что решения для [...] WD 0141-675 [...] являются ложноположительными в том, что касается обработки неодиночных звезд Гайи.
  192. ^ Маллалли, Сьюзен Э.; Дебес, Джон; Кракрафт, Мисти; Маллалли, Фергал; Поульсен, Сабрина; Альберт, Лоик; Тибо, Кэтрин; Рич, Уильям Т.; Гермес, Джей-Джей; Барклай, Томас; Килич, Мукремин; Кинтана, Элиза В. (24 января 2024 г.). «JWST непосредственно отображает кандидаты на гигантские планеты вокруг двух загрязненных металлами звезд-белых карликов» . Письма астрофизического журнала . 962 (2): Л32. arXiv : 2401.13153 . Бибкод : 2024ApJ...962L..32M . дои : 10.3847/2041-8213/ad2348 .
  193. ^ Кейсвелл, СЛ; Дебес, Дж.; Дюпюи, Ти Джей; Дюфур, П.; Бонсор, А.; Ребасса-Мансергас, А.; Мурильо-Охеда, Р.; Френч, младший; Сюй, Сийи (许偲艺); Мартин, Э.; Манджавакас, Э. (8 апреля 2024 г.). «PHL 5038AB: Является ли коричневый карлик причиной загрязнения своей родительской звезды белого карлика?». МНРАС . 530 (3): 3302–3309. arXiv : 2404.05488 . дои : 10.1093/mnras/stae974 .
  194. ^ Агол, Эрик (2011). «Транзитные исследования земель в обитаемых зонах белых карликов». Письма астрофизического журнала . 635 (2): Л31. arXiv : 1103.2791 . Бибкод : 2011ApJ...731L..31A . дои : 10.1088/2041-8205/731/2/L31 . S2CID   118739494 .
  195. ^ Барнс, Рори; Хеллер, Рене (2011). «Обитаемые планеты вокруг белых и коричневых карликов: опасности основного охлаждения» . Астробиология . 13 (3): 279–291. arXiv : 1211.6467 . Бибкод : 2013AsBio..13..279B . дои : 10.1089/ast.2012.0867 . ПМК   3612282 . ПМИД   23537137 .
  196. ^ Нордхаус, Дж.; 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 . Бибкод : 2013MNRAS.432..500N . дои : 10.1093/mnras/stt569 . S2CID   119227364 .
  197. ^ Ди Стефано, Р.; Нельсон, Луизиана; Ли, В.; Вуд, TH; Раппапорт, С. (1997). «Светящиеся сверхмягкие источники рентгеновского излучения как прародители типа Ia». В П. Руис-Лапуэнте; Р. Канал; Дж. Изерн (ред.). Термоядерные сверхновые . НАТО Science Series C: Математические и физические науки. Том. 486. Спрингер. стр. 148–149. Бибкод : 1997ASIC..486..147D . дои : 10.1007/978-94-011-5710-0_10 . ISBN  978-0-7923-4359-2 .
  198. ^ Лопес де Оливейра, Р.; Брух, А.; Родригес, CV; де Оливейра, AS; Мукаи, К. (2020). «CTCV J2056-3014: слабый в рентгеновских лучах промежуточный полярный объект, укрывающий чрезвычайно быстро вращающийся белый карлик» . Письма астрофизического журнала . 898 (2): L40. arXiv : 2007.13932 . Бибкод : 2020ApJ...898L..40L . дои : 10.3847/2041-8213/aba618 . S2CID   220831174 .
  199. ^ Агилар, Дэвид А.; Пуллиам, Кристина (16 ноября 2010 г.). «Астрономы обнаруживают слияние звездных систем, которые могут взорваться» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 9 апреля 2011 года . Проверено 16 февраля 2011 г.
  200. ^ Агилар, Дэвид А.; Пуллиам, Кристина (13 июля 2011 г.). «Развитые звезды, заключённые в фаталистическом танце» . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 15 июля 2011 года . Проверено 17 июля 2011 г.
  201. ^ Юн, Южная Каролина; Лангер, Н. (2004). «Предсверхновая эволюция аккрецирующих белых карликов с вращением». Астрономия и астрофизика . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Бибкод : 2004A&A...419..623Y . дои : 10.1051/0004-6361:20035822 . S2CID   2963085 .
  202. ^ Блинников С.И.; Рёпке, ФК; Сорокина Е.И.; Гизелер, М.; Райнеке, М.; Травальо, К.; Хиллебрандт, В.; Стритцингер, М. (2006). «Теоретические кривые блеска для моделей дефлаграции сверхновой типа Ia». Астрономия и астрофизика . 453 (1): 229–240. arXiv : astro-ph/0603036 . Бибкод : 2006A&A...453..229B . дои : 10.1051/0004-6361:20054594 . S2CID   15493284 .
  203. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б с Маоз, Д.; Маннуччи, Ф. (18 января 2012 г.). «Скорость сверхновых типа Ia и проблема прародителя: обзор» . Публикации Астрономического общества Австралии . 29 (4): 447–465. arXiv : 1111.4492 . Бибкод : 2012PASA...29..447M . дои : 10.1071/AS11052 . ISSN   1448-6083 .
  204. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б Ван, Бо; Хан, Чжанвэнь (1 июня 2012 г.). «Прародители сверхновых типа Ia» . Новые обзоры астрономии . 56 (4): 122–141. arXiv : 1204.1155 . Бибкод : 2012НовыйAR..56..122W . дои : 10.1016/j.newar.2012.04.001 . ISSN   1387-6473 .
  205. ^ Маоз, Дэн; Маннуччи, Филиппо; Нелеманс, Гийс (18 августа 2014 г.). «Наблюдательные подсказки к прародителям сверхновых типа Ia» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 52 (1): 107–170. arXiv : 1312.0628 . Бибкод : 2014ARA&A..52..107M . doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141031 . ISSN   0066-4146 .
  206. ^ О'Нил, Ян (6 сентября 2011 г.). «Не тормози, белый карлик, можешь взорваться» . Дискавери Коммуникейшн, ООО. Архивировано из оригинала 24 января 2012 года.
  207. ^ Гонсалес Эрнандес, JI; Руис-Лапоинт, П.; Табернеро, HM; Монтес, Д.; Канал, Р.; Мендес, Дж.; Бедин, Л.Л. (2012). «Нет выживших эволюционировавших спутников прародителя SN 1006». Природа . 489 (7417): 533–536. arXiv : 1210.1948 . Бибкод : 2012Natur.489..533G . дои : 10.1038/nature11447 . ПМИД   23018963 . S2CID   4431391 .
  208. ^ Краузе, Оливер; и др. (2008). «Сверхновая Тихо Браге 1572 года как стандартный тип Ia, как видно по ее спектру светового эха». Природа . 456 (7222): 617–619. arXiv : 0810.5106 . Бибкод : 2008Natur.456..617K . дои : 10.1038/nature07608 . ПМИД   19052622 . S2CID   4409995 .
  209. ^ де ла Фуэнте Маркос, Рауль; де ла Фуэнте Маркос, Карлос (2022). «Глубокие и быстрые пролеты Солнечной системы: спорный случай WD 0810-353» . Астрономия и астрофизика . 668 : А14. arXiv : 2210.04863 . Бибкод : 2022A&A...668A..14D . дои : 10.1051/0004-6361/202245020 . ISSN   0004-6361 . S2CID   252863734 .
  210. ^ «Катаклизмические переменные» . информационный бюллетень. Представьте Вселенную!. НАСА Годдард. Архивировано из оригинала 9 июля 2007 года . Проверено 4 мая 2007 г.
  211. ↑ Перейти обратно: Перейти обратно: а б «Введение в катаклизмические переменные (CV)» . информационный бюллетень. НАСА Годдард. Архивировано из оригинала 6 февраля 2012 года . Проверено 4 мая 2007 г.
  212. ^ Джаммикеле, Н.; Бержерон, П.; Дюфур, П. (апрель 2012 г.). «Знай свой район: подробный анализ модели атмосферы ближайших белых карликов». Приложение к астрофизическому журналу . 199 (2): 35. arXiv : 1202.5581 . Бибкод : 2012ApJS..199...29G . дои : 10.1088/0067-0049/199/2/29 . S2CID   118304737 . 29.
  213. ^ Дельфосс, Ксавье; и др. (апрель 1999 г.). «Новые соседи. I. 13 новых спутников ближайших M-гномов». Астрономия и астрофизика . 344 : 897–910. arXiv : astro-ph/9812008 . Бибкод : 1999A&A...344..897D .
  214. ^ «Скалистые экзопланеты даже страннее, чем мы думали» . Проверено 2 декабря 2021 г.
  215. ^ «Космический «паук» оказался источником мощных гамма-лучей» . Проверено 13 декабря 2022 г.
  216. ^ «Гражданин-ученый возглавил открытие 34 ультрахолодных двойных карликовых файлов, используя архив NOIRLab NSF» . Проверено 16 декабря 2022 г.

Внешние ссылки и дополнительная литература [ править ]

Викискладе есть медиафайлы, связанные с белыми карликами .

Общий

Физика

Вариативность

Магнитное поле

Частота

наблюдательный

Изображения

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=White_dwarf&oldid=1229944904"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: b98faec2b76dc14075fed550c26cfc18__1718803020
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/b9/18/b98faec2b76dc14075fed550c26cfc18.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
White dwarf - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)