stringtranslate.com

Белый карлик

Изображение Сириуса  А и Сириуса В, полученное космическим телескопом Хаббл . Сириус В, который является белым карликом, можно увидеть как слабую точку света в нижнем левом углу гораздо более яркого Сириуса А.

Белый карлик — остаток звездного ядра, состоящий в основном из электронно-вырожденной материи . Белый карлик очень плотный : его масса сравнима с массой Солнца , а его объем сопоставим с массой Земли . Низкая светимость белого карлика обусловлена ​​излучением остаточной тепловой энергии ; в белом карлике не происходит никаких реакций синтеза. [1] Ближайший известный белый карлик — Сириус B , находящийся на расстоянии 8,6 световых лет, меньший компонент двойной звезды Сириус . В настоящее время считается, что среди ста звездных систем, ближайших к Солнцу, есть восемь белых карликов. [2] Необычная тусклость белых карликов была впервые обнаружена в 1910 году. [3] : 1  Название «белый карлик» было придумано Виллемом Якобом Лейтеном в 1922 году.

Белые карлики считаются конечным эволюционным состоянием звезд, масса которых недостаточно велика, чтобы стать нейтронной звездой или черной дырой . Это включает в себя более 97% звезд в Млечном Пути . [4] : §1  После того, как период синтеза водорода у звезды главной последовательности малой или средней массы заканчивается, такая звезда расширяется до красного гиганта , в течение которого она синтезирует гелий в углерод и кислород в своем ядре с помощью процесса тройной альфа . Если у красного гиганта недостаточно массы для создания температур ядра, необходимых для синтеза углерода (около 1  миллиарда К), в его центре будет накапливаться инертная масса углерода и кислорода. После того, как такая звезда сбрасывает свои внешние слои и образует планетарную туманность , она оставляет после себя ядро, которое является остаточным белым карликом. [5] Обычно белые карлики состоят из углерода и кислорода ( белый карлик CO ). Если масса прародителя составляет от 7 до 9  масс Солнца ( M ☉ ), температура ядра будет достаточной для синтеза углерода, но не неона , в этом случае может образоваться кислородно-неоново- магниевый ( ONeMg или ONe ) белый карлик. [6] Звезды с очень малой массой не смогут синтезировать гелий; следовательно, гелиевый белый карлик [7] [8] может образоваться за счет потери массы в двойных системах.

Материал в белом карлике больше не подвергается реакциям синтеза, поэтому у звезды нет источника энергии. В результате он не может поддерживать себя теплом, вырабатываемым при синтезе против гравитационного коллапса , а поддерживается только давлением вырождения электронов , что делает его чрезвычайно плотным. Физика вырождения дает максимальную массу для невращающегося белого карлика, предел Чандрасекара — примерно 1,44 раза M ☉ — за пределами которого он не может поддерживаться давлением вырождения электронов. Углеродно-кислородный белый карлик, который приближается к этому пределу массы, как правило, за счет переноса массы от звезды-компаньона, может взорваться как сверхновая типа Ia посредством процесса, известного как углеродная детонация ; [1] [5] SN 1006 считается известным примером.

Белый карлик очень горячий, когда он формируется, но поскольку у него нет источника энергии, он будет постепенно остывать по мере того, как он излучает свою энергию. Это означает, что его излучение, которое изначально имеет 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 значительного количества тепла или света, и она станет холодным черным карликом . [5] Поскольку время, необходимое белому карлику для достижения этого состояния, по расчетам, больше, чем текущий возраст известной Вселенной (приблизительно 13,8 миллиарда лет), [9] считается, что черных карликов пока не существует. [1] [4] Самые старые известные белые карлики все еще излучают при температуре в несколько тысяч кельвинов , что устанавливает наблюдательный предел максимально возможного возраста Вселенной . [10]

Открытие

Первый обнаруженный белый карлик был в тройной звездной системе 40 Эридана , которая содержит относительно яркую звезду главной последовательности 40 Эридана A , вращающуюся на расстоянии более близкой двойной системы белого карлика 40 Эридана B и красного карлика главной последовательности 40 Эридана C. 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 она является тусклой звездой, 40 Эридана B имеет спектральный тип  A, или белый. [12] В 1939 году Рассел оглянулся на открытие: [3] : 1 

Я был в гостях у моего друга и щедрого благотворителя, профессора Эдварда К. Пикеринга. С присущей ему добротой он вызвался провести наблюдения спектров всех звезд, включая звезды сравнения, которые наблюдались в наблюдениях звездного параллакса, которые Хинксу и мне пришлось провести в Кембридже, и я обсудил это. Эта часть, по-видимому, рутинной работы оказалась очень плодотворной — она привела к открытию, что все звезды очень слабой абсолютной величины относятся к спектральному классу M. В разговоре на эту тему (насколько я помню) я спросил Пикеринга о некоторых других слабых звездах, не включенных в мой список, упомянув, в частности, 40 Эридана B. Характерно, что он отправил записку в офис обсерватории, и вскоре пришел ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды — A. Я знал об этом достаточно, даже в те палеозойские дни, чтобы сразу понять, что существует крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы «возможными» значениями поверхностной яркости и плотности. Я, должно быть, показал, что я 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 тип 40 Эридана B был официально описан в 1914 году Уолтером Адамсом . [13]

Следующим был открыт белый карлик-компаньон Сириуса, Сириус B. В девятнадцатом веке позиционные измерения некоторых звезд стали достаточно точными, чтобы измерять небольшие изменения в их местоположении. Фридрих Бессель использовал позиционные измерения, чтобы определить, что звезды Сириус (α Canis Majoris) и Процион (α Canis Minoris) периодически меняют свое положение. В 1844 году он предсказал, что обе звезды имеют невидимых компаньонов: [14]

Если бы мы считали Сириус и Процион двойными звездами, то изменение их движений не удивило бы нас; мы должны были бы признать их необходимыми и должны были бы только исследовать их количество путем наблюдения. Но свет не является реальным свойством массы. Существование бесчисленных видимых звезд ничего не может доказать против существования бесчисленных невидимых.

Бессель приблизительно оценил период спутника Сириуса примерно в полвека; [14] К. А. Ф. Петерс вычислил его орбиту в 1851 году. [15] Только 31 января 1862 года Элван Грэм Кларк наблюдал ранее не замеченную звезду вблизи Сириуса, позже идентифицированную как предсказанный спутник. [15] Уолтер Адамс объявил в 1915 году, что он обнаружил, что спектр Сириуса B похож на спектр 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 много слабых белых звезд, которые имели высокое собственное движение , что указывало на то, что их можно было бы считать звездами с низкой светимостью, близкими к Земле, и, следовательно, белыми карликами. Виллем Лейтен , по-видимому, был первым, кто использовал термин белый карлик , когда он исследовал этот класс звезд в 1922 году; [12] [18] [19] [20] [21] этот термин позже был популяризирован Артуром Эддингтоном . [12] [22] Несмотря на эти подозрения, первый неклассический белый карлик не был определенно идентифицирован до 1930-х годов. К 1939 году было обнаружено 18 белых карликов. [3] : 3  Лейтен и другие продолжали искать белые карлики в 1940-х годах. К 1950 году было известно более сотни, [23] а к 1999 году было известно более 2000. [24] С тех пор Sloan Digital Sky Survey обнаружил более 9000 белых карликов, в основном новых. [25]

Состав и структура

Хотя известны белые карлики с предполагаемыми массами всего 0,17  M ☉ [26] и до 1,33  M ☉ , [27] распределение масс имеет ярко выраженный пик при 0,6  M ☉ , а большинство лежит между 0,5 и 0,7  M ☉ . [27] Оценочные радиусы наблюдаемых белых карликов обычно составляют 0,8–2% радиуса Солнца ; [28] это сопоставимо с радиусом Земли, составляющим приблизительно 0,9% солнечного радиуса. Белый карлик, таким образом, упаковывает массу, сопоставимую с солнечной, в объем, который обычно в миллион раз меньше солнечного; средняя плотность материи в белом карлике должна быть, грубо говоря, в 1 000 000 раз больше средней плотности Солнца, или приблизительно 10 6  г/см 3 , или 1  тонна на кубический сантиметр. [1] Типичный белый карлик имеет плотность от 10 4 до 10 7  г/см 3 . Белые карлики состоят из одной из самых плотных форм материи, известных науке, уступающей только другим компактным звездам, таким как нейтронные звезды , кварковые звезды (гипотетические) [29] и черные дыры .

Белые карлики были обнаружены чрезвычайно плотными вскоре после их открытия. Если звезда находится в двойной системе, как в случае с Сириусом B или 40 Эридана B, можно оценить ее массу из наблюдений за двойной орбитой. Это было сделано для Сириуса B к 1910 году [30] , что дало 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 ее эффективной температуре поверхности , а также по ее спектру . Если расстояние до звезды известно, можно также оценить ее абсолютную светимость. Из абсолютной светимости и расстояния можно вычислить площадь поверхности звезды и ее радиус. Рассуждения такого рода привели к пониманию, озадачивавшему астрономов того времени, что из-за их относительно высокой температуры и относительно низкой абсолютной светимости Сириус B и 40 Эридана B должны быть очень плотными. Когда Эрнст Эпик оценил плотность ряда визуально-двойных звезд в 1916 году, он обнаружил, что 40 Эридана B имеет плотность более чем в 25 000 раз больше, чем у Солнца , что было настолько высоко, что он назвал это «невозможным». [32] Как позже выразился Артур Эддингтон в 1927 году: [33] : 50 

Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя сообщения, которые нам приносит их свет. Послание спутника Сириуса, когда его расшифровали, гласило: «Я состою из материала в 3000 раз плотнее всего, с чем вы когда-либо сталкивались; тонна моего материала была бы маленьким самородком, который можно было бы положить в спичечный коробок». Какой ответ можно дать на такое сообщение? Ответ, который большинство из нас дало в 1914 году, был: «Заткнись. Не говори ерунды».

Как указал Эддингтон в 1924 году, плотности такого порядка подразумевают, что, согласно общей теории относительности , свет от Сириуса B должен быть гравитационно смещен в красную область спектра . [22] Это было подтверждено, когда Адамс измерил это красное смещение в 1925 году. [34]

Такие плотности возможны, поскольку вещество белого карлика не состоит из атомов , соединенных химическими связями , а скорее состоит из плазмы несвязанных ядер и электронов . Поэтому нет никаких препятствий для размещения ядер ближе, чем это обычно допускается электронными орбиталями, ограниченными нормальной материей. [22] Эддингтон задавался вопросом, что произойдет, когда эта плазма остынет и энергии для поддержания атомов в ионизированном состоянии больше не будет достаточно. [38] Этот парадокс был разрешен Р. Х. Фаулером в 1926 году с помощью применения недавно разработанной квантовой механики . Поскольку электроны подчиняются принципу исключения Паули , никакие два электрона не могут занимать одно и то же состояние , и они должны подчиняться статистике Ферми-Дирака , также введенной в 1926 году для определения статистического распределения частиц, которые удовлетворяют принципу исключения Паули. [39] Следовательно, при нулевой температуре электроны не могут все занимать состояние с самой низкой энергией или основное состояние; Некоторые из них должны были бы занять более высокие энергетические состояния, образуя полосу самых низкодоступных энергетических состояний, море Ферми . Это состояние электронов, называемое вырожденным , означало, что белый карлик мог бы остыть до нулевой температуры и все еще обладать высокой энергией. [38] [40]

Сжатие белого карлика увеличит количество электронов в данном объеме. Применяя принцип исключения Паули, это увеличит кинетическую энергию электронов, тем самым увеличивая давление. [38] [41] Это давление вырождения электронов 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 у 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 превзойти, не коллапсировав в нейтронную звезду, является еще одним следствием поддержки давления вырождения электронов. Такие предельные массы были рассчитаны для случаев идеализированной звезды с постоянной плотностью в 1929 году Вильгельмом Андерсоном [42] и в 1930 году Эдмундом К. Стоунером . [43] Это значение было скорректировано путем рассмотрения гидростатического равновесия для профиля плотности, и известное в настоящее время значение предела было впервые опубликовано в 1931 году Субрахманьяном Чандрасекаром в его статье «Максимальная масса идеальных белых карликов». [44] Для невращающегося белого карлика оно равно приблизительно 5,7 M ☉ / μ e 2 , где μ e — средняя молекулярная масса на электрон звезды. [45] : ур.(63)  Поскольку углерод-12 и кислород-16, которые в основном составляют углеродно-кислородный белый карлик, оба имеют атомные номера, равные половине их атомного веса , для такой звезды следует принять μ e равным 2, [40] что приводит к обычно цитируемому значению 1,4  M ☉ . (Ближе к началу 20-го века были основания полагать, что звезды состоят в основном из тяжелых элементов, [43] : 955  поэтому в своей статье 1931 года Чандрасекар установил среднюю молекулярную массу на электрон, μ e , равной 2,5, что дает предел 0,91  M ☉ .) 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, а ядерные реакции не происходили, давление, оказываемое электронами, больше не смогло бы уравновесить силу гравитации , и он бы коллапсировал 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 котором белый карлик может быть уничтожен, прежде чем он достигнет предельной массы. [48]

Новые исследования показывают, что многие белые карлики — по крайней мере, в определенных типах галактик — могут не достичь этого предела путем аккреции. Было высказано предположение, что по крайней мере некоторые из белых карликов, которые становятся сверхновыми, достигают необходимой массы, сталкиваясь 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 те, которые, как ожидается, производятся сверхновыми типа Ia этой галактики, когда вещество аккрецирует на белого карлика от его окружающего компаньона. Был сделан вывод, что не более 5 процентов сверхновых в таких галактиках могли быть созданы в процессе аккреции на белые карлики. Значимость этого открытия заключается в том, что может быть два типа сверхновых, что может означать, что предел Чандрасекара не всегда применим для определения того, когда белый карлик становится сверхновой, учитывая, что два сталкивающихся белых карлика могут иметь диапазон масс. Это, в свою очередь, запутает попытки использовать взрывающиеся белые карлики в качестве стандартных свечей для определения расстояний. [49]

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

Соотношение массы и радиуса

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

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

Поскольку этот анализ использует нерелятивистскую формулу T = p 2  / 2 m для кинетической энергии, он является нерелятивистским. 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 нет устойчивого равновесия . В частности, этот анализ дает максимальную массу белого карлика, которая равна [40]

Соотношения радиус–масса для модели белого карлика. Предел M обозначается как M Ch

Для более точного вычисления соотношения массы и радиуса и предельной массы белого карлика необходимо вычислить уравнение состояния , которое описывает соотношение между плотностью и давлением в веществе белого карлика. Если плотность и давление заданы равными функциям радиуса от центра звезды, то можно решить систему уравнений, состоящую из гидростатического уравнения вместе с уравнением состояния, чтобы найти структуру белого карлика в равновесии. В нерелятивистском случае мы все равно обнаружим, что радиус обратно пропорционален кубическому корню массы. [45] : ур. (80)  Релятивистские поправки изменят результат так, что радиус станет равным нулю при конечном значении массы. Это предельное значение массы, называемое пределом Чандрасекара , при котором белый карлик больше не может поддерживаться давлением вырождения электронов. График справа показывает результат такого вычисления. Он показывает, как радиус меняется в зависимости от массы для нерелятивистской (синяя кривая) и релятивистской (зеленая кривая) моделей белого карлика. Обе модели рассматривают белый карлик как холодный ферми-газ в гидростатическом равновесии. Средний молекулярный вес на электрон, μ e , был установлен равным 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 должно быть изменено, чтобы учесть центробежную псевдосилу, возникающую при работе во вращающейся системе отсчета . [53] Для равномерно вращающегося белого карлика предельная масса увеличивается лишь незначительно. Если звезде позволить вращаться неравномерно и пренебречь вязкостью , то, как было указано Фредом Хойлом в 1947 году, [54] не существует предела массе, при которой модель белого карлика может находиться в статическом равновесии. Не все эти модельные звезды будут динамически стабильными. [55]

Вращающиеся белые карлики и оценки их диаметра в терминах угловой скорости вращения рассматривались в строгой математической литературе. [56] Тонкая структура свободной границы белых карликов также была проанализирована математически строго. [57]

Радиация и охлаждение

Вырожденная материя, составляющая большую часть белого карлика, имеет очень низкую непрозрачность , поскольку любое поглощение фотона требует, чтобы электрон перешел в более высокое пустое состояние, что может быть невозможно, поскольку энергия фотона может не соответствовать возможным квантовым состояниям, доступным этому электрону, поэтому лучистый перенос тепла внутри белого карлика низок; однако он имеет высокую теплопроводность . В результате внутренняя часть белого карлика сохраняет почти однородную температуру по мере его остывания, начиная примерно с 10 8  К вскоре после образования белого карлика и достигая менее 10 6  К для самых холодных известных белых карликов. [58] Внешняя оболочка невырожденной материи находится поверх вырожденного ядра. Самые внешние слои, которые имеют температуру ниже 10 5  К, излучают примерно как черное тело . Белый карлик остается видимым в течение длительного времени, поскольку его разреженная внешняя атмосфера медленно излучает тепловое содержимое вырожденных недр.

Видимое излучение, испускаемое белыми карликами, варьируется в широком цветовом диапазоне: от беловато-голубого цвета звезд главной последовательности O, B или A-типа до желто-оранжевого цвета поздних звезд K или ранних звезд M-типа. [59] Эффективные температуры поверхности белых карликов варьируются от более чем 150 000 К [24] до чуть менее 4000 К. [60] [61] В соответствии с законом Стефана-Больцмана , светимость увеличивается с ростом температуры поверхности (пропорционально T 4 ); этот диапазон температур поверхности соответствует светимости от более чем в 100 раз больше солнечной до менее 1 ⁄ 10 000 от солнечной. [61] Было обнаружено, что горячие белые карлики с температурой поверхности более 30 000 К являются источниками мягкого (т. е. низкоэнергетического) рентгеновского излучения . Это позволяет изучать состав и структуру их атмосфер с помощью наблюдений в мягком рентгеновском и экстремальном ультрафиолетовом диапазонах . [62]

Белые карлики также излучают нейтрино посредством процесса урка . [63] Этот процесс оказывает большее влияние на более горячие и молодые белые карлики.

Сравнение белого карлика IK Pegasi B (в центре), его спутника класса A IK Pegasi A (слева) и Солнца (справа). Температура поверхности этого белого карлика составляет 35 500 К.

Как объяснил Леон Местель в 1952 году, если только белый карлик не аккрецирует вещество от звезды-компаньона или другого источника, его излучение исходит из его накопленного тепла, которое не восполняется. [64] [65] : §2.1  Белые карлики имеют чрезвычайно малую площадь поверхности, чтобы излучать это тепло, поэтому они остывают постепенно, оставаясь горячими в течение длительного времени. [5] По мере того, как белый карлик остывает, температура его поверхности уменьшается, излучение, которое он испускает, краснеет, а его светимость уменьшается. Поскольку у белого карлика нет другого стока энергии, кроме излучения, следует, что его остывание замедляется со временем. Скорость остывания была оценена для углеродного белого карлика массой 0,59 M ☉ с водородной атмосферой. Первоначально для охлаждения до температуры поверхности 7140 К потребовалось около 1,5 миллиарда лет, затем охлаждение еще примерно на 500 кельвинов до 6590 К заняло около 0,3 миллиарда лет, но следующие два шага примерно по 500 кельвинов (до 6030 К и 5550 К) заняли сначала 0,4, а затем 1,1 миллиарда лет. [66] : Таблица 2 

Большинство наблюдаемых белых карликов имеют относительно высокие температуры поверхности, от 8000 К до 40000 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. Как только мы сделаем поправку на эффект отбора , что более горячие, более яркие белые карлики легче наблюдать, мы обнаружим, что уменьшение рассматриваемого диапазона температур приводит к обнаружению большего количества белых карликов. [68] Эта тенденция прекращается, когда мы достигаем чрезвычайно холодных белых карликов; наблюдается мало белых карликов с температурой поверхности ниже 4000 К, [69] и один из самых холодных из наблюдавшихся до сих пор, WD J2147–4035 , имеет температуру поверхности приблизительно 3050 К. [70] Причина этого в том, что возраст Вселенной конечен; [71] [72] не было достаточно времени, чтобы белые карлики остыли ниже этой температуры. Поэтому функцию светимости белого карлика можно использовать для определения времени, когда звезды начали формироваться в регионе; оценка возраста нашего галактического диска, найденная таким образом, составляет 8 миллиардов лет. [68] Белый карлик в конечном итоге, через много триллионов лет, остынет и станет неизлучающим черным карликом в приблизительном тепловом равновесии со своим окружением и с космическим фоновым излучением . Считается, что черные карлики пока не существуют. [1] При очень низких температурах (<4000 К) белые карлики с водородом в своей атмосфере будут подвергаться поглощению, вызванному столкновением (CIA) молекул водорода, сталкивающихся с атомами гелия. Это влияет на оптическую красную и инфракрасную яркость белых карликов с водородной или смешанной водородно-гелиевой атмосферой. Это делает старые белые карлики с таким типом атмосферы более синими, чем основная последовательность охлаждения. Поэтому эти белые карлики называются ИК-слабыми белыми карликами. Белые карлики с бедными водородом атмосферами, такие как WD J2147–4035, меньше подвержены влиянию CIA и поэтому имеют желто-оранжевый цвет. [73] [70]

Последовательность охлаждения белого карлика, зафиксированная миссией Gaia Европейского космического агентства

Материал ядра белого карлика представляет собой полностью ионизированную плазму — смесь ядер и электронов — которая изначально находится в жидком состоянии. В 1960-х годах было теоретически предсказано, что на поздней стадии охлаждения она должна кристаллизоваться в твердое состояние, начиная с ее центра. [74] Считается, что кристаллическая структура представляет собой объемно-центрированную кубическую решетку. [4] [75] В 1995 году было высказано предположение, что астросейсмологические наблюдения пульсирующих белых карликов дали потенциальную проверку теории кристаллизации, [76] а в 2004 году были сделаны наблюдения, которые предполагали, что приблизительно 90% массы BPM 37093 кристаллизовалось. [77] [78] [79] В другой работе приводится кристаллизованная массовая доля от 32% до 82%. [80] Когда ядро ​​белого карлика кристаллизуется в твердую фазу, выделяется скрытая теплота , которая является источником тепловой энергии, задерживающей его остывание. [81] Другим возможным механизмом, который был предложен для объяснения кажущейся задержки остывания некоторых типов белых карликов, является процесс дистилляции твердого тела в жидкость: кристаллы, образующиеся в ядре, плавучие и всплывают, тем самым вытесняя более тяжелую жидкость вниз, тем самым вызывая чистое высвобождение гравитационной энергии. [82] Химическое фракционирование между ионными видами в плазменной смеси может выделять аналогичное или даже большее количество энергии. [83] [84] [85] Это выделение энергии было впервые подтверждено в 2019 году после идентификации скопления в последовательности остывания более 15 000 белых карликов, наблюдавшихся с помощью спутника Gaia . [86]

Маломассивные гелиевые белые карлики (масса < 0,20  M ☉ ), часто называемые чрезвычайно маломассивными белыми карликами (ELM WD), образуются в двойных системах. В результате их богатых водородом оболочек остаточное горение водорода через цикл CNO может поддерживать эти белые карлики горячими в течение длительного времени. Кроме того, они остаются в раздутой стадии прото-белого карлика до 2 млрд лет, прежде чем достигнут остывающего следа. [87]

Атмосфера и спектры

Художественное представление системы WD J0914+1914 . [88]

Хотя считается, что большинство белых карликов состоят из углерода и кислорода, спектроскопия обычно показывает, что их излучаемый свет исходит из атмосферы, в которой, как наблюдается, преобладает либо водород, либо гелий . Доминирующий элемент обычно по крайней мере в 1000 раз более распространен, чем все остальные элементы. Как объяснил Шацман в 1940-х годах, высокая поверхностная гравитация , как полагают, вызывает эту чистоту за счет гравитационного разделения атмосферы таким образом, что тяжелые элементы находятся внизу, а более легкие вверху. [89] [90] : §§5–6  Эта атмосфера, единственная часть белого карлика, видимая нам, как полагают, является верхней частью оболочки, которая является остатком оболочки звезды в фазе AGB и может также содержать материал, аккрецированный из межзвездной среды . Предполагается, что оболочка состоит из слоя, богатого гелием, масса которого не превышает 1/100 от общей массы звезды, который, если в атмосфере преобладает водород, перекрывается слоем, богатым водородом, масса которого составляет приблизительно 1/10 000 от общей массы звезды. [61] [91] : §§4–5 

Хотя эти внешние слои тонкие, они определяют тепловую эволюцию белого карлика. Вырожденные электроны в основной массе белого карлика хорошо проводят тепло. Поэтому большая часть массы белого карлика имеет почти одинаковую температуру ( изотермична ), и она также горячая: белый карлик с температурой поверхности между 8000 К и 16000 К будет иметь температуру ядра между приблизительно 5000000 К и 20000000 К. Белый карлик удерживается от очень быстрого охлаждения только благодаря непрозрачности его внешних слоев для излучения. [61]

Первая попытка классифицировать спектры белых карликов, по-видимому, была предпринята Г. П. Койпером в 1941 году [59] [92], и с тех пор были предложены и использованы различные схемы классификации. [93] [94] Система, которая используется в настоящее время, была введена Эдвардом М. Сионом , Джесси Л. Гринстейном и их соавторами в 1983 году и впоследствии несколько раз пересматривалась. Она классифицирует спектр по символу, который состоит из начальной буквы D, буквы, описывающей первичную особенность спектра, за которой следует необязательная последовательность букв, описывающих вторичные особенности спектра (как показано в соседней таблице), и температурного индекса, вычисляемого путем деления 50 400 К на эффективную температуру . Например:

Символы «?» и «:» также могут использоваться, если правильная классификация не определена. [24] [59]

Белые карлики, чья первичная спектральная классификация DA, имеют водорододоминирующие атмосферы. Они составляют большинство, примерно 80%, всех наблюдаемых белых карликов. [61] Следующий по численности класс — DB, примерно 16%. [95] Горячие, выше 15 000 К, класс DQ (примерно 0,1%) имеют углерододоминирующие атмосферы. [96] Те, которые классифицируются как DB, DC, DO, DZ и холодные DQ, имеют гелиедоминирующие атмосферы. Предполагая, что углерод и металлы отсутствуют, то, какая спектральная классификация будет видна, зависит от эффективной температуры. Примерно между 100 000 К и 45 000 К спектр будет классифицироваться как DO, с преобладанием однократно ионизированного гелия. От 30 000 К до 12 000 К спектр будет DB, показывая линии нейтрального гелия, а ниже примерно 12 000 К спектр будет лишен особенностей и классифицирован как DC. [91] : §2.4  [61]

Молекулярный водород ( H 2 ) был обнаружен в спектрах атмосфер некоторых белых карликов. [97]

Белые карлики, богатые металлами

Элементы, обнаруженные в атмосфере белых карликов с температурой ниже 25 000 К.

Около 25–33% белых карликов имеют линии металлов в своих спектрах, что примечательно, поскольку любые тяжелые элементы в белом карлике должны погрузиться в недра звезды всего за малую часть ее жизни. [98] Преобладающее объяснение для богатых металлами белых карликов заключается в том, что они недавно аккрецировали каменистые планетезимали. [98] Основной состав аккрецированного объекта можно измерить по интенсивности линий металлов. Например, исследование белого карлика Ton 345, проведенное в 2015 году, пришло к выводу, что его содержание металлов соответствует содержанию металлов в дифференцированной каменистой планете, мантия которой была размыта ветром родительской звезды во время ее асимптотической фазы ветви гигантов . [99]

Магнитное поле

Магнитные поля в белых карликах с напряженностью на поверхности около 1 миллиона гаусс (100  тесла ) были предсказаны 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 . [100] Этот предполагаемый закон, иногда называемый эффектом Блэкетта , никогда не был общепринятым, и к 1950-м годам даже Блэкетт чувствовал, что он был опровергнут. [101] : 39–43  В 1960-х годах было высказано предположение, что белые карлики могут иметь магнитные поля из-за сохранения полного поверхностного магнитного потока , который существовал в фазе его звезды-прародительницы. [102] Поверхностное магнитное поле около 100 гаусс (0,01 Тл) в звезде-прародительнице, таким образом, станет поверхностным магнитным полем около 100 гаусс (0,01 Тл) в звезде-прародительнице. 100·100 2  = 1 миллион гаусс (100 Тл) после того, как радиус звезды уменьшился в 100 раз. [90] : §8  [103] : 484  Первым обнаруженным магнитным белым карликом был GJ 742 (также известный как GRW +70 8247 ), который был идентифицирован Джеймсом Кемпом, Джоном Сведлундом, Джоном Ландстритом и Роджером Энджелом в 1970 году как обладающий магнитным полем по излучению им циркулярно поляризованного света. [104] Считается, что его поверхностное поле составляет приблизительно 300 миллионов гаусс (30 кТл). [90] : §8 

С 1970 года магнитные поля были обнаружены у более чем 200 белых карликов, начиная от2 × 10 3 в10 9  гаусс (0,2 Тл до 100 кТл). [105] Большое количество известных в настоящее время магнитных белых карликов объясняется тем, что большинство белых карликов идентифицируются с помощью спектроскопии низкого разрешения, которая способна выявить наличие магнитного поля в 1 мегагаусс или более. Таким образом, базовый процесс идентификации также иногда приводит к открытию магнитных полей. [106] Было подсчитано, что по крайней мере 10% белых карликов имеют поля, превышающие 1 миллион гаусс (100 Тл). [107] [108]

Сильно намагниченный белый карлик в двойной системе AR Скорпиона был идентифицирован в 2016 году как первый пульсар , в котором компактный объект является белым карликом, а не нейтронной звездой. [109]

Химические связи

Магнитные поля в белом карлике могут допускать существование нового типа химической связи , перпендикулярной парамагнитной связи , в дополнение к ионным и ковалентным связям , что приводит к тому, что первоначально было описано как «намагниченное вещество» в исследовании, опубликованном в 2012 году . [110]

Изменчивость

Ранние расчеты предполагали, что могут существовать белые карлики, светимость которых меняется с периодом около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах не смогли этого обнаружить. [90] : §7.1.1  [113] Первым переменным белым карликом, найденным в 1965 и 1966 годах, был HL Tau 76 , и было замечено, что он меняется с периодом приблизительно 12,5 минут. [114] Причина того, что этот период больше предсказанного, заключается в том, что переменность HL Tau 76, как и других известных пульсирующих переменных белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций гравитационных волн . [90] : §7  Известные типы пульсирующих белых карликов включают звезды DAV или ZZ Ceti , включая HL Tau 76, с атмосферами, в которых преобладает водород, и спектральным типом DA; [90] : 891, 895  DBV , или V777 Her , звезды, с атмосферами, в которых преобладает гелий, и спектральным типом DB; [61] : 3525  и звезды GW Vir , иногда подразделяемые на звезды DOV и PNNV , с атмосферами, в которых преобладают гелий, углерод и кислород. [112] [115] Звезды GW Vir, строго говоря, не являются белыми карликами, но являются звездами, которые находятся в положении на диаграмме Герцшпрунга–Рассела между асимптотической ветвью гигантов и областью белых карликов. Их можно назвать пред-белыми карликами . [112] [116] Все эти переменные демонстрируют небольшие (1–30%) вариации светового потока, возникающие из-за суперпозиции колебательных мод с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение за этими вариациями дает астросейсмологические свидетельства о внутренностях белых карликов. [117]

Формирование

Белые карлики, как полагают, представляют собой конечную точку звездной эволюции для звезд главной последовательности с массами от примерно 0,07 до 10  M ☉ . [4] [118] Состав полученного белого карлика будет зависеть от начальной массы звезды. Текущие галактические модели предполагают, что галактика Млечный Путь в настоящее время содержит около десяти миллиардов белых карликов. [119]

Звезды с очень малой массой

Если масса звезды главной последовательности меньше, чем примерно половина массы Солнца , она никогда не станет достаточно горячей, чтобы воспламенить и слить гелий в своем ядре. [120] Считается, что за время жизни, значительно превышающее возраст Вселенной (около 13,8 миллиардов лет), [9] такая звезда в конечном итоге сожжет весь свой водород, на некоторое время превратившись в голубого карлика , и закончит свою эволюцию как гелиевый белый карлик, состоящий в основном из ядер гелия-4 . [121] Из-за того, что этот процесс занимает очень много времени, он не считается источником наблюдаемых гелиевых белых карликов. Скорее, они считаются продуктом потери массы в двойных системах [5] [7] [8] [122] [123] [124] или потери массы из-за большого планетарного компаньона. [125] [126]

Звезды с малой и средней массой

Если масса звезды главной последовательности составляет от 0,5 до 8  M ☉ , [120] [127] ее ядро ​​станет достаточно горячим, чтобы синтезировать гелий в углерод и кислород посредством тройного альфа-процесса , но оно никогда не станет достаточно горячим, чтобы синтезировать углерод в неон . Ближе к концу периода, в котором она подвергается реакциям синтеза, такая звезда будет иметь углеродно-кислородное ядро, которое не подвергается реакциям синтеза, окруженное внутренней оболочкой, сжигающей гелий, и внешней оболочкой, сжигающей водород. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она будет находиться на асимптотической ветви гигантов. Затем она вытеснит большую часть своего внешнего материала, создав планетарную туманность , пока не останется только углеродно-кислородное ядро. Этот процесс отвечает за углеродно-кислородные белые карлики, которые образуют подавляющее большинство наблюдаемых белых карликов. [122] [128] [129]

Звезды средней и большой массы

Если звезда достаточно массивна, ее ядро ​​в конечном итоге станет достаточно горячим, чтобы сплавить углерод с неоном, а затем сплавить неон с железом. Такая звезда не станет белым карликом, потому что масса ее центрального, не сплавляющегося ядра, изначально поддерживаемая давлением вырождения электронов, в конечном итоге превысит максимально возможную массу, поддерживаемую давлением вырождения. В этот момент ядро ​​звезды коллапсирует, и она взорвется в сверхновой с коллапсом ядра , которая оставит после себя нейтронную звезду, черную дыру или, возможно, более экзотическую форму компактной звезды . [118] [130] Некоторые звезды главной последовательности, возможно, от 8 до 10  M ☉ , хотя и достаточно массивны, чтобы сплавить углерод с неоном и магнием , могут быть недостаточно массивны, чтобы сплавить неон . Такая звезда может оставить после себя белый карлик, состоящий в основном из кислорода , неона и магния , при условии, что ее ядро ​​не коллапсирует, и при условии, что слияние не будет происходить настолько бурно, чтобы взорвать звезду в сверхновой . [131] [127] Хотя было идентифицировано несколько белых карликов, которые могут быть этого типа, большинство доказательств существования таковых исходит от новых, называемых ONeMg или неоновыми новыми. Спектры этих новых показывают обилие неона, магния и других элементов промежуточной массы, которые, по-видимому, можно объяснить только аккрецией материала на белый карлик из кислорода, неона и магния. [6] [132] [133]

Сверхновая типа Iax

Сверхновые типа Iax , которые включают аккрецию гелия белым карликом, были предложены в качестве канала для преобразования этого типа звездных остатков. В этом сценарии углеродная детонация, произведенная в сверхновой типа Ia, слишком слаба, чтобы уничтожить белый карлик, выбрасывая лишь небольшую часть его массы в виде выброса, но производит асимметричный взрыв, который выталкивает звезду, часто известную как зомби-звезда , до высоких скоростей гиперскоростной звезды . Материя, обработанная в неудавшейся детонации, повторно аккрецируется белым карликом, причем самые тяжелые элементы, такие как железо, падают в его ядро, где они накапливаются. [134] Эти белые карлики с железным ядром будут меньше, чем углеродно-кислородные со схожей массой, и будут охлаждаться и кристаллизоваться быстрее, чем те. [135]

Судьба

Художественное представление старения белого карлика
Внутреннее строение белых карликов. Слева — недавно образовавшийся белый карлик, в центре — остывающий и кристаллизующийся белый карлик, справа — черный карлик.

Белый карлик стабилен после образования и будет продолжать остывать почти бесконечно, в конечном итоге превратившись в черного карлика. Предполагая, что Вселенная продолжает расширяться, считается, что через 10 19 - 10 20 лет галактики испарятся, поскольку их звезды улетят в межгалактическое пространство. [136] : §IIIA  Белые карлики, как правило, должны выживать в галактической дисперсии, хотя случайное столкновение между белыми карликами может привести к образованию новой сливающейся звезды или белого карлика с массой сверх Чандрасекара, который взорвется в сверхновой типа Ia . [136] : §§IIIC, IV  Последующее время жизни белых карликов, как полагают, имеет порядок гипотетического времени жизни протона , которое, как известно, составляет по крайней мере 10 34 -10 35 лет. Некоторые теории великого объединения предсказывают время жизни протона от 10 30 до 10 36 лет. Если эти теории не верны, протон все равно может распадаться в результате сложных ядерных реакций или квантовых гравитационных процессов с участием виртуальных черных дыр ; в этих случаях время жизни оценивается не более чем в 10 200 лет. Если протоны распадаются, масса белого карлика будет очень медленно уменьшаться со временем по мере распада его ядер, пока он не потеряет достаточно массы, чтобы стать невырожденным сгустком материи, и, наконец, полностью исчезнет. [136] : §IV 

Белый карлик также может быть поглощен или испариться звездой-компаньоном, в результате чего белый карлик потеряет так много массы, что станет объектом планетарной массы . Полученный объект, вращающийся вокруг бывшего компаньона, а теперь и звезды-хозяина, может быть гелиевой планетой или алмазной планетой . [137] [138]

Диски мусора и планеты

Художественное представление мусора вокруг белого карлика [139]
Падение кометы на белый карлик (впечатление художника) [140]

Звездная и планетная система белого карлика унаследована от его звезды-прародителя и может взаимодействовать с белым карликом различными способами. Есть несколько указаний на то, что у белого карлика есть остаточная планетная система. [ необходима цитата ]

Наиболее распространенным наблюдаемым свидетельством наличия остаточной планетной системы является загрязнение спектра белого карлика линиями поглощения металлов . 27–50% белых карликов показывают спектр, загрязненный металлами, [141] но эти тяжелые элементы оседают в атмосфере белых карликов с температурой ниже 20 000 К. Наиболее широко принятая гипотеза заключается в том, что это загрязнение происходит из- за приливно-отрывных скалистых тел. [142] [143] Первое наблюдение загрязненного металлами белого карлика было сделано ван Мааненом [144] в 1917 году в обсерватории Маунт-Вилсон , и теперь оно признано первым свидетельством существования экзопланет в астрономии. [145] Белый карлик ван Маанен 2 показывает наличие железа, кальция и магния в своей атмосфере, [146] но ван Маанен ошибочно классифицировал его как самую слабую звезду F-типа на основе линий H и K кальция . [147] Считается, что азот в белых карликах происходит из азотного льда внесолнечных объектов пояса Койпера , литий, как полагают, происходит из аккрецированного материала коры , а бериллий, как полагают, происходит из экзолун . [145]

Менее распространенным наблюдаемым доказательством является инфракрасный избыток из-за плоского и оптически толстого диска обломков, который обнаруживается примерно у 1–4% белых карликов. [143] Первый белый карлик с инфракрасным избытком был обнаружен Цукерманом и Беклином в 1987 году в ближнем инфракрасном диапазоне вокруг Giclas 29-38 [148] и позже подтвержден как диск обломков. [149] Белые карлики с температурой выше 27 000 К сублимируют всю пыль, образованную приливным разрушением скалистого тела, предотвращая образование диска обломков. В более холодных белых карликах скалистое тело может быть приливным разрушено вблизи радиуса Роша и вынуждено перейти на круговую орбиту под действием сопротивления Пойнтинга–Робертсона , которое сильнее для менее массивных белых карликов. Задержка Пойнтинга-Робертсона также заставит пыль вращаться все ближе и ближе к белому карлику, пока она в конечном итоге не сублимируется и диск не исчезнет. Диск из обломков будет иметь продолжительность жизни около нескольких миллионов лет для белых карликов горячее 10 000 К. Более холодные белые карлики могут иметь продолжительность жизни диска около нескольких десятков миллионов лет, что является достаточным временем для приливного разрушения второго скалистого тела и формирования второго диска вокруг белого карлика, такого как два кольца вокруг LSPM J0207+3331 . [150]

Наименее распространенными наблюдаемыми свидетельствами планетных систем являются обнаруженные большие или малые планеты. Только несколько планет-гигантов и несколько малых планет известны вокруг белых карликов. [151] Это растущий список с открытиями около 6 экзопланет, ожидаемых с Gaia . [152] Экзопланеты с JWST , как ожидается, будут <4 [153] и 4–8. [154]

Экзопланета вращается вокруг WD 1856+534

Инфракрасные спектроскопические наблюдения, проведенные космическим телескопом Spitzer NASA за центральной звездой туманности Улитка, указывают на наличие пылевого облака, которое может быть вызвано столкновениями комет. Возможно, что падающий материал из этого может вызвать рентгеновское излучение от центральной звезды. [155] [156] Аналогичным образом, наблюдения, проведенные в 2004 году, указали на наличие пылевого облака вокруг молодого (предположительно образовавшегося из своего прародителя AGB около 500 миллионов лет назад) белого карлика G29-38 , которое могло быть создано приливным разрушением кометы, пролетевшей близко к белому карлику. [149] Некоторые оценки, основанные на содержании металлов в атмосферах белых карликов, предполагают, что по крайней мере 15% из них могут вращаться на орбитах планет или астероидов , или, по крайней мере, их обломков. [157] Другая предложенная идея заключается в том, что белые карлики могут вращаться вокруг очищенных ядер каменистых планет , которые пережили бы фазу красного гиганта своей звезды, но потеряли бы свои внешние слои, и, учитывая, что эти планетарные остатки, вероятно, состоят из металлов , можно попытаться обнаружить их, ища признаки их взаимодействия с магнитным полем белого карлика . [158] Другие предложенные идеи о том, как белые карлики загрязняются пылью, включают рассеяние астероидов планетами [159] [160] [161] или через рассеяние планета-планета. [162] Освобождение экзолуны от их планеты-хозяина может вызвать загрязнение белого карлика пылью. Либо освобождение может привести к рассеиванию астероидов в сторону белого карлика, либо экзолуна может быть рассеяна в радиус Роша белого карлика. [163] Механизм, лежащий в основе загрязнения белых карликов в двойных системах, также был исследован, поскольку эти системы, скорее всего, не имеют крупной планеты, но эта идея не может объяснить наличие пыли вокруг одиночных белых карликов. [164] В то время как старые белые карлики демонстрируют свидетельства аккреции пыли, белые карлики старше ~1 миллиарда лет или >7000 К с избытком пыли в инфракрасном диапазоне не были обнаружены [165] до открытия LSPM J0207+3331 в 2018 году, возраст остывания которого составляет ~3 миллиарда лет. Белый карлик показывает два пылевых компонента, которые объясняются двумя кольцами с разными температурами. [143]

Богатый металлами белый карлик WD 1145+017 является первым белым карликом, наблюдаемым с распадающейся малой планетой, которая проходит мимо звезды. [166] [167] Распад планетезималя порождает облако обломков, которое проходит перед звездой каждые 4,5 часа, вызывая 5-минутное затухание оптической яркости звезды. [167] Глубина транзита сильно варьируется. [167]

Гигантская планета WD J0914+1914b испаряется под действием сильного ультрафиолетового излучения горячего белого карлика. Часть испаренного материала аккрецируется в газовом диске вокруг белого карлика. Слабая водородная линия , а также другие линии в спектре белого карлика выявили присутствие гигантской планеты. [168]

Белый карлик WD 0145+234 показывает яркость в среднем инфракрасном диапазоне, что видно по данным NEOWISE . Яркость не наблюдалась до 2018 года. Она интерпретируется как приливное разрушение экзоастероида , это первый раз, когда такое событие было замечено. [169]

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

Предполагается, что GD 140 и LAWD 37 имеют гигантские экзопланеты из-за аномалии в собственном движении Hipparcos -Gaia. Для GD 140 предполагается, что это планета в несколько раз массивнее Юпитера, а для LAWD 37 предполагается, что это планета менее массивная, чем Юпитер. [170] [171] Кроме того, на основе астрометрии Gaia предполагалось, что WD 0141-675 имеет супер-Юпитер с орбитальным периодом 33,65 дня. Это примечательно, поскольку WD 0141-675 загрязнен металлами, а загрязненные металлами белые карлики давно подозреваются в том, что они содержат гигантские планеты, которые нарушают орбиты малых планет, вызывая загрязнение. [172] Как GD 140, так и WD 0141 будут наблюдаться с помощью JWST во 2-м цикле с целью обнаружения избытка инфракрасного излучения, вызванного планетами. [173] Однако кандидат на планету в WD 0141-675 оказался ложноположительным, вызванным ошибкой программного обеспечения. [174]

Обзор JWST четырех загрязненных металлами белых карликов обнаружил два кандидата на экзопланеты с массами 1–7  MJ . Один вращается вокруг WD 1202−232 (LP 852-7), а другой вокруг WD 2105−82 (LAWD 83). Если это подтвердится, то это будут первые планеты, которые были получены прямыми снимками и которые, вероятно, образовались из материала околозвездного диска, представляя собой новую популяцию планет-гигантов, которые по возрасту и, вероятно, по атмосфере больше похожи на гигантов солнечной системы . Подтверждение будет возможно с помощью общего метода собственных движений с JWST. [175]

В 2024 году было обнаружено, что белый карлик в системе PHL 5038AB загрязнен кальцием из скального материала. Вокруг белого карлика вращается коричневый карлик , который был открыт в 2009 году. Это рассматривается как, возможно, первый случай связи загрязнения белого карлика с присутствием субзвездного объекта . Считается, что орбиты планетезималей нарушаются коричневым карликом, вызывая загрязнение белого карлика. [176]

В 2024 году с помощью Gaia и Spitzer был найден кандидат в планеты вокруг массивного белого карлика GALEX J071816.4+373139 . Кандидат имеет массу около 3,6 M J , температуру около 400 Кельвинов (127 °C; 260 °F) и неразрешен. Белый карлик имеет массу 1,29 M ☉ и, вероятно, является кислородно-неоновым белым карликом. [177]

Обитаемость

Было высказано предположение, что белые карлики с температурой поверхности менее 10 000 К могут иметь обитаемую зону на расстоянии около 0,005–0,02  а. е. , которая продлится более 3 миллиардов лет. Это настолько близко, что любые обитаемые планеты будут приливно заблокированы . Цель состоит в том, чтобы найти транзиты гипотетических планет земного типа, которые могли бы мигрировать внутрь или образоваться там. Поскольку белый карлик имеет размер, аналогичный размеру планеты, такие транзиты будут вызывать сильные затмения . [178] Более новые исследования ставят эту идею под сомнение, учитывая, что близкие орбиты этих гипотетических планет вокруг их родительских звезд подвергли бы их сильным приливным силам , которые могли бы сделать их непригодными для жизни, вызвав парниковый эффект . [179] Другим предлагаемым ограничением этой идеи является происхождение этих планет. Оставляя в стороне формирование из аккреционного диска, окружающего белый карлик, есть два способа, которыми планета могла бы закончить на близкой орбите вокруг звезд такого типа: выжить, будучи поглощенной звездой во время ее фазы красного гиганта, а затем закручиваться по спирали внутрь, или мигрировать внутрь после того, как белый карлик сформировался. Первый случай неправдоподобен для тел с малой массой, так как они вряд ли выживут, будучи поглощенными своими звездами. Во втором случае планеты должны были бы выбросить так много орбитальной энергии в виде тепла через приливные взаимодействия с белым карликом, что они, вероятно, закончили бы как непригодные для жизни угли. [180]

Двойные звезды и новые

Процесс слияния двух вращающихся по одной орбите белых карликов порождает гравитационные волны

Если белый карлик находится в двойной звездной системе и аккрецирует вещество от своего компаньона, могут происходить различные явления, включая новые и сверхновые типа Ia. Он также может быть источником сверхмягкого рентгеновского излучения , если он способен забирать вещество от своего компаньона достаточно быстро, чтобы поддерживать термоядерный синтез на своей поверхности. [181] С другой стороны, такие явления в двойных системах, как приливное взаимодействие и взаимодействие звезда-диск, сдерживаемое магнитными полями или нет, действуют на вращение аккрецирующих белых карликов. Фактически, (надежно известные) самые быстро вращающиеся белые карлики являются членами двойных систем (самым быстрым из них является белый карлик в CTCV J2056-3014). [182] Тесная двойная система из двух белых карликов может терять угловой момент и излучать энергию в форме гравитационных волн , заставляя их общую орбиту неуклонно сокращаться до тех пор, пока звезды не сольются. [183] ​​[184]

Сверхновые 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. [185] Белые карлики в двойных системах могут аккрецировать материал из звезды-компаньона, увеличивая как свою массу, так и плотность. Когда 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]

Существуют две модели, которые могли бы объяснить системы-предшественники сверхновых типа Ia : модель с одним вырождением и модель с двумя вырождением . В модели с одним вырождением углеродно-кислородный белый карлик набирает массу и сжимает свое ядро, вытягивая массу из сопутствующей невырожденной звезды. [48] : 14  Считается, что компрессионный нагрев ядра приводит к воспламенению углеродного синтеза , когда масса приближается к пределу Чандрасекара. [48] Поскольку белый карлик поддерживается против гравитации квантовым давлением вырождения, а не тепловым давлением, добавление тепла к недрам звезды увеличивает ее температуру, но не давление, поэтому белый карлик не расширяется и не охлаждается в ответ. Вместо этого повышенная температура ускоряет скорость реакции синтеза в неконтролируемом процессе, который питает сам себя. Термоядерное пламя поглощает большую часть белого карлика за несколько секунд, вызывая взрыв сверхновой типа Ia, который уничтожает звезду. [1] [48] [186] В другом возможном механизме сверхновых типа Ia, модели двойного вырождения , два белых карлика углерода и кислорода в двойной системе сливаются, создавая объект с массой, превышающей предел Чандрасекара , в котором затем зажигается реакция синтеза углерода. [48] : 14  В обоих случаях ожидается, что белые карлики не переживут сверхновую типа Ia. [187]

Модель с одним вырождением была предпочтительным механизмом для сверхновых типа Ia, но теперь, из-за наблюдений, модель с двумя вырождениями считается более вероятным сценарием. Предсказанные скорости слияний белых карликов с белыми карликами сопоставимы со скоростью сверхновых типа Ia и могли бы объяснить отсутствие водорода в спектрах сверхновых типа Ia. [188] Однако основной механизм для сверхновых типа Ia остается открытым вопросом. [189] В сценарии с одним вырождением скорость аккреции на белый карлик должна находиться в узком диапазоне, зависящем от его массы, чтобы водород, горящий на поверхности белого карлика, был стабильным. Если скорость аккреции слишком низкая, новые на поверхности белого карлика будут сдувать аккрецированный материал. Если она слишком высокая, белый карлик будет расширяться, а белый карлик и звезда-компаньон будут находиться в общей оболочке. Это останавливает рост белого карлика, тем самым предотвращая достижение им предела Чандрасекара и взрыв. [188] Для модели с одним вырождением ожидается, что его компаньон выживет, но нет убедительных доказательств наличия такой звезды вблизи мест сверхновых типа Ia. [187] В сценарии с двойным вырождением белые карлики должны находиться в очень близких двойных системах, в противном случае их время инспирализации будет больше возраста Вселенной . Также вероятно, что вместо сверхновой типа Ia слияние двух белых карликов приведет к коллапсу ядра. Поскольку белый карлик быстро аккрецирует материал, ядро ​​может воспламениться вне центра, что приведет к гравитационной нестабильности, которая может создать нейтронную звезду . [187]

Наблюдения не смогли обнаружить признаков аккреции, ведущей к сверхновым типа Ia, и теперь считается, что это происходит потому, что звезда сначала загружается выше предела Чандрасекара, а также раскручивается до очень высокой скорости тем же процессом. Как только аккреция прекращается, звезда постепенно замедляется, пока вращения становится недостаточно, чтобы предотвратить взрыв. [190]

Считается, что историческая яркая SN 1006 была сверхновой типа Ia от белого карлика, возможно, слиянием двух белых карликов. [191] Сверхновая Тихо Браге 1572 года также была сверхновой типа Ia, и ее остаток был обнаружен. [192] Близким кандидатом на то, чтобы быть выжившим представителем сверхновой типа Ia, является WD 0810-353 . [193]

Пост-общая двоичная оболочка

Двойная звезда с пост-общей оболочкой (PCEB) — это двойная звезда, состоящая из белого карлика и тесно связанного приливными силами красного карлика (в других случаях это может быть коричневый карлик вместо красного карлика). Эти двойные звезды образуются, когда красный карлик поглощается фазой красного гиганта . Поскольку красный карлик вращается внутри общей оболочки , он замедляется в более плотной среде. Эта замедленная орбитальная скорость компенсируется уменьшением орбитального расстояния между красным карликом и ядром красного гиганта. Красный карлик движется по спирали внутрь к ядру и может слиться с ядром. Если этого не происходит и вместо этого общая оболочка выбрасывается, то двойная звезда оказывается на близкой орбите, состоящей из белого карлика и красного карлика. Этот тип двойной звезды называется двойной звездой с пост-общей оболочкой. Эволюция PCEB продолжается по мере того, как две карликовые звезды сближаются из-за магнитного торможения и высвобождения гравитационных волн. Двойная звезда может в какой-то момент превратиться в катаклизмическую переменную, и поэтому двойные звезды после общей оболочки иногда называют докатаклизмическими переменными.

Катастрофические переменные

Прежде чем аккреция материала подтолкнет белый карлик близко к пределу Чандрасекара, аккрецированный богатый водородом материал на поверхности может воспламениться в менее разрушительном типе термоядерного взрыва, приводимого в действие водородным синтезом . Эти поверхностные взрывы могут повторяться до тех пор, пока ядро ​​белого карлика остается нетронутым. Этот более слабый вид повторяющегося катаклизма называется (классической) новой. Астрономы также наблюдали карликовые новые , которые имеют меньшие, но более частые пики светимости, чем классические новые. Считается, что они вызваны высвобождением гравитационной потенциальной энергии , когда часть аккреционного диска коллапсирует на звезду, а не высвобождением энергии из-за синтеза. В общем, двойные системы с белым карликом, аккрецирующим вещество из звездного компаньона, называются катаклизмическими переменными . Наряду с новыми и карликовыми новыми известны несколько других классов этих переменных, включая поляры и промежуточные поляры , оба из которых характеризуются сильномагнитными белыми карликами. [1] [48] [194] [195] Было обнаружено, что катаклизмические переменные, как за счет синтеза, так и за счет аккреции, являются источниками рентгеновского излучения. [195]

Другие двойные звезды, не являющиеся сверхновыми

Другие не пред-сверхновые двойные включают двойные, которые состоят из звезды главной последовательности (или гиганта) и белого карлика. Двойная звезда Сириус AB, вероятно, является самым известным примером. Белые карлики также могут существовать как двойные или множественные звездные системы, которые состоят только из белых карликов. Примером разрешенной тройной системы белых карликов является WD J1953-1019, обнаруженная с помощью данных Gaia DR2 . Одной из интересных областей является изучение остаточных планетных систем вокруг белых карликов. В то время как звезды яркие и часто затмевают экзопланеты и коричневые карлики, которые вращаются вокруг них, белые карлики слабые. Это позволяет астрономам изучать эти коричневые карлики или экзопланеты более подробно. Субкоричневый карлик вокруг белого карлика WD 0806−661 является одним из таких примеров.

Ближайший

Галерея

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ abcdefghi Джонсон, Дж. (2007). "Экстремальные звезды: Белые карлики и нейтронные звезды" (Конспекты лекций). Астрономия 162. Университет штата Огайо . Архивировано из оригинала 31 марта 2012 г. Получено 17 октября 2011 г.
  2. ^ Генри, Т.Дж. (1 января 2009 г.). «Сто ближайших звездных систем». Исследовательский консорциум по ближайшим звездам . Архивировано из оригинала 12 ноября 2007 г. Получено 21 июля 2010 г.
  3. ^ abcd Эври Л. Шацман (1958). Белые карлики. North-Holland Publishing Company. ISBN 978-0-598-58212-6.
  4. ^ abcd Фонтейн, Г.; Брассар, П.; Бержерон, П. (2001). «Потенциал космохронологии белых карликов». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 113 (782): 409–435. Bibcode :2001PASP..113..409F. doi : 10.1086/319535 .
  5. ^ abcde Richmond, M. "Late stages of evolution for low-mass stars". Lecture Notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology . Архивировано из оригинала 4 сентября 2017 года . Получено 3 мая 2007 года .
  6. ^ ab Werner, K.; Hammer, NJ; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. (2005). О возможных кислородных / неоновых белых карликах: H1504+65 и доноры белых карликов в сверхкомпактных рентгеновских двойных системах . 14-й Европейский семинар по белым карликам. Том 334. стр. 165. arXiv : astro-ph/0410690 . Bibcode :2005ASPC..334..165W.
  7. ^ ab Liebert, James; Bergeron, P.; Eisenstein, D.; Harris, HC; Kleinman, SJ; Nitta, A.; Krzesinski, J. (2004). "Гелиевый белый карлик чрезвычайно малой массы". The Astrophysical Journal . 606 (2): L147. arXiv : astro-ph/0404291 . Bibcode :2004ApJ...606L.147L. doi :10.1086/421462. S2CID  118894713.
  8. ^ ab "Cosmic weight loss: The low mass white dwarf" (пресс-релиз). Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики . 17 апреля 2007 г. Архивировано из оригинала 22 апреля 2007 г. Получено 20 апреля 2007 г.
  9. ^ ab Spergel, DN; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, MR; Bennett, CL; Dunkley, J.; et al. (2007). "Результаты трехлетнего исследования зонда анизотропии микроволн Wilkinson (WMAP): значение для космологии". Серия приложений к астрофизическому журналу . 170 (2): 377–408. arXiv : astro-ph/0603449 . Bibcode : 2007ApJS..170..377S. doi : 10.1086/513700. S2CID  1386346.
  10. ^ §3, Хегер, А.; Фрайер, КЛ; Вусли, С.Е.; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID  59065632.
  11. ^ Гершель, В. (1785). «Каталог двойных звезд». Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 75 : 40–126. Bibcode :1785RSPT...75...40H. doi : 10.1098/rstl.1785.0006 . JSTOR  106749. S2CID  186209747.
  12. ^ abc Holberg, JB (2005). Как вырожденные звезды стали известны как «белые карлики». Американское астрономическое общество, заседание 207. Том 207. стр. 1503. Библиографический код : 2005AAS...20720501H.
  13. ^ Адамс, WS (1914). "Звезда класса А очень низкой светимости". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 26 (155): 198. Bibcode :1914PASP...26..198A. doi : 10.1086/122337 .
  14. ^ ab Bessel, FW (1844). «О вариациях собственных движений Проциона и Сириуса». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 6 (11): 136–141. Bibcode : 1844MNRAS...6R.136B. doi : 10.1093/mnras/6.11.136a .
  15. ^ ab Фламмарион, Камиль (1877). «Спутник Сириуса». Астрономический регистр . 15 : 186. Bibcode : 1877AReg...15..186F.
  16. ^ Адамс, WS (1915). "Спектр спутника Сириуса". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 27 (161): 236. Bibcode :1915PASP...27..236A. doi : 10.1086/122440 .
  17. ^ Ван Маанен, А. (1917). "Две слабые звезды с большим собственным движением". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 29 (172): 258. Bibcode :1917PASP...29..258V. doi : 10.1086/122654 .
  18. ^ Luyten, WJ (1922). "Средний параллакс ранних звезд определенного собственного движения и видимой величины". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 34 (199): 156. Bibcode :1922PASP...34..156L. doi : 10.1086/123176 .
  19. ^ Luyten, WJ (1922). "Заметка о некоторых слабых звездах раннего типа с большими собственными движениями". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 34 (197): 54. Bibcode : 1922PASP...34...54L. doi : 10.1086/123146 .
  20. ^ Luyten, WJ (1922). "Дополнительное примечание о слабых звездах раннего типа с большими собственными движениями". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 34 (198): 132. Bibcode :1922PASP...34..132L. doi : 10.1086/123168 .
  21. ^ Эйткен, РГ (1922). "Комета c 1922 (Бааде)". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 34 (202): 353. Bibcode :1922PASP...34..353A. doi : 10.1086/123244 .
  22. ^ abc Eddington, AS (1924). «О соотношении масс и светимостей звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 84 (5): 308–333. Bibcode : 1924MNRAS..84..308E. doi : 10.1093/mnras/84.5.308 .
  23. ^ Luyten, WJ (1950). "Поиск белых карликов". The Astronomical Journal . 55 : 86. Bibcode :1950AJ.....55...86L. doi : 10.1086/106358 .
  24. ^ abcd МакКук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Серия приложений к астрофизическому журналу . 121 (1): 1–130. Bibcode :1999ApJS..121....1M. doi : 10.1086/313186 .
  25. ^ ab Eisenstein, Daniel J.; Liebert, James; Harris, Hugh C.; Kleinman, SJ; Nitta, Atsuko; Silvestri, Nicole; et al. (2006). «Каталог спектроскопически подтвержденных белых карликов из Sloan Digital Sky Survey, выпуск данных 4». Серия дополнений к Astrophysical Journal . 167 (1): 40–58. arXiv : astro-ph/0606700 . Bibcode : 2006ApJS..167...40E. doi : 10.1086/507110. S2CID  13829139.
  26. ^ Килич, М.; Альенде Прието, К.; Браун, Уоррен Р.; Коестер, Д. (2007). «Белый карлик с самой низкой массой». The Astrophysical Journal . 660 (2): 1451–1461. arXiv : astro-ph/0611498 . Bibcode : 2007ApJ...660.1451K. doi : 10.1086/514327. S2CID  18587748.
  27. ^ аб 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, HL (1979). «Массы и радиусы белых карликовых звезд. III – Результаты для 110 богатых водородом и 28 богатых гелием звезд». The Astrophysical Journal . 228 : 240. Bibcode : 1979ApJ...228..240S. doi : 10.1086/156841.
  29. ^ Сандин, Ф. (2005). Экзотические фазы материи в компактных звездах (PDF) (диссертация). Технологический университет Лулео . Архивировано (PDF) из оригинала 15 августа 2011 г. Получено 20 августа 2011 г.
  30. ^ Boss, L. (1910). Предварительный генеральный каталог 6188 звезд на эпоху 1900 года. Институт Карнеги в Вашингтоне . Bibcode : 1910pgcs.book.....B. LCCN  10009645 – через Archive.org.
  31. ^ Либерт, Джеймс; Янг, PA; Арнетт, Д.; Холберг, Дж. Б.; Уильямс, КА (2005). «Возраст и масса прародителя Сириуса B». The Astrophysical Journal . 630 (1): L69. arXiv : astro-ph/0507523 . Bibcode : 2005ApJ...630L..69L. doi : 10.1086/462419. S2CID  8792889.
  32. ^ Öpik, E. (1916). "Плотности визуально-двойных звезд". The Astrophysical Journal . 44 : 292. Bibcode :1916ApJ....44..292O. doi : 10.1086/142296 .
  33. ^ Эддингтон, А.С. (1927). Звезды и атомы. Clarendon Press . LCCN  27015694.
  34. ^ Адамс, WS (1925). «Относительное смещение спектральных линий в спутнике Сириуса». Труды Национальной академии наук . 11 (7): 382–387. Bibcode :1925PNAS...11..382A. doi : 10.1073/pnas.11.7.382 . PMC 1086032 . PMID  16587023. 
  35. ^ Челотти, А.; Миллер, Дж. К.; Сьяма, Д. В. (1999). «Астрофизические доказательства существования черных дыр». Класс. Квантовая гравитация . 16 (12A): A3–A21. arXiv : astro-ph/9912186 . Bibcode : 1999CQGra..16A...3C. doi : 10.1088/0264-9381/16/12A/301. S2CID  17677758.
  36. ^ Nave, CR "Размер и плотность ядра". HyperPhysics . Georgia State University . Архивировано из оригинала 6 июля 2009 года . Получено 26 июня 2009 года .
  37. ^ Адамс, Стив (1997). Относительность: введение в физику пространства-времени . Лондон; Бристоль: CRC Press . стр. 240. Bibcode :1997rist.book.....A. ISBN 978-0-7484-0621-0.
  38. ^ abc Fowler, RH (1926). «О плотной материи». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 87 (2): 114–122. Bibcode :1926MNRAS..87..114F. doi : 10.1093/mnras/87.2.114 .
  39. ^ Hoddeson, LH; Baym, G. (1980). «Развитие квантово-механической электронной теории металлов: 1900–28». Труды Лондонского королевского общества . 371 (1744): 8–23. Bibcode : 1980RSPSA.371....8H. doi : 10.1098/rspa.1980.0051. JSTOR  2990270. S2CID  120476662.
  40. ^ abcd "Оценка звездных параметров по распределению энергии". ScienceBits . Архивировано из оригинала 22 мая 2012 г. Получено 9 мая 2007 г.
  41. ^ Bean, R. "Lecture 12 – Degeneracy pressure" (PDF) . Заметки лекций, Astronomy 211. Cornell University . Архивировано из оригинала (PDF) 25 сентября 2007 г. . Получено 21 сентября 2007 г. .
  42. ^ Андерсон, В. (1929). «Über die Grenzdichte der Materie und der Energie». Zeitschrift für Physik (на немецком языке). 56 (11–12): 851–856. Бибкод : 1929ZPhy...56..851A. дои : 10.1007/BF01340146. S2CID  122576829.
  43. ^ ab Stoner, C. (1930). «Равновесие плотных звезд». Philosophical Magazine . 9 : 944.
  44. ^ Чандрасекар, С. (1931). «Максимальная масса идеальных белых карликов». The Astrophysical Journal . 74 : 81. Bibcode : 1931ApJ....74...81C. doi : 10.1086/143324 .
  45. ^ abc Chandrasekhar, S. (1935). "Сильно сколлапсировавшие конфигурации звездной массы (Вторая статья)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 95 (3): 207–225. Bibcode : 1935MNRAS..95..207C. doi : 10.1093/mnras/95.3.207 .
  46. ^ "Нобелевская премия по физике 1983 года". Нобелевский фонд . Архивировано из оригинала 6 мая 2007 года . Получено 4 мая 2007 года .
  47. ^ ab Canal, R.; Gutierrez, J. (1997). "Возможная связь белого карлика и нейтронной звезды". Белые карлики . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 214. С. 49–55. arXiv : astro-ph/9701225 . Bibcode : 1997ASSL..214...49C. doi : 10.1007/978-94-011-5542-7_7. ISBN 978-94-010-6334-0. S2CID  9288287.
  48. ^ abcdef Хиллебрандт, В.; Нимейер, Дж. К. (2000). «Модели взрыва сверхновой типа IA». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 : 191–230. arXiv : astro-ph/0006305 . Bibcode : 2000ARA&A..38..191H. doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.191. S2CID  10210550.
  49. ↑ Overbye, D. (22 февраля 2010 г.). «Из столкновения белых карликов, рождение сверхновой». The New York Times . Архивировано из оригинала 25 февраля 2010 г. Получено 22 февраля 2010 г.
  50. ^ Шабрие, Г.; Барафф, И. (2000). «Теория маломассивных звезд и субзвездных объектов». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 : 337–377. arXiv : astro-ph/0006383 . Bibcode : 2000ARA&A..38..337C. doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.337. S2CID  59325115.
  51. ^ Калер, Дж. "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)". Архивировано из оригинала 31 августа 2009 г. Получено 5 мая 2007 г.
  52. ^ "Основные символы". Стандарты астрономических каталогов, версия 2.0 . VizieR . Архивировано из оригинала 8 мая 2017 . Получено 12 января 2007 .
  53. ^ Tohline, JE "Структура, устойчивость и динамика самогравитирующих систем". Архивировано из оригинала 27 июня 2010 года . Получено 30 мая 2007 года .
  54. ^ Хойл, Ф. (1947). «Звезды, распределение и движения, заметки о равновесных конфигурациях вращающихся белых карликов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 107 (2): 231–236. Bibcode : 1947MNRAS.107..231H. doi : 10.1093/mnras/107.2.231 .
  55. ^ Ostriker, JP; Bodenheimer, P. (1968). "Быстро вращающиеся звезды. II. Массивные белые карлики". The Astrophysical Journal . 151 : 1089. Bibcode : 1968ApJ...151.1089O. doi : 10.1086/149507 .
  56. ^ Chanillo, Sagun; Li, Yan Yan (1994). "О диаметрах равномерно вращающихся звезд". Communications in Mathematical Physics . 166 (2): 417. Bibcode : 1994CMaPh.166..417C. doi : 10.1007/BF02112323. S2CID  8372549.
  57. ^ Chanillo, Sagun; Weiss, Georg S. (2012). «Замечание о геометрии равномерно вращающихся звезд». Journal of Differential Equations . 253 (2): 553. arXiv : 1109.3046 . Bibcode : 2012JDE...253..553C. doi : 10.1016/j.jde.2012.04.011. S2CID  144301.
  58. ^ Saumon, Didier; Blouin, Simon; Tremblay, Pier-Emmanuel (ноябрь 2022 г.). «Текущие проблемы в физике белых карликовых звезд». Physics Reports . 988 : 1–63. arXiv : 2209.02846 . Bibcode : 2022PhR...988....1S. doi : 10.1016/j.physrep.2022.09.001. S2CID  252111027.
  59. ^ abc Sion, EM; Greenstein, JL; Landstreet, JD; Liebert, James; Shipman, HL; Wegner, GA (1983). "Предложенная новая система спектральной классификации белых карликов". The Astrophysical Journal . 269 : 253. Bibcode :1983ApJ...269..253S. doi : 10.1086/161036 .
  60. ^ Hambly, NC; Smartt, SJ; Hodgkin, ST (1997). "WD 0346+246: Очень низкая светимость, холодный вырожденец в Тельце". The Astrophysical Journal . 489 (2): L157. Bibcode :1997ApJ...489L.157H. doi : 10.1086/316797 .
  61. ^ abcdefg Фонтейн, Г.; Веземаэль, Ф. (2001). "Белые карлики". В Murdin, П. (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики . IOP Publishing / Nature Publishing Group . ISBN 978-0-333-75088-9.
  62. ^ Heise, J. (1985). "Рентгеновское излучение изолированных горячих белых карликов". Space Science Reviews . 40 (1–2): 79–90. Bibcode : 1985SSRv...40...79H. doi : 10.1007/BF00212870. S2CID  120431159.
  63. ^ Lesaffre, P.; Podsiadlowski, Ph.; Tout, CA (2005). «Двухпотоковый формализм для конвективного процесса Urca». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 356 (1): 131–144. arXiv : astro-ph/0411016 . Bibcode : 2005MNRAS.356..131L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08428.x . S2CID  15797437.
  64. ^ Mestel, L. (1952). «О теории белых карликовых звезд. I. Источники энергии белых карликов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 112 (6): 583–597. Bibcode : 1952MNRAS.112..583M. doi : 10.1093/mnras/112.6.583 .
  65. ^ Кавалер, SD (1998). Белые карликовые звезды и Hubble Deep Field . Hubble Deep Field: Труды симпозиума Института космических телескопов. стр. 252. arXiv : astro-ph/9802217 . Bibcode : 1998hdf..symp..252K. ISBN 978-0-521-63097-9.
  66. ^ Бержерон, П.; Руис, М.Т.; Леггетт, С.К. (1997). «Химическая эволюция холодных белых карликов и возраст местного галактического диска». Серия приложений к астрофизическому журналу . 108 (1): 339–387. Bibcode : 1997ApJS..108..339B. doi : 10.1086/312955 .
  67. ^ МакКук, ГП; Сион, ЭМ (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Серия приложений к астрофизическому журналу . 121 (1): 1–130. Bibcode :1999ApJS..121....1M. doi : 10.1086/313186 .
  68. ^ ab Leggett, SK; Ruiz, MT; Bergeron, P. (1998). "Функция светимости холодного белого карлика и возраст галактического диска". The Astrophysical Journal . 497 (1): 294–302. Bibcode :1998ApJ...497..294L. doi : 10.1086/305463 .
  69. ^ Гейтс, Э.; Гьюк, Г.; Харрис, ХК; Суббарао, М.; Андерсон, С.; Клейнман, С.Дж.; и др. (2004). «Открытие новых ультрахолодных белых карликов в цифровом обзоре неба Слоуна». The Astrophysical Journal . 612 (2): L129. arXiv : astro-ph/0405566 . Bibcode :2004ApJ...612L.129G. doi :10.1086/424568. S2CID  7570539.
  70. ^ ab Elms, Abbigail K.; Tremblay, Pier-Emmanuel; Gänsicke, Борис Т.; Koester, Detlev; Hollands, Mark A.; Gentile Fusillo, Nicola Pietro; Cunningham, Tim; Apps, Kevin (1 декабря 2022 г.). «Спектральный анализ ультрахолодных белых карликов, загрязненных планетарным мусором». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 517 (3): 4557–4574. arXiv : 2206.05258 . Bibcode : 2022MNRAS.517.4557E. doi : 10.1093/mnras/stac2908 . ISSN  0035-8711.
  71. ^ Winget, DE; Hansen, CJ; Liebert, James; Van Horn, HM; Fontaine, G.; Nather, RE; Kepler, SO; Lamb, DQ (1987). "Независимый метод определения возраста Вселенной". The Astrophysical Journal . 315 : L77. Bibcode :1987ApJ...315L..77W. doi : 10.1086/184864 . hdl : 10183/108730 .
  72. ^ Трефил, Дж. С. (2004). Момент творения: физика Большого взрыва от первой миллисекунды до современной Вселенной . Dover Publications . ISBN 978-0-486-43813-9.
  73. ^ Бержерон, П.; Килич, Мукремин; Блуэн, Саймон; Бедар, А.; Леггетт, СК; Браун, Уоррен Р. (1 июля 2022 г.). «О природе сверххолодных белых карликов: не такие уж и холодные». The Astrophysical Journal . 934 (1): 36. arXiv : 2206.03174 . Bibcode : 2022ApJ...934...36B. doi : 10.3847/1538-4357/ac76c7 . ISSN  0004-637X.
  74. ^ van Horn, HM (январь 1968). «Кристаллизация белых карликов». The Astrophysical Journal . 151 : 227. Bibcode : 1968ApJ...151..227V. doi : 10.1086/149432.
  75. ^ Barrat, JL; Hansen, JP; Mochkovitch, R. (1988). «Кристаллизация смесей углерода и кислорода в белых карликах». Астрономия и астрофизика . 199 (1–2): L15. Bibcode : 1988A&A...199L..15B.
  76. ^ Winget, DE (1995). «Состояние астросейсмологии белых карликов и взгляд на дорогу вперед». Baltic Astronomy . 4 (2): 129. Bibcode : 1995BaltA...4..129W. doi : 10.1515/astro-1995-0209 .
  77. ^ Меткалф, ТС; Монтгомери, МХ; Канаан, А. (20 апреля 2004 г.). «Проверка теории кристаллизации белого карлика с помощью астросейсмологии массивной пульсирующей звезды DA BPM 37093». The Astrophysical Journal . 605 (2): L133–L136. arXiv : astro-ph/0402046 . Bibcode :2004ApJ...605L.133M. doi :10.1086/420884. S2CID  119378552.
  78. ↑ Уайтхаус, Дэвид (16 февраля 2004 г.). «Алмазная звезда приводит в восторг астрономов». BBC News . Архивировано из оригинала 5 февраля 2007 г. Получено 6 января 2007 г.
  79. ^ Канаан, А.; Нитта, А.; Вингет, Д.Е.; Кеплер, С.О.; Монтгомери, М.Х.; Меткалф, Т.С.; 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 . Bibcode : 2005A&A...432..219K. doi : 10.1051/0004-6361:20041125. S2CID  7297628.
  80. ^ Brassard, P.; Fontaine, G. (2005). «Астросейсмология кристаллизованной звезды ZZ Ceti BPM 37093: другой взгляд». The Astrophysical Journal . 622 (1): 572–576. Bibcode :2005ApJ...622..572B. doi : 10.1086/428116 .
  81. ^ Хансен, БМС; Либерт, Джеймс (2003). «Холодные белые карлики». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 41 : 465. Bibcode : 2003ARA&A..41..465H. doi : 10.1146/annurev.astro.41.081401.155117.
  82. ^ Antoine, Bédard; Simon, Blouin; Sihao, Cheng (2024). «Плавучие кристаллы останавливают охлаждение белых карликовых звезд». Nature . 627 (8003): 286–288. arXiv : 2409.04419 . Bibcode :2024Natur.627..286B. doi :10.1038/s41586-024-07102-y. ISSN  1476-4687. PMID  38448597.
  83. ^ Althaus, LG; García-Berro, E.; Isern, J.; Córsico, AH; Miller Bertolami, MM (январь 2012 г.). "Новые фазовые диаграммы для плотных смесей углерода и кислорода и эволюция белых карликов". Astronomy & Astrophysics . 537 : A33. arXiv : 1110.5665 . Bibcode :2012A&A...537A..33A. doi :10.1051/0004-6361/201117902. S2CID  119279832.
  84. ^ Blouin, Simon; Daligault, Jérôme; Saumon, Didier (1 апреля 2021 г.). "Фазовое разделение 22 Ne как решение проблемы аномалии охлаждения ультрамассивного белого карлика". The Astrophysical Journal Letters . 911 (1): L5. arXiv : 2103.12892 . Bibcode : 2021ApJ...911L...5B. doi : 10.3847/2041-8213/abf14b . S2CID  232335433.
  85. ^ 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.
  86. ^ Tremblay, P.-E.; Fontaine, G.; Fusillo, NPG; Dunlap, BH; Gänsicke, BT; Hollands, MH; et al. (2019). "Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs" (PDF) . Nature . 565 (7738): 202–205. arXiv : 1908.00370 . Bibcode :2019Natur.565..202T. doi :10.1038/s41586-018-0791-x. PMID  30626942. S2CID  58004893. Архивировано (PDF) из оригинала 23 июля 2019 г. . Получено 23 июля 2019 г.
  87. ^ Istrate, AG; Tauris, TM; Langer, N.; Antoniadis, J. (2014). "Временная шкала эволюции маломассивного протогелиевого белого карлика". Astronomy and Astrophysics . 571 : L3. arXiv : 1410.5471 . Bibcode :2014A&A...571L...3I. doi :10.1051/0004-6361/201424681. S2CID  55152203.
  88. ^ "First Giant Planet around White Dwarf Found – ESO observations specify the Neptune-like exoplanet is avorizing". www.eso.org . Архивировано из оригинала 4 декабря 2019 г. . Получено 4 декабря 2019 г. .
  89. ^ Шацман, Э. (1945). «Теория дебита энергии бланширования». Анналы астрофизики . 8 : 143. Бибкод :1945АнАп....8..143С.
  90. ^ abcdef Koester, D.; Chanmugam, G. (1990). "Физика белых карликовых звезд". Reports on Progress in Physics . 53 (7): 837–915. Bibcode :1990RPPh...53..837K. doi :10.1088/0034-4885/53/7/001. S2CID  122582479.
  91. ^ ab Kawaler, SD (1997). "Белые карликовые звезды". В Kawaler, SD; Novikov, I.; Srinivasan, G. (ред.). Звездные остатки . 1997. ISBN 978-3-540-61520-0.
  92. ^ Койпер, ГП (1941). «Список известных белых карликов». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 53 (314): 248. Bibcode :1941PASP...53..248K. doi : 10.1086/125335 .
  93. ^ Luyten, WJ (1952). "Спектры и светимости белых карликов". The Astrophysical Journal . 116 : 283. Bibcode : 1952ApJ...116..283L. doi : 10.1086/145612.
  94. ^ Гринштейн, JL (1960). Звездная атмосфера . Издательство Чикагского университета . Бибкод : 1960stat.book.....G. LCCN  61-9138.
  95. ^ 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.
  96. ^ Дюфур, П.; Либерт, Джеймс; Фонтейн, Г.; Бехара, Н. (2007). «Белые карликовые звезды с углеродными атмосферами». Nature . 450 (7169): 522–4. arXiv : 0711.3227 . Bibcode :2007Natur.450..522D. doi :10.1038/nature06318. PMID  18033290. S2CID  4398697.
  97. ^ Xu, S.; Jura, M.; Koester, D.; Klein, B.; Zuckerman, B. (2013). «Открытие молекулярного водорода в атмосферах белых карликов». The Astrophysical Journal . 766 (2): L18. arXiv : 1302.6619 . Bibcode :2013ApJ...766L..18X. doi :10.1088/2041-8205/766/2/L18. S2CID  119248244.
  98. ^ ab Jura, M.; Young, ED (1 января 2014 г.). "Extrasolar Cosmochemistry". Annual Review of Earth and Planetary Sciences . 42 (1): 45–67. Bibcode : 2014AREPS..42...45J. doi : 10.1146/annurev-earth-060313-054740 .
  99. ^ Wilson, DJ; Gänsicke, BT; Koester, D.; Toloza, O.; Pala, AF; Breedt, E.; Parsons, SG (11 августа 2015 г.). «Состав разорванной внесолнечной планетезимали в SDSS J0845+2257 (Ton 345)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 451 (3): 3237–3248. arXiv : 1505.07466 . Bibcode : 2015MNRAS.451.3237W. doi : 10.1093/mnras/stv1201 . S2CID  54049842.
  100. ^ Блэкетт, ПМС (1947). «Магнитное поле массивных вращающихся тел». Nature . 159 (4046): 658–66. Bibcode :1947Natur.159..658B. doi :10.1038/159658a0. PMID  20239729. S2CID  4133416.
  101. ^ Lovell, B. (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. doi :10.1098/rsbm.1975.0001. JSTOR  769678. S2CID  74674634.
  102. ^ Ландстрит, Джон Д. (1967). «Синхротронное излучение нейтрино и его астрофизическое значение». Physical Review . 153 (5): 1372–1377. Bibcode : 1967PhRv..153.1372L. doi : 10.1103/PhysRev.153.1372.
  103. ^ Гинзбург, ВЛ; Железняков, ВВ; Зайцев, ВВ (1969). «Когерентные механизмы радиоизлучения и магнитные модели пульсаров». Астрофизика и космическая наука . 4 (4): 464–504. Bibcode :1969Ap&SS...4..464G. doi :10.1007/BF00651351. S2CID  119003761.
  104. ^ Kemp, JC; Swedlund, JB; Landstreet, JD; Angel, JRP (1970). "Открытие циркулярно поляризованного света от белого карлика". The Astrophysical Journal . 161 : L77. Bibcode : 1970ApJ...161L..77K. doi : 10.1086/180574 .
  105. ^ Феррарио, Лилия; де Мартино, Домтилла; Генсикке, Борис (2015). «Магнитные белые карлики». Space Science Reviews . 191 (1–4): 111–169. arXiv : 1504.08072 . Bibcode : 2015SSRv..191..111F. doi : 10.1007/s11214-015-0152-0. S2CID  119057870.
  106. ^ 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.
  107. ^ Ландстрит, Дж. Д.; Баньюло, С.; Валявин, Г. Г.; Фоссати, Л.; Джордан, С.; Монин, Д.; Уэйд, ГА (2012). «О частоте слабых магнитных полей в белых карликах DA». Астрономия и астрофизика . 545 (A30): 9 стр. arXiv : 1208.3650 . Bibcode : 2012A&A...545A..30L. doi : 10.1051/0004-6361/201219829. S2CID  55153825.
  108. ^ Либерт, Джеймс; Бержерон, П.; Холберг, Дж. Б. (2003). «Истинное распространение магнетизма среди белых карликов поля». The Astronomical Journal . 125 (1): 348–353. arXiv : astro-ph/0210319 . Bibcode : 2003AJ....125..348L. doi : 10.1086/345573. S2CID  9005227.
  109. ^ Бакли, DAH; Мейнтьес, PJ; Поттер, SB; Марш, TR; Гензике, BT (23 января 2017 г.). "Поляриметрическое свидетельство наличия белого карлика-пульсара в двойной системе AR Скорпиона". Nature Astronomy . 1 (2): 0029. arXiv : 1612.03185 . Bibcode :2017NatAs...1E..29B. doi :10.1038/s41550-016-0029. S2CID  15683792.
  110. ^ Merali, Zeeya (19 июля 2012 г.). «Звезды сближают атомы». Nature News & Comment. Nature . doi : 10.1038/nature.2012.11045 . Архивировано из оригинала 20 июля 2012 г. . Получено 21 июля 2012 г. .
  111. ^ "Переменные ZZ Ceti" . Астрономический центр Страсбурга . Французская ассоциация наблюдателей за переменными. Архивировано из оригинала 5 февраля 2007 года . Проверено 6 июня 2007 г.
  112. ^ abc Quirion, P.-O.; Fontaine, G.; Brassard, P. (2007). «Картографирование областей нестабильности звезд GW Vir на диаграмме эффективной температуры и поверхностной силы тяжести». Серия приложений к Astrophysical Journal . 171 (1): 219–248. Bibcode :2007ApJS..171..219Q. doi : 10.1086/513870 .
  113. ^ Лоуренс, GM; Острикер, JP; Хессер, JE (1967). "Сверхкороткопериодные звездные колебания. I. Результаты по белым карликам, старым новым, центральным звездам планетарных туманностей, 3c 273 и Скорпиону XR-1". The Astrophysical Journal . 148 : L161. Bibcode : 1967ApJ...148L.161L. doi : 10.1086/180037.
  114. ^ Ландольт, AU (1968). "Новая короткопериодическая голубая переменная". The Astrophysical Journal . 153 : 151. Bibcode : 1968ApJ...153..151L. doi : 10.1086/149645 .
  115. ^ Нагель, Т.; Вернер, К. (2004). "Обнаружение нерадиальных пульсаций g-моды в недавно обнаруженной звезде PG 1159 HE 1429-1209". Астрономия и астрофизика . 426 (2): L45. arXiv : astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004A&A...426L..45N. doi : 10.1051/0004-6361:200400079. S2CID  9481357.
  116. ^ O'Brien, MS (2000). «Протяженность и причина полосы нестабильности до появления белого карлика». The Astrophysical Journal . 532 (2): 1078–1088. arXiv : astro-ph/9910495 . Bibcode : 2000ApJ...532.1078O. doi : 10.1086/308613. S2CID  115958740.
  117. ^ Winget, DE (1998). «Астросейсмология белых карликовых звезд». Journal of Physics: Condensed Matter . 10 (49): 11247–11261. Bibcode : 1998JPCM...1011247W. doi : 10.1088/0953-8984/10/49/014. S2CID  250749380.
  118. ^ ab Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». The Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003ApJ...591..288H. doi : 10.1086/375341. S2CID  59065632.
  119. ^ Napiwotzki, Ralf (2009). "Галактическая популяция белых карликов". Journal of Physics . Conference Series. 172 (1): 012004. arXiv : 0903.2159 . Bibcode : 2009JPhCS.172a2004N. doi : 10.1088/1742-6596/172/1/012004. S2CID  17521113.
  120. ^ ab Brown, JM; Kilic, M.; Brown, WR; Kenyon, SJ (2011). "Двойная фракция белых карликов с малой массой". The Astrophysical Journal . 730 (67): 67. arXiv : 1101.5169 . Bibcode :2011ApJ...730...67B. doi :10.1088/0004-637X/730/2/67.
  121. ^ Лафлин, Г.; Боденхаймер, П.; Адамс, Фред К. (1997). «Конец главной последовательности». The Astrophysical Journal . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ...482..420L. doi : 10.1086/304125 .
  122. ^ ab Джеффри, Саймон. "Stars Beyond Maturity". Архивировано из оригинала 4 апреля 2015 года . Получено 3 мая 2007 года .
  123. ^ 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.
  124. ^ Бенвенуто, OG; Де Вито, MA (2005). «Формирование гелиевых белых карликов в тесных двойных системах – II». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 362 (3): 891–905. Bibcode : 2005MNRAS.362..891B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09315.x .
  125. ^ Nelemans, G.; Tauris, TM (1998). "Формирование недомассивных одиночных белых карликов и влияние планет на позднюю звездную эволюцию". Astronomy and Astrophysics . 335 : L85. arXiv : astro-ph/9806011 . Bibcode : 1998A&A...335L..85N.
  126. ^ «Планетная диета помогает белым карликам оставаться молодыми и подтянутыми». New Scientist . № 2639. 18 января 2008 г. Архивировано из оригинала 20 апреля 2010 г. Получено 18 сентября 2017 г.
  127. ^ ab Woosley, SE; Heger, A.; Weaver, TA (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Reviews of Modern Physics . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015.
  128. ^ Диллон, Вик. "Эволюция звезд с малой массой". заметки лекций, физика 213. Шеффилдский университет. Архивировано из оригинала 7 ноября 2012 г. Получено 3 мая 2007 г.
  129. ^ Диллон, Вик. "Эволюция звезд большой массы". заметки лекций, физика 213. Шеффилдский университет. Архивировано из оригинала 7 ноября 2012 г. Получено 3 мая 2007 г.
  130. ^ Шаффнер-Билих, Юрген (2005). «Странная кварковая материя в звездах: общий обзор». Журнал физики G: Ядерная и элементарная физика . 31 (6): S651–S657. arXiv : astro-ph/0412215 . Bibcode : 2005JPhG...31S.651S. doi : 10.1088/0954-3899/31/6/004. S2CID  118886040.
  131. ^ Номото, К. (1984). «Эволюция звезд массой 8–10 солнечных в сторону сверхновых с электронным захватом. I – Формирование электронно-вырожденных ядер O + NE + MG». The Astrophysical Journal . 277 : 791. Bibcode :1984ApJ...277..791N. doi : 10.1086/161749 .
  132. ^ Вернер, К.; Раух, Т.; Барстоу, МА; Крук, Дж. В. (2004). «Chandra и FUSE-спектроскопия горячего голого звездного ядра H?1504+65». Астрономия и астрофизика . 421 (3): 1169–1183. arXiv : astro-ph/0404325 . Bibcode : 2004A&A...421.1169W. doi : 10.1051/0004-6361:20047154. S2CID  2983893.
  133. ^ Ливио, Марио; Труран, Джеймс У. (1994). «Об интерпретации и последствиях изобилия новых: изобилие богатств или переизбыток обогащений». The Astrophysical Journal . 425 : 797. Bibcode : 1994ApJ...425..797L. doi : 10.1086/174024 .
  134. ^ Jordan, George C. IV.; Perets, Hagai B.; Fisher, Robert T.; van Rossum, Daniel R. (2012). "Неудавшаяся детонация сверхновых: сублюминесцентные сверхновые Ia с низкой скоростью и их выброшенные остатки белых карликов с богатыми железом ядрами". The Astrophysical Journal Letters . 761 (2): L23. arXiv : 1208.5069 . Bibcode : 2012ApJ...761L..23J. doi : 10.1088/2041-8205/761/2/L23. S2CID  119203015.
  135. ^ Panei, JA; Althaus, LG; Benvenuto, OG (2000). «Эволюция белых карликов с железным ядром». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 312 (3): 531–539. arXiv : astro-ph/9911371 . Bibcode : 2000MNRAS.312..531P. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03236.x . S2CID  17854858.
  136. ^ abc Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A. doi : 10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  137. ^ Сигер, С.; Кучнер, М.; Хайер-Маджумдер, К.; Милитцер, Б. (19 июля 2007 г.). "Соотношения массы и радиуса для твердых экзопланет". The Astrophysical Journal . 669 (2) (опубликовано в ноябре 2007 г.): 1279–1297. arXiv : 0707.2895 . Bibcode : 2007ApJ...669.1279S. doi : 10.1086/521346. S2CID  8369390.
  138. ^ Лемоник, Майкл (26 августа 2011 г.). «Ученые обнаружили алмаз размером с планету». Журнал Time . Архивировано из оригинала 24 августа 2013 г. Получено 18 июня 2015 г.
  139. ^ "Hubble находит мертвые звезды, "загрязненные" планетарным мусором". Пресс-релиз ESA/Hubble . Архивировано из оригинала 9 июня 2013 года . Получено 10 мая 2013 года .
  140. ^ "Комета падает на белый карлик (впечатление художника)". www.spacetelescope.org . Архивировано из оригинала 15 февраля 2017 года . Получено 14 февраля 2017 года .
  141. ^ Koester, D.; Gänsicke, BT; Farihi, J. (1 июня 2014 г.). «Частота планетарного мусора вокруг молодых белых карликов». Astronomy and Astrophysics . 566 : A34. arXiv : 1404.2617 . Bibcode : 2014A&A...566A..34K. doi : 10.1051/0004-6361/201423691. ISSN  0004-6361. S2CID  119268896.
  142. ^ Jura, M. (1 мая 2008 г.). «Загрязнение одиночных белых карликов аккрецией множества малых астероидов». The Astronomical Journal . 135 (5): 1785–1792. arXiv : 0802.4075 . Bibcode : 2008AJ....135.1785J. doi : 10.1088/0004-6256/135/5/1785. ISSN  0004-6256. S2CID  16571761.
  143. ^ abc Debes, John H.; Thévenot, Melina; Kuchner, Marc J.; Burgasser, Adam J.; Schneider, Adam C.; Meisner, Aaron M.; Gagné, Jonathan; Faherty, Jacqueline K. ; Rees, Jon M. (19 февраля 2019 г.). «Белый карлик массой 3 млрд лет с теплой пылью обнаружен в ходе проекта Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project». The Astrophysical Journal . 872 (2): L25. arXiv : 1902.07073 . Bibcode : 2019ApJ...872L..25D. doi : 10.3847/2041-8213/ab0426 . ISSN  2041-8213. S2CID  119359995.
  144. ^ ван Маанен, А. (1 декабря 1917 г.). "Две слабые звезды с большим собственным движением". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 29 (172): 258. Bibcode :1917PASP...29..258V. doi : 10.1086/122654 . ISSN  0004-6280. S2CID  250734202.
  145. ^ ab Klein, Beth L.; Doyle, Alexandra E.; Zuckerman, B.; Dufour, P.; Blouin, Simon; Melis, Carl; Weinberger, Alycia J.; Young, Edward D. (1 июня 2021 г.). «Открытие бериллия в белых карликах, загрязненных аккрецией планетезималей». The Astrophysical Journal . 914 (1): 61. arXiv : 2102.01834 . Bibcode : 2021ApJ...914...61K. doi : 10.3847/1538-4357/abe40b . ISSN  0004-637X. S2CID  231786441.
  146. ^ Цукерман, Б. (1 июня 2015 г.). Признание первого наблюдательного свидетельства существования внесолнечной планетной системы . 19-й Европейский семинар по белым карликам. Том 493. стр. 291. Bibcode : 2015ASPC..493..291Z.
  147. ^ Farihi, J. (1 апреля 2016 г.). «Окружные звездные обломки и загрязнение на белых карликах». New Astronomy Reviews . 71 : 9–34. arXiv : 1604.03092 . Bibcode : 2016NewAR..71....9F. doi : 10.1016/j.newar.2016.03.001. ISSN  1387-6473. S2CID  118486264.
  148. ↑ Цукерман, Б.; Беклин, Э. Э. (1 ноября 1987 г.). «Избыточное инфракрасное излучение белого карлика — вращающегося коричневого карлика?». Nature . 330 (6144): 138–140. Bibcode : 1987Natur.330..138Z. doi : 10.1038/330138a0. ISSN  0028-0836. S2CID  4357883.
  149. ^ ab Reach, William T.; Kuchner, Marc J.; Von Hippel, Ted; Burrows, Adam; Mullally, Fergal; Kilic, Mukremin; Winget, DE (2005). "Пылевое облако вокруг белого карлика G29-38". The Astrophysical Journal . 635 (2): L161. arXiv : astro-ph/0511358 . Bibcode :2005ApJ...635L.161R. doi :10.1086/499561. S2CID  119462589.
  150. ^ Стеклофф, Джордан К.; Дебес, Джон; Стил, Эми; Джонсон, Брэндон; Адамс, Элизабет Р.; Якобсон, Сет А.; Спрингманн, Алессондра (1 июня 2021 г.). «Как сублимация задерживает начало образования пылевых дисков вокруг белых карликовых звезд». The Astrophysical Journal . 913 (2): L31. arXiv : 2104.14035 . Bibcode :2021ApJ...913L..31S. doi : 10.3847/2041-8213/abfd39 . ISSN  0004-637X. PMC 8740607 . PMID  35003618. 
  151. ^ Верас, Димитрий (1 октября 2021 г.). Планетные системы вокруг белых карликов . Bibcode : 2021orel.bookE...1V.
  152. ^ Сандерсон, Ханна; Бонсор, Эми; Мастилл, Александр Дж. (1 июня 2022 г.). «Галактическая популяция белых карликов». Journal of Physics: Conference Series . 172 (1): 012004. arXiv : 0903.2159 . Bibcode : 2009JPhCS.172a2004N. doi : 10.1088/1742-6596/172/1/012004. S2CID  250666952.
  153. ^ Маллалли, Сьюзан Элизабет; Маллалли, Фергал; Альберт, Лоик; Баркли, Томас; Дебес, Джон Генри; Килич, Мукремин; Кучнер, Марк Джейсон; Кинтана, Элиза В.; Рич, Уильям (2021). «Поиск гигантских планет, которые управляют аккрецией белых карликов». Предложение JWST. Цикл 1 : 1911. Bibcode : 2021jwst.prop.1911M.
  154. ^ "Обзор экзопланет, вращающихся вокруг белых карликов (MEOW) с помощью MIRI". STScI.edu . Получено 15 мая 2023 г.
  155. ^ "Столкновение комет поднимает пыльную дымку". BBC News . 13 февраля 2007 г. Архивировано из оригинала 16 февраля 2007 г. Получено 20 сентября 2007 г.
  156. ^ Su, KYL; Chu, Y.-H.; Rieke, GH; Huggins, PJ; Gruendl, R.; Napiwotzki, R.; Rauch, T.; Latter, WB; Volk, K. (2007). "Диск обломков вокруг центральной звезды туманности Улитка?". The Astrophysical Journal . 657 (1): L41. arXiv : astro-ph/0702296 . Bibcode : 2007ApJ...657L..41S. doi : 10.1086/513018. S2CID  15244406.
  157. ^ Sion, Edward M.; Holberg, JB; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (2009). «Белые карлики в пределах 20 парсеков от Солнца: кинематика и статистика». The Astronomical Journal . 138 (6): 1681–1689. arXiv : 0910.1288 . Bibcode : 2009AJ....138.1681S. doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID  119284418.
  158. ^ Ли, Цзянькэ; Феррарио, Лилия; Викрамасингхе, Даял (1998). «Планеты вокруг белых карликов». Astrophysical Journal Letters . 503 (1): L151. Bibcode : 1998ApJ...503L.151L. doi : 10.1086/311546 . стр. L51.
  159. ^ Дебес, Джон Х.; Уолш, Кевин Дж.; Старк, Кристофер (24 февраля 2012 г.). «Связь между планетными системами, пылевыми белыми карликами и загрязненными металлами белыми карликами». The Astrophysical Journal . 747 (2): 148. arXiv : 1201.0756 . Bibcode :2012ApJ...747..148D. doi :10.1088/0004-637X/747/2/148. ISSN  0004-637X. S2CID  118688656.
  160. ^ Верас, Димитрий; Гензике, Борис Т. (21 февраля 2015 г.). «Обнаруживаемые близкие планеты вокруг белых карликов через позднюю распаковку». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (2): 1049–1058. arXiv : 1411.6012 . Bibcode : 2015MNRAS.447.1049V. doi : 10.1093/mnras/stu2475 . ISSN  0035-8711. S2CID  119279872.
  161. ^ Frewen, SFN; Hansen, BMS (11 апреля 2014 г.). «Эксцентричные планеты и звездная эволюция как причина загрязненных белых карликов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 439 (3): 2442–2458. arXiv : 1401.5470 . Bibcode : 2014MNRAS.439.2442F. doi : 10.1093/mnras/stu097 . ISSN  0035-8711. S2CID  119257046.
  162. ^ Бонсор, Эми; Гензике, Борис Т.; Верас, Димитрий; Виллавер, Ева; Мустилл, Александр Дж. (21 мая 2018 г.). «Нестабильные маломассивные планетные системы как факторы загрязнения белых карликов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 476 (3): 3939–3955. arXiv : 1711.02940 . Bibcode : 2018MNRAS.476.3939M. doi : 10.1093/mnras/sty446 . ISSN  0035-8711. S2CID  4809366.
  163. ^ Gänsicke, Борис Т.; Holman, Мэтью Дж.; Veras, Дмитрий; Payne, Мэтью Дж. (21 марта 2016 г.). «Освобождение экзолуний в планетных системах белых карликов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 457 (1): 217–231. arXiv : 1603.09344 . Bibcode : 2016MNRAS.457..217P. doi : 10.1093/mnras/stv2966 . ISSN  0035-8711. S2CID  56091285.
  164. ^ 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.
  165. ^ Беклин, EE; Цукерман, B.; Фарихи, J. (10 февраля 2008 г.). «Наблюдения белых карликов с помощью Spitzer IRAC. I. Теплая пыль в богатых металлами вырожденных звездах». The Astrophysical Journal . 674 (1): 431–446. arXiv : 0710.0907 . Bibcode :2008ApJ...674..431F. doi :10.1086/521715. ISSN  0004-637X. S2CID  17813180.
  166. ^ Лемоник, Майкл Д. (21 октября 2015 г.). «Звезда-зомби, пойманная пирующей на астероидах». National Geographic News . Архивировано из оригинала 24 октября 2015 г. Получено 22 октября 2015 г.
  167. ^ abc Вандербург, Эндрю; Джонсон, Джон Эшер; Раппапорт, Сол; Бирила, Эллисон; Ирвин, Джонатан; Льюис, Джон Арбан; Киппинг, Дэвид; Браун, Уоррен Р.; Дюфур, Патрик (22 октября 2015 г.). «Распадающаяся малая планета, проходящая через белый карлик». Nature . 526 (7574): 546–549. arXiv : 1510.06387 . Bibcode :2015Natur.526..546V. doi :10.1038/nature15527. PMID  26490620. S2CID  4451207.
  168. ^ Гензике, Борис Т.; Шрайбер, Маттиас Р.; Толоза, Одетт; Джентиле Фузилло, Никола П.; Кёстер, Детлев; Мансер, Кристофер Дж. «Аккреция гигантской планеты на белый карлик» (PDF) . ESO . Архивировано (PDF) из оригинала 4 декабря 2019 г. . Получено 11 декабря 2019 г. .
  169. ^ 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.). «Продолжающийся средний инфракрасный всплеск в белом карлике 0145+234: захват в действии приливного разрушения экзоастероида?». arXiv : 1910.04314 [astro-ph.SR].
  170. ^ 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.
  171. ^ Кервелла, Пьер; Арену, Фредерик; Тевенин, Фредерик (1 января 2022 г.). «Звездные и субзвездные спутники из Gaia EDR3. Аномалия собственного движения и разрешенные общие пары собственного движения». Астрономия и астрофизика . 657 : A7. arXiv : 2109.10912 . Bibcode : 2022A&A...657A...7K. doi : 10.1051/0004-6361/202142146. ISSN  0004-6361. S2CID  237605138.
  172. ^ Сотрудничество Гайи; Ареноу, Ф.; Бабюзьо, К.; Барстоу, Массачусетс; Файглер, С.; Йориссен, А.; Кервелла, П.; Мазе, Т.; Моулави, Н.; Пануццо, П.; Сальманн, 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.
  173. ^ "CYCLE 2 GO". STScI.edu . Получено 15 мая 2023 г. .
  174. ^ "Известные проблемы Gaia DR3". ESA . ​​5 мая 2023 г. . Получено 8 августа 2023 г. Во время проверки астрометрии эпохи для Gaia DR4 была обнаружена ошибка, которая уже оказала влияние на результаты Gaia DR3 по неодиночным звездам. [...] Мы можем заключить, что решения для [...] WD 0141-675 [...] являются ложноположительными, поскольку это касается обработки Gaia по неодиночным звездам.
  175. ^ Маллалли, Сьюзан Э.; Дебес, Джон; Кракрафт, Мисти; Маллалли, Фергал; Поульсен, Сабрина; Альберт, Луак; Тибо, Кэтрин; Рич, Уильям Т.; Гермес, Дж. Дж.; Барклай, Томас; Килич, Мукремин; Кинтана, Элиза В. (24 января 2024 г.). "JWST напрямую получает изображения гигантских кандидатов на планеты вокруг двух загрязненных металлами белых карликовых звезд". Письма в Astrophysical Journal . 962 (2): L32. arXiv : 2401.13153 . Bibcode : 2024ApJ...962L..32M. doi : 10.3847/2041-8213/ad2348 .
  176. ^ 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 .
  177. ^ Ченг, Сихао; Шлауфман, Кевин К.; Кайаццо, Илария (1 августа 2024 г.). «Кандидат в гигантские планеты-компаньоны массивного молодого белого карлика GALEX J071816.4+373139 сообщает о появлении гигантских планет, вращающихся вокруг звезд класса B». arXiv : 2408.03985 .
  178. ^ Агол, Эрик (2011). «Транзитные исследования для Земель в обитаемых зонах белых карликов». The Astrophysical Journal Letters . 635 (2): L31. arXiv : 1103.2791 . Bibcode : 2011ApJ...731L..31A. doi : 10.1088/2041-8205/731/2/L31. S2CID  118739494.
  179. ^ Барнс, Рори; Хеллер, Рене (2011). «Обитаемые планеты вокруг белых и коричневых карликов: опасности остывающей первичной звезды». Астробиология . 13 (3): 279–291. arXiv : 1211.6467 . Bibcode : 2013AsBio..13..279B . doi : 10.1089/ast.2012.0867. PMC 3612282. PMID  23537137. 
  180. ^ Nordhaus, J.; Spiegel, DS (2013). «Об орбитах маломассивных спутников белых карликов и судьбах известных экзопланет». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 432 (1): 500–505. arXiv : 1211.1013 . Bibcode : 2013MNRAS.432..500N. doi : 10.1093/mnras/stt569 . S2CID  119227364.
  181. ^ Ди Стефано, Р.; Нельсон, ЛА; Ли, В.; Вуд, TH; Раппапорт, С. (1997). «Источники сверхмягкого рентгеновского излучения как предшественники типа Ia». В P. Ruiz-Lapuente; R. Canal; J. Isern (ред.). Термоядерные сверхновые. Серия NATO Science C: Математические и физические науки. Том 486. Springer. стр. 148–149. Bibcode : 1997ASIC..486..147D. doi : 10.1007/978-94-011-5710-0_10. ISBN 978-0-7923-4359-2.
  182. ^ Лопес де Оливейра, Р.; Брух, А.; Родригес, К. В.; де Оливейра, А. С.; Мукаи, К. (2020). "CTCV J2056-3014: слабый рентгеновский промежуточный полярный объект, скрывающий чрезвычайно быстро вращающийся белый карлик". Письма в Astrophysical Journal . 898 (2): L40. arXiv : 2007.13932 . Bibcode : 2020ApJ...898L..40L. doi : 10.3847/2041-8213/aba618 . S2CID  220831174.
  183. ^ Агилар, Дэвид А.; Пуллиам, Кристин (16 ноября 2010 г.). «Астрономы обнаружили слияние звездных систем, которые могут взорваться». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 9 апреля 2011 г. Получено 16 февраля 2011 г.
  184. ^ Агилар, Дэвид А.; Пуллиам, Кристин (13 июля 2011 г.). «Эволюционировавшие звезды, запертые в фаталистическом танце». Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. Архивировано из оригинала 15 июля 2011 г. Получено 17 июля 2011 г.
  185. ^ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). «Предсверхновая эволюция аккрецирующих белых карликов с вращением». Astronomy and Astrophysics . 419 (2): 623–644. arXiv : astro-ph/0402287 . Bibcode : 2004A&A...419..623Y. doi : 10.1051/0004-6361:20035822. S2CID  2963085.
  186. ^ Блинников, СИ; Репке, ФК; Сорокина, ЕИ; Гизелер, М.; Рейнеке, 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 . Bibcode : 2006A&A...453..229B. doi : 10.1051/0004-6361:20054594. S2CID  15493284.
  187. ^ abc Maoz, D.; Mannucci, F. (18 января 2012 г.). "Скорость сверхновых типа Ia и проблема предшественников: обзор". Publications of the Astronomical Society of Australia . 29 (4): 447–465. arXiv : 1111.4492 . Bibcode : 2012PASA...29..447M. doi : 10.1071/AS11052. ISSN  1448-6083.
  188. ^ ab Wang, Bo; Han, Zhanwen (1 июня 2012 г.). «Прародители сверхновых типа Ia». New Astronomy Reviews . 56 (4): 122–141. arXiv : 1204.1155 . Bibcode : 2012NewAR..56..122W. doi : 10.1016/j.newar.2012.04.001. ISSN  1387-6473.
  189. ^ Maoz, Dan; Mannucci, Filippo; Nelemans, Gijs (18 августа 2014 г.). «Наблюдательные ключи к предшественникам сверхновых типа Ia». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 52 (1): 107–170. arXiv : 1312.0628 . Bibcode : 2014ARA&A..52..107M. doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141031. ISSN  0066-4146.
  190. ^ О'Нил, Иэн (6 сентября 2011 г.). «Не замедляй белый карлик, ты можешь взорваться». Discovery Communications, LLC. Архивировано из оригинала 24 января 2012 г.
  191. ^ Гонсалес Эрнандес, JI; Руис-Лапуэнте, П.; Табернеро, HM; Монтес, Д.; Канал, Р.; Мендес, Дж.; Бедин, ЛР (2012). «Нет выживших эволюционировавших спутников прародителя SN 1006». Природа . 489 (7417): 533–536. arXiv : 1210.1948 . Бибкод : 2012Natur.489..533G. дои : 10.1038/nature11447. PMID  23018963. S2CID  4431391.
  192. ^ Краузе, Оливер и др. (2008). «Сверхновая Тихо Браге 1572 года как стандартный тип Ia, как показано в спектре светового эха». Nature . 456 (7222): 617–619. arXiv : 0810.5106 . Bibcode :2008Natur.456..617K. doi :10.1038/nature07608. PMID  19052622. S2CID  4409995.
  193. ^ de la Fuente Marcos, Raúl; de la Fuente Marcos, Carlos (2022). «Глубокие и быстрые пролеты Солнечной системы: спорный случай WD 0810-353». Astronomy & Astrophysics . 668 : A14. arXiv : 2210.04863 . Bibcode :2022A&A...668A..14D. doi :10.1051/0004-6361/202245020. ISSN  0004-6361. S2CID  252863734.
  194. ^ "Cataclysmic Variables". Информационный листок. Представьте себе Вселенную!. NASA Goddard. Архивировано из оригинала 9 июля 2007 года . Получено 4 мая 2007 года .
  195. ^ ab "Введение в катаклизмические переменные (CV)". Информационный листок. NASA Goddard. Архивировано из оригинала 6 февраля 2012 года . Получено 4 мая 2007 года .
  196. ^ Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P. (апрель 2012 г.). «Знай свое окружение: подробный модельный анализ атмосферы близких белых карликов». Приложение к Astrophysical Journal . 199 (2): 35. arXiv : 1202.5581 . Bibcode : 2012ApJS..199...29G. doi : 10.1088/0067-0049/199/2/29. S2CID  118304737. 29.
  197. ^ Delfosse, Xavier; et al. (апрель 1999). «Новые соседи. I. 13 новых спутников близких М-карликов». Астрономия и астрофизика . 344 : 897–910. arXiv : astro-ph/9812008 . Bibcode : 1999A&A...344..897D.
  198. ^ "Скалистые экзопланеты еще более странные, чем мы думали" . Получено 2 декабря 2021 г.
  199. ^ "Космический "Паук" оказался источником мощных гамма-лучей" . Получено 13 декабря 2022 г. .
  200. ^ "Гражданский ученый лидирует в открытии 34 сверххолодных карликовых бинарных систем с использованием архива NOIRLab NSF" . Получено 16 декабря 2022 г. .

Внешние ссылки и дополнительная литература

На Викискладе есть медиафайлы по теме Белые карлики .

Общий

Физика

Изменчивость

Магнитное поле

Частота

Наблюдательный

Изображения