Войти
Изображение Сириуса A и Сириуса B снято космическим телескопом Хаббл. Сириус B, белый карлик, можно увидеть как слабую точку в нижнем левом свете намного яркого Сириуса А. A белого карлика, также называемого выродившимся карликом, представляет собой остаток ядра звезды, состоящий в основном из электронно-вырожденной материи. Белый карлик очень плотный : его масса сравнима с массой Солнца, а его объем сравним с Землей. Слабая светимость белого карлика возникает из-за излучения накопленной тепловой энергии ; в белом карлике не происходит слияния. Ближайший из известных белых карликов - Сириус B в 8,6 световых элементах, меньший компонент двойной звезды Сириус . В настоящее время считается, что среди сотен ближайших к Солнцу звездных систем восемь белых карликов. Необычная слабость белых карликов была впервые обнаружена в 1910 году. Название «белый карлик» было придумано Виллемом Лейтеном в 1922 году.
Белые карлики считаются последним эволюционным состоянием звезд, масса недостаточно высока, чтобы стать нейтронной звездой, что составляет около 10 масс Солнца. Это включает более 97% других звезд в Млечном Пути. После окончания периода слияния водорода - у звезды следовать с низкой или средней массой такая звезда такая звезда расширится до красного гиганта, во время которого он плавит гелий с углеродом и кислородом в своем ядре с помощью процесса тройного альфа. Если красный гигант имеет недостаточную массу для создания температуры, необходим для плавления углерода (около 1 миллиарда К), в его центре будет накапливаться инертная масса углерода и кислорода. После того, как такая звезда сбросит свои внешние слои и формирует планетарную туманность, она оставит после себя ядро, которое является остатком белого карлика. Обычно белые карлики состоят из углерода и кислорода. Если масса предшественника составляет от 8 до 10,5 солнечных масс (M☉ ), внутренняя температура будет достаточно для плавления углерода, но не неона, в этом случае кислород-неон- магний может образоваться белый карлик. Звезды очень малой массы не могут синтезировать гелий, поэтому гелиевый белый карлик может образоваться из-за потерь массы в двойных системах.
Материал в белом карлике больше не подвергается термоядерным реакциям, поэтому у звезды нет источника энергии. В результате он не может поддерживать себя за счет тепла, выделяемого при синтезе, против гравитационного коллапса, но поддерживается только давлением вырождения электронов, что делает его очень плотным. Физика вырождения дает максимальную массу не вращающегося белого карлика, предел Чандрасекара - примерно 1,44 умноженное на M☉ - выше которого он может поддерживаться давлением вырождения электронов. Углеродно-кислородный белый карлик, который приближается к этому пределу массы, обычно за счет массопереноса от звезды-компаньона, может взорваться как сверхновая типа Ia с помощью процесса, известного как детонация углерода ; SN 1006 считается известным примером.
Белый карлик в момент формирования очень горячий, но у него нет источника энергии, он постепенно остывает, излучая свою энергию. Это означает, что это означает его излучение, которое имеет очень высокую цветовую температуру , со временем будет уменьшаться и краснеть. Через очень долгое время белый карлик остынет, его материал начинает кристаллизоваться, начиная с ядра. Низкая температура звезды означает, что она больше не будет значительно увеличивать количество тепла или света и превратится в холодный черный карлик. Время, необходимое время белому карлику для этого состояния, по расчетам достижения текущего возраст вселенной (примерно 13,8 миллиарда лет), считается, что черных карликов еще не существует. Самые старые белые карлики все еще излучают при температуре в несколько тысяч кельвинов.
Первый белый d Варф обнаружен в тройной звездной системе из 40 Эридани, которая содержит относительно яркую звезду главной последовательности 40 Эридана A, вращсяся вокруг области по более близкой двойной системе белого карлика 40 Eridani B и главной красного карлика 40 Eridani C. Пара 40 Eridani B / C была обнаружена Уильямом Гершелем 31 января 1783 года. В 1910 году Генри Норрис Рассел, Эдвард Чарльз Пикеринг и Уильямина Флеминг обнаружил, что, несмотря на то, что она была тусклой звездой, 40 Эридана B содерж спектральный класс A, или белую. В 1939 году Рассел вспомнил об открытии:
Я был в гостях у моего друга и щедрого благотворителя, профессора Эдварда К. Пикеринга. С присущей ему добротой он вызвался их спектры всех звезд, которые наблюдались в наблюдениях звездного параллакса, которые мы с Хинксом провели в Кембридже. Эта, по-видимому, рутинная работа оказалась очень плодотворной - она привела к открытию, что все звезды очень слабой величиной принадлежали к спектральному классу M. В разговоре на эту тему (насколько я абсолютная помню).., не в моем списке, представнув, в частности, 40 Эридани Б. Характерно, что он отправил записку в офис обсерватории, и вскоре пришел ответ (я думаю, от миссис Флеминг), что спектр этой звезды - А. Я знал достаточно даже в эти палеозойские дни, чтобы сразу понять, что существует крайнее несоответствие между тем, что мы тогда назвали бы «возможными» значениями поверхностной яркости и плотности. Я должен показать, что было не только озадачено, но и удручен этим исключением из того, что было очень красивым правилом звездных характеристик; но Пикеринг улыбнулся мне и сказал: «Именно эти ведут к прогрессу в наших знаниях», и так белые карлики вошли в сферу изучения!
Спектральный тип 40 Эридани Б был официально описан в 1914 году, автор Уолтер Адамс.
Следующим должен был быть обнаружен белый карлик, компаньон Сириуса, Сириус Б. В течение девятнадцатого позиционного измерения измерения стали точных, чтобы измерить небольшие изменения их местоположения. Фридрих Бессель использовал измерения положения, чтобы определить, что звезды Сириус (α Canis Majoris) и Процион (α Canis Minoris) периодически меняли свое положение. В 1844 году он предсказал, что у американских звезд есть невидимые спутники:
Если бы мы считали Сириус и Проционными двойными звездами, изменение их движения не удивило бы нас; Мы должны признать их необходимыми. Но свет не является реальной собственностью массы. Существование бесчисленных видимых звезд не может доказать существование бесчисленных невидимых звезд.
Бессель оценил период существования спутника Сириуса примерно в полвека; С. А.Ф. Петерс вычислил его орбиту в 1851 году. Только 31 января 1862 года Алван Грэм Кларк наблюдал ранее невидимую звезду рядом с Сириусом, позже идентифицированную как предсказанный спутник. Уолтер. Адамс объявил в 1915 году, что он обнаружил, что он обнаружил, что спектр Сириуса B аналогичен спектру Сириуса.
В 1917 году Адриан ван Маанен открыл Звезду Ван Маанена, изолированный белый карлик. Эти три белых карлика, обнаруженные первыми, являются так называемыми классическими белыми карликами. В конце концов, было обнаружено много слабых белых звезд с высоким собственным движением, что указывает на то, что их можно было заподозрить в качестве звезд с низкой светимостью, близких к Земле, и, следовательно, белых карликов. Виллем Лютен, по-видимому, был первым, кто использовал термин Белый карлик, когда исследовал этот класс звезд в 1922 году; позже этот термин популяризировал Артур Стэнли Эддингтон. Несмотря на эти подозрения, первый неклассический белый карлик не был окончательно идентифицирован до 1930-х годов. К 1939 году было обнаружено 18 белых карликов. Лютен и другие продолжали поиски белых карликов в 1940-х годах. К 1950 году было известно более сотни, а к 1999 году было известно более 2000. С тех пор Sloan Digital Sky Survey обнаружил более 9000 белых карликов, в основном новых.
Диаграмма Герцшпрунга - Рассела Спектральный тип Коричневые карлики Белые карлики Красные карлики Субкарлики Основная последовательность. (« карлики ») Субгиганты Гиганты Яркие гиганты Сверхгиганты Гипергиганты абсолютное. magni-. tude. (MV) Хотя известны белые карлики с расчетной массой от 0, 17 M☉до 1,33 M☉, распределение масс составляет сильный пик на уровне 0,6 M☉, и в основном лежит между 0,5 и 0,7 M☉. Оценочные радиусы наблюдаемых белых карликов обычно составляют 0,8–2% от радиуса Солнца ; это сравнимо с радиусом Земли примерно 0,9% солнечного радиуса. Таким образом, белый карлик имеет массу, сопоставимую с массой Солнца, в объеме, который обычно в миллион раз меньше солнечного; поэтому средняя плотность вещества в белом карлике должна быть в 1000000 больше, чем средняя плотность Солнца, или примерно 10 г / см, или 1 тонна на кубический сантиметр. Типичный белый карлик имеет плотность от 10 до 10 г / см. Белые карлики состоят из одних из самых плотных известных форм материи, которые превосходят другие компактные звезды, такие как нейтронные звезды, кварковые звезды (гипотетически) и черные дыры.
Белые карлики оказались плотными вскоре после их открытия. Если звезда находится в двойной системе , как в случае с Сириусом B или 40 Eridani B, ее массу можно оценить по наблюдениям орбиты двойной системы. Это было сделано для Сириуса B к 1910 году, что дало оценку массы 0,94 M☉, что хорошо согласуется с более современной оценкой 1,00 M☉. Более горячие тела излучают больше энергии, чем более холодные, поверхностную яркость звезды можно оценить по ее эффективной температуре поверхности и по ее спектру. Если до звезды известно, можно также оценить ее абсолютную светимость. По абсолютной светимости и расстоянию до расстояния до поверхности звезды и ее можно радиус. Рассуждения такого рода привести к осознанию, озадаченному астрономами того времени, что Сириус B и 40 Эридана B должны быть очень плотными. Когда Эрнст Эпик оценил плотность ряда визуальных двойных звезд в 1916 году, он обнаружил, что 40 Эридани B имели плотность более чем в 25000 раз больше плотности Солнца, которая была настолько высокой. что он назвал это «невозможным». Как Артур Стэнли Эддингтон позже в 1927 году сказал:
Мы узнаем о звездах, получая и интерпретируя сообщения, которые приносят нам их свет. Послание спутника Сириуса, когда оно было расшифровано, гласило: «Я составлен из материала, в 3000 более плотного, чем все, с чем вы когда-либо сталкивались; тонна моего материала была бы маленьким самородком, который можно было бы положить в спичечный коробок ». Что можно ответить на такое сообщение? Ответ, который большинство из нас сделали в 1914 году, был: «Заткнись. Не говори ерунды ».
Как указатель Эддингтон в 1924 году, плотности этого подразумевали, что, согласно теории общей теории относительности, свет от Сириуса B должен быть гравитационно смещен в красную область. Это было подтверждено, когда Адамс измерил это красное смещение в 1925 году.
| Материал | Плотность в кг / м | Примечания |
|---|---|---|
| Вода (пресная) | 1000 | При STP |
| Осмий | 22,610 | Около комнатной температуры |
| Ядро Солнца | c. 150 000 | |
| Белый карлик | 1 × 10 | |
| Атомные ядра | 2.3 × 10 | Не сильно зависит от размера ядра |
| Ядро нейтронной звезды | 8,4 × 10 - 1 × 10 | |
| Черная дыра | 2 × 10 | Критическая плотность черной дыры земной массы |
Такие плотности возможны, потому что материал белого карлика не состоит из элементов, соединенных химическими связями, а скорее состоят из плазмы несвязанных ядер и электронов. Поэтому нет никаких препятствий для размещения ядер ближе, чем это обычно используется электронными орбиталями, ограниченными нормальными материей. Эддингтон задавался вопросом, когда эта плазма остынет и энергия для ионизации атома станет недостаточным. Этот парадокс разрешил Р. Х. Фаулер в 1926 году, применив недавно разработанную квантовую механику. Правилами подчиняются принципу исключения Паули, никакие два электрона могут занимать одно и то же состояние, и они должны подчиняться статистике Ферми - Дирака, также введенной в 1926 г. году для определения статистического размера частиц, удовлетворяющего принципу исключения Паули. Следовательно, при нулевой температуре электроны не могут все занимать состояние с самой низкой энергией или основание ; некоторые из них были бы занять состояния с более высокой энергией, образуя полосу состояний с наименьшей доступной энергией, море Ферми. Это состояние электронов, называемое вырожденным, означало, что белый карлик мог охладиться до нулевой температуры и по-прежнему обладать высокой энергией.
Сжатие белого карлика увеличит количество электронов в данном объеме. Применение принципа исключения Паули увеличит кинетическую энергию электронов, тем самым увеличив давление. Это давление электронного вырождения поддерживает белый карлик против гравитационного коллапса. Давление зависит только от плотности, а не от температуры. Вырожденное вещество относительно сжимаемо; Это означает, что плотность карлика большой массы намного больше, чем плотность карлика малой массы.
Существование предельной массы то, что ни один белый карлик не может превзойти, не коллапсировав в нейтронную звезду, еще одним следствием поддержки электронного вырождения. Такие предельные массы были рассчитаны для случаев идеализированной звезды постоянной плотности в 1929 г. Вильгельмом Андерсоном и в 1930 г. Эдмундом К. Стоунером. Это значение было скорректировано с учетом гидростатического равновесия для профиля плотности, и известное в настоящее время значение было впервые опубликовано в 1931 году Субраманяном Чандрасекаром в его статье «Максимальная масса идеальных белых карликов». Для невращающегося белого карлика он равен 5,7 M☉/μe, где μ e - это средняя молекулярная масса на электрон звезды. Из-за того, что используют пластмасно-кислородный белый карлик, оба имеют атомный номер, равный квадратный номер атомной массы, следует принять μ e равно 2 для такой звезды, что приводит к обычно цитируемому значению 1,4 M☉. Чандрасекарил средний молекулярный вес на электрон μ e, равный 2,5, что дает предел 0, в начале 20 века. 91 M☉.) Вместе с Уильямом Альфредом Фаулером Чандрасекхар получил Нобелевскую премию за эту и другие работы в 1983 году. Предел массы теперь называется Предел Чандрасекара.
Если бы белый карлик превысил предел Чандрасекара и ядерные реакции не произошло давление, оказанное электронами, больше не могло бы уравновесить силу, и он схлопнется в более плотный объект, называемый нейтронной гравитации. Углеродно-кислородные белые карлики , аккрецирующие массы от соседней звезды, претерпевают неконтролируемую реакцию ядерного синтеза, которая приводит к взрыву сверхновой типа Ia, при котором белый карлик может быть уничтожен, прежде чемнет предельная масса.
Новое исследование показывает, что многие белые карлики - по крайней мере, в некоторых типах галактик этому не приблизиться к пределу в результате 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 рентгеновское излучение, производимое этими галактиками, в 30-50 раз меньше, чем ожидается, которое будет производиться сверхновыми звездами типа Ia этой галактики, поскольку вещество аккрецируется на белом карлике из его окружающий товарищ. Был сделан вывод, что не более 5% сверхновых в таких галактиках могут быть созданы в процессе аккреции на белые карлики. Значение этого открытия заключается в том, что могут быть два типа сверхновых, что может означать, что предел Чандрасекара не всегда может применяться при определении того, когда белый карлик становится сверхновым, учитывая, что два сталкивающихся белых карлика могут иметь диапазон масс. Это, в свою очередь, затруднило бы попытки использовать взрывающиеся белые карлики в качестве стандартных свечей при определении расстояний.
Белые карлики имеют низкую светимость и поэтому занимают полосу внизу диаграмма Герцшпрунга – Рассела, график зависимости светимости звезды от цвета или температуры. Их не следует путать с объектами с низкой светимостью на маломассивном конце главной последовательности, такими как соединяющиеся с водородом красные карлики, ядра которых частично поддерживаются тепловым давлением или даже более низкотемпературными коричневыми карликами.
Связь между массой и радиусом белых карликов может быть получена с использованием аргумент минимизации энергии. Энергия белого карлика может быть приблизительно равна сумме его гравитационной потенциальной энергии и кинетической энергии. Гравитационная потенциальная энергия единицы массы белого карлика, E g, будет порядка −GM ∕ R, где G - гравитационная постоянная, M - масса белого карлика, а R - его радиус.
Кинетическая энергия единицы массы, E k, будет в первую очередь определяться движением электронов, так что это будет примерно N p ∕ 2m, где p - средний импульс электрона, m - масса электрона, а N - количество электронов на единицу массы. Поскольку электроны вырождены, мы можем оценить p как величину порядка неопределенности импульса, Δp, заданную принципом неопределенности, который говорит, что Δp Δx порядка приведенной постоянной Планка, ħ. Δxбудет порядка среднего между электронами, которое будет приблизительно равно n, то есть обратной величине кубического корня из числовой плотности электронов в единице объема. Так как в белом карлике N · M электронов, где M - масса звезды, а ее объем порядка R, n будет порядка NM ∕ R.
Решение кинетической энергии на единицу массы, E k, находим, что
Белый карлик будет в состоянии равновесия когда его полная энергия E g + E k минимизирована. На этом кинетическом этапе их потенциальные энергии должны быть сопоставимы, поэтому вывести грубое соотношение масса-радиус, приравняв величиной:
Решение этого для радиуса R дает
Удаление N, которое зависит только от состава белого карлик, и универсальные константы оставляют нам связь между массой и радиусом:
то есть радиус белый карлик обратно пропорционален кубическому корню из его массы.
в этом анализе используется нерелятивистская формула для кинетической энергии p ∕ 2m, он является нерелятивистским. Если мы хотим проанализировать ситуацию, когда скорость электрона в белом карлике близка к скорость света, c, мы должны заменить p ∕ 2m крайним релятивистским приближением p c для кинетической энергии. С этой заменой мы находим
Если мы приравняв это к величине E g, мы обнаружим, что R выпадает, и масса M вынуждена быть
Радиус - масса отношений для модельного белого карлика. M limit обозначается как M Ch. Чтобы интерпретировать этот результат, заметьте, как мы добавляем массу к белому карлику, его радиус будет уменьшаться, поэтому по принципу неопределенности, импульса и, следовательно, скорости, его электронов увеличится. Когда эта скорость приближается к c, экстремальный релятивистский анализ становится более точным, а это означает, что масса M белого карлика должна приближаться к предельной массе M limit. Следовательно, ни один белый карлик не может быть тяжелее предельной массы M предел, или 1,4 M☉.
Для более точного вычисления зависимости масса-радиус и предельной массы карлика необходимо вычислить уравнение состояния, которое имеет связь между плотностью и давлением в материале белого карлика. Если плотность и давление равны функциям радиуса от центра звезды, система уравнений, состоящая из уравнения гидростатики вместе с уравнением, может быть решена для определения структуры белого карлика в равновесии. В нерелятивистском случае мы все равно обнаружим, радиус обратно пропорционален кубическому корню из массы. Релятивистские поправки изменят результат так, что радиусом 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 изменяется с массой для нерелятивистской (синяя кривая) и релятивистской (зеленая кривая) моделей белого карлика. Обе модели рассматривают белый карлик как холодный ферми-газ в гидростатическом равновесии. Средняя молекулярная масса на электрон, μ e, была установлена равной 2. Радиус измеряется в стандартных систематах, а масса - в солнечных массах.
Все эти вычисления предполагают, что белый карлик не вращается. Если белый карлик вращается, уравнение гидростатического равновесия необходимо изменить, чтобы учесть центробежную псевдосилу , включающую при работе во вращающейся раме. Для равномерно вращающегося белого карлика предельная масса увеличивается незначительно. Если звезде вращаться неравномерно и пренебречь вязкостью, то, как указывал Фред Хойл в 1947 году, не существует предела массы, для которой это возможно. чтобы модельный белый карлик находился в статическом равновесии. Не все эти модельные звезды будут динамически стабильными.
Вырожденное вещество, составляющее основную часть белого карлика, имеет очень низкий уровень непрозрачность, поскольку для любого большого фотона требуется, чтобы электрон перешел в более высокое пустое состояние, это может быть невозможно, поскольку энергия фотона может не соответствовать квантовым состояниям, доступным этому электрону, следовательно, радиационная теплопередача внутри белого карлика мала; однако он имеет высокую теплопроводность. В результате внутри белого карлика поддерживается постоянная температура, приблизительно 10 К. Внешняя оболочка из невырожденной материи охлаждается примерно от 10 К до 10 К. Эта материя излучается примерно как черное тело. Белый карлик остается видимым в течение долгого времени, поскольку его большая внутренняя масса составляет 10 К, но не может излучать через свою обычную материальную оболочку.
Видимое излучение, излучаемое белыми карликами, распространяется в широком диапазоне цветов, от сине-белого цвета звезды O-типа главной следит до красного цвета красного карлика M-типа . Белый карлик эффективная температура поверхности простирается от более 150 000 К до чуть менее 4000 К. В соответствии с законом Стефана - Больцмана светимость в соответствии с классом температуры поверхности; этот диапазон температуры соответствует светимости от более чем в 100 раз солнечной до менее ⁄ 10,000 светимости Солнца. Горячие белые карлики с температурой поверхности, превышающей 30 000 К, по наблюдениям, являются источниками мягкого (то есть более низкоэнергетического) рентгеновского излучения. Это позволяет изучать состав и структуру их атмосфер с помощью мягких рентгеновских и экстремальных ультрафиолетовых наблюдений.
Белые карлики также излучают нейтрино через Urca процесс.
Сравнение белого карлика IK Pegasi B (в центре), его компаньона класса A IK Pegasi A (слева) и Солнца (справа). Этот белый карлик имеет температуру поверхности 35 500 К. Как объяснил Леон Местель в 1952 году, если белый карлик не аккрецирует материю от звезды-компаньона или другого источника, его излучение исходит от накопленного тепла, которое не пополняется. У белых карликов очень малая площадь поверхности для излучения тепла. Когда белый карлик охлаждается, температура его поверхности уменьшается, которое он излучает, краснеет, а его светимость уменьшается. Белый свет картера не имеет другого стока энергии, кроме излучения, его охлаждение замедляется. Скорость охлаждения была оценена для белого карлика из углерода 0,59 M☉с атмосферой водорода. После первоначального охлаждения примерно 1,5 миллиарда лет до температуры поверхности 7140 К, охлаждение еще примерно на 500 кельвинов до 6590 К занимает около 0,3 миллиарда лет, но следующие два шага - около 500 кельвинов (до 6030 К и 5550 К) - сначала 0,4, а затем 1,1 миллиарда лет.
Большинство американских белых карликов имеют относительно высокие температуры поверхности, от 8000 K до 40000 K. Однако белый карлик проводит большую часть своей жизни при более низких температурах, чем при более высоких температурах, поэтому следует ожидать, что холодных белых карликов. больше, чем горячих белых карликов. Как только мы скорректируем эффект выбора , что более горячие, более светящиеся белые карлики наблюдаются, мы действительно обнаруживаем, что уменьшение исследуемого диапазона температур приводит к обнаружению большего количества белых карликов. Эта тенденция прекращается, когда мы достигаем режима холодных белых карликов; Наблюдается несколько белых карликов с температурой поверхности ниже 4000 К, один из самых холодных из наблюдаемых до сих пор, WD 0346 + 246, имеет температуру поверхности примерно 3900 К. Причина этого в том, что возраст Вселенной конечно; Белым карликам не хватило времени остыть ниже этой температуры. Таким образом, функция светоотдачи белого карлика может быть установка для определения времени, когда звезды начали формироваться в определенной области; оценка возраста нашего диска Галактики, найденного таким образом, составляет 8 миллиардов лет. Белый карлик в конечном итоге через множество триллионов превратится в неизлучающий черный карлик в приблизительном тепловом равновесии со своим окружением и с космическим фоновым излучением. Считается, что черных карликов еще не существует.
Последовательность охлаждения белых карликов, наблюдаемая миссией ESA Gaia Хотя белый материал карлика изначально является плазмой - жидкостью, состоящей из ядер и электроны - в 1960-х годах было теоретически предсказано, что на поздней стадии охлаждения он должен кристаллизоваться, начиная с его центра. Считается, что кристаллическая структура представляет собой объемно-центрированную кубическую решетку. В 1995 г. было высказано предположение, что астросейсмологические наблюдения пульсирующих белых карликов послужили потенциальной проверкой теории кристаллизации, а в 2004 г. были проведены наблюдения, которые предполагали примерно 90% BPM 37093 кристаллизовалось. Другая работа дает кристаллическую массовую долю от 32% до 82%. Источник энергии, которая задерживает его охлаждение, показывает, что ядро белого карлика подвергается кристаллизации в твердой фазу. Этот эффект впервые был подтвержден в 2019 году после идентификации в охлаждающей системе из более чем 15000 белых карликов, наблюдаемых со спутника Gaia.
Гелиевые белые карлики с малой массой (масса < 0.20 M☉), часто называемые «белыми карликами чрезвычайно малой массы, ELM WD», образуются в двойных системах. В результате их богатого водородом оболочек остаточное горение водорода в цикле CNO может поддерживать эти белые карлики в течение длительного времени. Кроме того, они находятся в стадии раздутого прото-белого карлика до 2 млрд лет, прежде чем достигнута трека охлаждения.
Художественное впечатление от Система WD J0914 + 1914. Хотя считается, что большинство белых карликов состоит из углерода и кислорода, спектроскопия обычно показывает, что излучаемый ими свет исходит из атмосферы, в которой преобладает либо водород, либо гелий. Доминирующий элемент обычно по крайней мере в 1000 раз более распространен, чем все другие элементы. Как объяснил Шацман в 1940-х годах, считается, что высокая поверхностная гравитация обеспечивает эту чистоту за счет гравитационного разделения атмосферы, так что тяжелые элементы находятся внизу, а легкие - вверху. Считается, что эта атмосфера, единственная видимая нам часть белого карлика, является верхом оболочки, которая является остатком оболочки звезды в фазе AGB и может также содержать материал, образовавшийся от межзвездная среда. Считается, что оболочка состоит из богатого гелием слоя с массой не более 1/ 100 полной массы звезды, который, если в атмосфере преобладает водород, перекрывается богатым водородом слоем. с массой примерно ⁄ 10,000 полной массы звезды.
Хотя эти внешние слои тонкие, они определяют тепловую эволюцию белого карлика. Вырожденные электроны в объеме белого карлика хорошо проводят тепло. Таким образом, большая часть массы белого карлика имеет почти одинаковую температуру (изотермический ), и к тому же он горячий: белый карлик с температурой поверхности от 8000 до 16000 К будет иметь внутреннюю температуру примерно от 5000000 К. и 20 000 000 К. Белый карлик не охлаждается очень быстро только из-за непрозрачности его внешних слоев для излучения.
| Основные и вторичные особенности | |
|---|---|
| A | присутствуют линии H |
| B | линии He I |
| C | Непрерывный спектр; нет линий |
| O | Линии He II, сопровождаемые линиями He I или H |
| Z | Линии металлов |
| Q | Наличие линий углерода |
| X | Неясный или неклассифицируемый спектр |
| Только второстепенные особенности | |
| P | Магнитный белый карлик с обнаруживаемой поляризацией |
| H | Магнитный белый карлик без обнаруживаемой поляризации |
| E | Имеются эмиссионные линии |
| V | Переменная |
Первая попытка классифицировать спектры белых карликов была предпринята Г. П. Койпер в 1941 году, и с тех пор были предложены и использовались различные схемы классификации. Система, используемая в настоящее время, была представлена Эдвардом М. Сионом, Джесси Л. Гринштейном и их соавторами в 1983 году и впоследствии несколько раз пересматривалась. Он классифицирует спектр по символу, который состоит из начальной буквы D, буквы, описывающей основную характеристику спектра, за которой следует необязательная последовательность букв, описывающая второстепенные характеристики спектра (как показано в соседней таблице), и номер температурного индекса., рассчитывается делением 50 400 К на эффективную температуру. Например:
Символы «?» и ":" также инет, если правильная классификация не определена.
Белые карлики, чья первичная спектральная классификация - DA, атмосфера с преобладанием водорода. Они самых, примерно 80% всех наблюдаемых белых карликов. Следующим по количеству классом являются БД, примерно 16%. Горячий, выше 15 000 К, класс DQ (примерно 0,1%) имеет атмосферу с преобладанием углерода. Те, которые классифицируются как DB, DC, DO, DZ и cool DQ, создают атмосферу с преобладанием гелия. Если предположить, что углеродные металлы отсутствуют, то видимая спектральная классификация зависит от эффективной температуры. В диапазоне примерно от 100 000 К до 45 000 спектр будет классифицирован как DO, в котором преобладает однократно ионизированный гелий. От 30 000 K до 12 000 K будет спектр DB, показывающий линию нейтрального гелия, а примерно 12 000 K будет безликим и классированным как DC.
Молекулярный водород (H2 ) был обнаружен в спектры атмосферных белых карликов.
Около 25–33% белых карликов имеют линии металлов в своих спектрах, что примечательно, потому что любые тяжелые элементы в белом карлике должны погрузиться в недра звезды всего за небольшую часть времени жизни звезды. Преобладающее объяснение существования богатых металлами белых карликов состоит в том, чтобы они образовали скалистые планетезимали. Объемный состав наросшего объекта можно определить по прочности металлических линий. Например, исследование белого карлика Ton 345 в 2015 году пришло к выводу, что содержание в нем металлов согласуется с содержанием металлов на дифференцированной скалистой планете, мантия которой была размыта ветром родительской звезды во время ее фазы асимптотической гигантской ветви.
Магнитные поля в белых карликах силой на поверхности c. 1 миллион гаусс (100 тесла ) были предсказаны П. М.С. Блэкетт в 1947 году как следствие предложенного им физического закона, который гласил, что незаряженное вращающееся тело должно генерировать магнитное поле, пропорциональное его угловому моменту. Этот предполагаемый закон, иногда называемый эффектом Блэкетта, никогда не был общепринятым законым, и к 1950-м год даже Блэкетт почувствовал, что он был опровергнут. В 1960-х годах было высказано предположение, что белые карлики могут иметь магнитные поля из-за общего поверхностного потока , который существовал в фазе звезды-прародителя. Поверхностное магнитное поле c. Таким образом, 100 гаусс (0,01 Тл) звезды-прародителя стали бы поверхностным магнитным полем с. 100 · 100 = 1 миллион гаусс (100 Тл) после уменьшения радиуса звезды в 100 раз. Первым магнитным белым карликом, который был обнаружен, 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 хозяин магнитного поля по его излучению циркулярно поляризованного света. Считается, что его поверхностное поле составляет приблизительно 300 миллионов гаусс (30 кТл).
С 1970 года магнитные поля были обнаружены в более чем 200 белых карликах в диапазоне от 2 × 10 до 10 гаусс (от 0,2 Тл до 100 кТ). Большое количество известных белых карликов позволяет выявить магнитное поле в 1 мегагаусс или более. Таким образом, основной процесс идентификации также иногда приводит к обнаружению магнитных полей. Было подсчитано, что не менее 10% белых карликов имеют поля более 1 миллиона гаусс (100 Тл).
Был идентифицирован сильно намагниченный белый карлик в двойной системе AR Scorpii в 2016 году как первый пульсар, в котором компактный объект представляет собой белый карлик вместо нейтронной звезды.
Магнитные поля в белом карлике для существования нового типа химической связи, перпендикулярной парамагнитной связи, в дополнение к ионной и ковалентной связи, в результате чего изначально была описана «намагниченная материя» в исследовании, опубликованном в 2012 году.
| DAV (GCVS : ZZA) | DA спектральный класс, имеющий только водород линии поглощения в своем спектре |
| DBV (GCVS: ZZB) | Спектральный тип DB, имеющий только гелиевые линии обладает в своем спектре |
| GW Vir (GCVS: ZZO) | Атмосфера в основном C, He и O; может быть разделен на DOV и PNNV звезды |
Ранние расчеты предполагали, что могут быть белые карлики, светимость которые изменяются с периодом около 10 секунд, но поиски в 1960-х годах этого не появлялась. Первым найденным переменным белым карликом был HL Tau 76 ; в 1965 и 1966 годах, и наблюдалось изменение с периодом примерно 12,5 минут. Причина того, что этот период больше, чем прогнозировалось, заключается в том, что изменчивость HL Tau 76, как и других известных пульсирующих белых карликов, возникает из-за нерадиальных пульсаций гравитационной волны. Известные типы пульсирующих белых карликов, включая звезды DAV или ZZ Ceti, включая HL Tau 76, с преобладающей водородной атмосферой и спектральным классом DA; DBV, или V777 Her, звезды с гелиевым преобладанием атмосферы и спектральным классом DB; и звезды GW Vir, иногда подразделяемые на звезды DOV и PNNV, в атмосфере преобладают гелий, углерод и кислород. Звезды GW Vir не имеют строго, строго говоря, белыми карликами, но представляют собой звезды, которые находятся в позиции на диаграмме Герцшпрунга-Рассела между ветвью асимптотических гигантов и областью белого карлика. Их можно назвать предбелыми карликами. Все эти переменные демонстрируют небольшие (1–30%) изменения светового потока, обеспечивающие в результате суперпозиции колебательных мод с периодами от сотен до тысяч секунд. Наблюдение за этими вариациями дает астросейсмологические свидетельства внутреннего строения белых карликов.
Считается, что белые карлики предоставляют собой конечную точку звездной эволюции для звездной последовательности с массами примерно от 0,07 до 10 M☉. Состав создаваемого белого карлика будет зависеть от начальной массы звезды. Современные галактические модели предполагают, что галактика Млечный Путь в настоящее время содержит около десяти миллиардов белых карликов.
Если масса звезды стандартной меньше примерно на половину a солнечной массы, он никогда не станет достаточно горячим, чтобы сплавить гелий в своем ядре. Считается, что за время жизни превратится в синий карлик и закончится его эволюция, такая звезда со временем сожжет весь свой водород (около 13,8 миллиарда лет) гелиевый белый карлик, состоящий в основном из ядер гелия-4. Из-за того, что этот процесс занимает очень много времени, не установлено, что он получил наблюдаемых гелиевых белых карликов. Скорее, они считаются убытками массы в двойных системах или потерями из-за большого спутника планеты.
Если масса основная - звезда следует находится между 0,5 и 8 M☉, как наше солнце, ее ядро станет достаточно горячим, чтобы сплавить гелий в углерод и кислород с помощью процесса тройного альфа, но он никогда не станет достаточно горячим, чтобы сплавить углерод в неон. Ближе к концу периода, в течение которого она подвергается реакциям термоядерного синтеза, такая звезда будет иметь углеродно-кислородное ядро, которое не подвергается реакциям термоядерного синтеза, окруженная внутренней оболочкой, горящей гелием, и внешней оболочкой, сжигающей водород. На диаграмме Герцшпрунга - Рассела он находится на асимптотической ветви гигантов. Затем он вытеснит большую часть своего внешнего материала, создаваемая планетарная туманность, пока не останется только углеродно-кислородное ядро. Этот процесс ответственен за углеродно-кислородные белые карлики, которые образуют подавляющее большинство наблюдаемых белых карликов.
Если звезда достаточно массивна, ее ядро в конечном итоге станет достаточно горячими, чтобы сплавить углерод с неоном, а сплавить неон с железом. Такая звезда не станет белым карликом, потому что масса ее центрального, не сплавляющегося ядра, поддерживаемая давление вырождения электронов, в итоге превысит максимально возможную массу, поддерживаемую вырождения. В этот момент ядро звезды схлопнется в виде сверхновой с коллапсом ядра, которая оставит после себя остаток нейтронной звезды, черная дыра или, возможно, более экзотическая форма компактной звезды. Некоторые звезды ведут, от 8 до 10 M☉, хотя и достаточно массивные, чтобы сплавить углерод с неоном и магнием, могут быть недостаточно массивными, чтобы сплавить неон. Такая звезда может оставить остаток белого карлика, состоящего в основном из кислорода, неона и магния, при условии, что ее ядро не коллапсирует, и при условии, что синтез не действовать так сильно, чтобы взорвать звезду в сверхновой. Хотя было идентифицировано несколько белых карликов, которые могут быть к этому типу различных доказательств их существования исходит от новых, называемых ONeMg или неоновых новых. Спектры этих новых демонстрируют изобилие неона, магния и других элементов промежуточной массы, которые, по-видимому, можно объяснить только аккрецией вещества на белый карлик кислород-неон-магний.
Сверхновая типа Iax, в которой происходит аккреция гелия белым карликом, была предложена в качестве канала для преобразования этого типа звездного остатка. В этом случае углеродная детонация, производимая сверхновой типа Ia, слишком слаба, чтобы уничтожить белый карлик, выбрасывая лишь небольшую часть его массы в виде выброса, но производит асимметричный взрыв, который отбрасывает звезду, часто известная как звезда-зомби, до высоких скоростей сверхскоростной звезды. Материя, обработанная в результате неудачной детонации, повторно аккрецируется белым карликом, причем самые тяжелые элементы, такие как железо, падают в его ядро, где они накапливаются. Эти белые карлики и кристаллизоваться быстрее, чем они.
Воспроизвести Художественная концепция старения белых карликов Белый карлик после образования стабилен и будет продолжать охлаждение почти бесконечно, в конечном итоге превратившись в черный карлик. Предполагая, что Вселенная продолжает расширяться, закон, что через 10–10 лет галактики испарятся, поскольку их звезды уйдут в межгалактическое пространство. Белые карлики, как правило, проходят через галактическую дисперсию, хотя случайные столкновения между белыми карликами могут привести к образованию новой сливающейся звезды или белого карлика сверхчандрасекаровской массы, который взорвется в сверхновой типа Ia. Предполагается, что последующее время жизни белых карликов будет гипотетического времени жизни протона , которое, как известно, составляет не менее 10–10 лет. Некоторые теории великого объединения предсказывают время жизни протона от 10 до 10 лет. Если эти теории не верны, протон все еще может распадаться в сложных ядерных факторах или квантово-гравитационных процессов с участием виртуальных черных дыр ; в этих случаях срок службы оценивается не более 10 лет. Пока он не потеряет достаточно массы, чтобы превратиться в невырожденный кусок материи, и, наконец, не исчезнет полностью.
Белый карлик также может быть поглощен или испарен звездой-компаньоном, в результате чего белый карлик теряет такую массу массы, что становится планетарной массой. Результирующий объект, вращающийся вокруг бывшего спутника, теперь являющегося хозяином звезды, может быть гелиевой планетой или алмазной планетой.
Художественный образ обломков вокруг белого карлика 
Комета, падающая в белый карлик (впечатление художника) звездная и планетная система белого карлика унаследована от своей звезды-прародителя и может взаимодействовать с белым карликом по-разному. Инфракрасные спектроскопические наблюдения, выполненные космическим спектроскопом телескопом НАСА Spitzer центральной звезды звезды Спираль, предполагают наличие пылевого облака, которое может быть вызвано столкновением комет. Возможно, что падающий от этого материала может вызвать рентгеновское излучение центральной звезды. Аналогичным образом, наблюдения, проведенные в 2004 году, показали наличие пылевого облака вокруг молодого (по оценкам, образовавшегося из его AGB прародителя около 500 миллионов лет назад) белого карлика G29-38, который могло быть создано приливным разрушением кометы , проходящей близко к белому карлику. Некоторые оценки, основанные на содержании металлов в атмосфере белых карликов, считают, что по крайней мере 15% из них вращаются вокруг планет и / или астероидов или, по крайней мере, их обломков. Другая предложенная идея состоит в том, что белые карлики вращаются вокруг обнаженных ядер скалистых планет, которые пережили фазу красных гигантов своей звезды, но потеряли бы свои внешние слои, и, учитывая, что эти планетные остатки, вероятно,, будут образованы металлов, чтобы попытаться разрушиться их, ища их проявления с магнитным полем белого карлика. Другие предлагаемые идеи о том, как белые карлики загрязняются пылью, связаны с рассеянием астероидов на планетах или через рассеяние планета-планета. Освобождение экзолун с их планеты-хозяина может вызвать загрязнение белых карликов пылью. Либо освобождение могло привести к рассеиванию астероидов в сторону белого карлика, либо экзолуния могла быть рассеяна в Рош-Радиус белого карлика. Механизм, лежащий в основе загрязнения белых карликов в двойных системах, также был исследован, поскольку в этих системах, скорее всего, отсутствует большая планета, но эта идея не может объяснить наличие пыли вокруг отдельных белых карликов. В то время как старые белые карлики демонстрируют признаки скопления пыли, белые карлики старше ~ 1 миллиарда лет или>7000 K с запыленным инфракрасным избытком не были обнаружены до открытия LSPM J0207 + 3331 в 2018 году, у которого наблюдается охлаждение. возраст ~ 3 миллиарда лет. Белый карлик показывает два пыльных компонента, которые объясняются двумя кольцами с разными температурами.
Орбиты экзопланеты WD 1856 + 534
Воспроизвести медиа (НАСА; видео; 2:10 )В белом карлике есть планета - пульсар двойная система PSR B1620-26.
Есть две околоземные планеты вокруг белого карлика– красный карлик двойной NN Serpentis.
Богатый металлами белый карлик WD 1145 + 017 - первый белый карлик, наблюдаемый с распадающейся малой планетой, который проходит мимо звезды. В результате распада планетезимали образует облако обломков, которое проходит перед звездой каждые 4,5 часа, вызывая 5-минутное затухание оптической яркости звезды. Глубина прохождения сильно изменяется.
Белый карлик WD 0145 + 234 показывает яркость в средней инфракрасной области, что видно на данных NEOWISE. Повышение яркости не наблюдается до 2018 г. Повышение яркости интерпретируется как приливное нарушение экзоастероида. Такое событие наблюдается впервые.
WD 0806-661 имеет Y-карлик, который вращается вокруг белого карлика по широкой орбите с прогнозируемыми расстояниями 2500 астрономических. ед.. Учитывая небольшую массу и широкую орбиту этого объекта, WD 0806-661 B можно интерпретировать либо как суб-коричневый карлик, либо как экзопланету, отображаемую непосредственно на снимке.
WD J0914 + 1914 - это первая одиночная белая У карликовой звезды обнаружена гигантская планета, вращающаяся вокруг нее. Планета-гигант испаряется сильным ультрафиолетовым излучением горячего белого карлика. Часть испаренного вещества аккрецируется в газовом диске вокруг белого карлика. Слабая линия водорода, а также другие линии в спектре белого карлика показали присутствие планеты-гиганта.
В сентябре 2020 года астрономы впервые сообщили обтии, очень массивной планеты размером с Юпитер, названной WD 1856b, которая вращается по орбите каждые 36 часов, белого карлика, названного WD 1856 + 534.
Было высказано предположение, что белые карлики с температурой поверхности менее 10 000 Кельвинов могут содержать обитаемую зону на расстоянии c. От 0,005 до 0,02 AU, которое продлится более 3 миллиардов лет. Это так близко, что любые обитаемые планеты будут заблокированы приливом. Цель состоит в том, чтобы найти транзиты гипотетических планет земного типа, которые могли мигрировать внутрь и / или сформироваться там. Так как белый карлик имеет размер, подобный размеру планеты, такие транзиты будут вызывать сильные затмения. Новое исследование ставит под сомнение эту идею, учитывая, что близкие орбиты этих гипотетических планет вокруг их родительских звезд будут подвергать их воздействию сильных приливных сил, которые могут сделать их непригодными для жизни, вызвав парниковый эффект. Еще одно предполагаемое ограничение этой идеи - происхождение этих планет. Не говоря уже об образовании из аккреционного диска, окружающего белый карлик, есть два пути, по которым планета может выйти на близкую орбиту вокруг звезд такого типа: выживая, будучи поглощенным звездой во время ее фазы красного гиганта, и затем спиралевидное движение внутрь или внутренняя миграция после того, как белый карлик сформировался. Первый случай маловероятен для тел с малой массой, так как они вряд ли выживут, будучи поглощенными своими звездами. В последнем случае планеты должны будут отводить столько орбитальной энергии, как тепло, посредством приливных взаимодействий с белым карликом, что они, вероятно, закончатся необитаемыми тлеющими углями.
Слияние процесс двух вращающихся на одной орбите белых карликов производит гравитационные волны Если белый карлик находится в системе двойной звезды и аккрецирует материю от своего компаньона, может произойти множество явлений, в том числе novae и сверхновые типа Ia. Это также может быть сверхмягкий источник рентгеновского излучения, если он способен забирать материал у своего спутника достаточно быстро, чтобы поддерживать синтез на своей поверхности. С другой стороны, такие явления в двойных системах, как приливное взаимодействие и взаимодействие звездного диска, замедляемые магнитными полями или нет, влияют на вращение аккрецирующих белых карликов. Фактически, самые быстро вращающиеся и надежно известные белые карлики являются членами двойных систем (белый карлик в CTCV J2056-3014 самый быстрый). Тесная двойная система двух белых карликов может излучать энергию в виде гравитационных волн, заставляя их взаимную орбиту неуклонно сокращаться, пока звезды не сольются.
Масса изолированного невращающегося белого карлика не может превышать предел Чандрасекара ~ 1,4 M☉. Этот предел может увеличиваться, если белый карлик вращается быстро и неравномерно. Белые карлики в двойных системах могут аккрецировать материал от звезды-компаньона, увеличивая как их массу, так и их плотность. Поскольку их масса приближается к пределу Чандрасекара, это теоретически может привести либо к взрывному воспламенению термоядерного синтеза в белом карлике, либо к его коллапсу в нейтронную звезду.
Аккреция обеспечивает излюбленный в настоящее время механизм, называемый одинарно-вырожденная модель для сверхновых типа Ia. В этой модели белый карлик углерод - кислород увеличивает массу и сжимает свое ядро, притягивая массу от звезды-компаньона. Считается, что компрессионный нагрев активной зоны приводит к воспламенению плавленого углерода, когда масса приближается к пределу Чандрасекара. Поскольку белый карлик противодействует гравитации за счет давления квантового вырождения, а не за счет теплового давления, добавление тепла внутрь звезды увеличивает ее температуру, но не давление, поэтому белый карлик не расширяется и не охлаждается в ответ. Напротив, повышенная температура увеличивает скорость реакции синтеза в неуправляемом процессе, который питается самим собой. термоядерное пламя поглощает большую часть белого карлика за несколько секунд, вызывая взрыв сверхновой типа Ia, который уничтожает звезду. В другом возможном механизме сверхновых типа Ia, модели с двойным вырождением, два углеродно-кислородных белых карлика в двойной системе сливаются, создавая объект с массой, превышающей предел Чандрасекара, в котором происходит воспламенение углерода.
Наблюдения не выявили признаков аккреции, ведущей к сверхновым типа Ia, и теперь считается, что это связано с тем, что звезда сначала загружается до уровня выше предела Чандрасекара, а также раскручивается с очень высокой скоростью тем же процессом. Как только аккреция прекращается, звезда постепенно замедляется до тех пор, пока вращения не станет недостаточным для предотвращения взрыва.
Исторически яркая SN 1006, как полагают, была сверхновой типа Ia от белого карлика., возможно, слияние двух белых карликов. Сверхновая Тихо 1572 года также была сверхновой типа Ia, и ее остаток был обнаружен.
Двойная система с пост-общей оболочкой (PCEB) - это двойная система, состоящая из белого карлика и сильно запертого приливно-отливного красного карлика (в других случаях это может быть коричневый карлик вместо красный карлик). Эти двойные системы образуются, когда красный карлик охвачен фазой красного гиганта и когда 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 закручивается по спирали к ядру и может слиться с ядром. Если этого не произойдет и вместо этого будет выброшена общая оболочка, двойная система окажется на близкой орбите, состоящей из белого и красного карлика. Этот тип двоичного файла называется двоичным файлом пост-общей оболочки. Эволюция PCEB продолжается по мере того, как двойная орбита все ближе и ближе из-за магнитного торможения и высвобождения гравитационных волн. Бинарный файл может в какой-то момент превратиться в катастрофическую переменную, и поэтому бинарные файлы пост-общей оболочки иногда называют пре-катаклизмическими переменными.
Перед тем, как аккреция материала подтолкнет белого карлика к пределу Чандрасекара, аккреция водородного материала на поверхности может воспламениться в менее разрушительном типе термоядерный взрыв на основе синтеза водорода. Эти поверхностные взрывы могут повторяться, пока ядро белого карлика остается нетронутым. Этот более слабый вид повторяющегося катаклизмического явления называется (классической) новой. Астрономы также наблюдали карликовые новые, которые имеют меньшие и 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 в результате синтеза. В общем, двойные системы с белым карликом, аккрецирующим материю от 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 имеют сильномагнитные белые карлики. Катаклизмические переменные, вызванные ядерным синтезом и аккрецией, были обнаружены как рентгеновские источники.
Другие не-про-сверхновые. Двойные системы включают двойные, которые состоят из звезды главной последовательности (или гиганта) ибелого карлика. Бинарный Sirius AB, вероятно, самый известный пример. Белые карлики также могут существовать как двойные или множественные звездные системы, состоящие только из белых карликов. Пример разрешенной системы тройных белых карликов обнаружен с помощью данных Gaia DR2. Одна интересная область - изучение остаточных планетных систем вокруг белых карликов. В то время как звезды яркие и часто затмевают экзопланеты и коричневые карлики, вращающиеся вокруг них, белые карлики тусклые. Это позволяет астрономам более подробно изучать эти коричневые карлики или экзопланеты. суб-коричневый карлик вокруг белого карлика WD 0806-661 является одним из таких примеров.
| Идентификатор | Номер WD | Расстояние (ly ) | Тип | Абсолютная. звездная величина | Масса. (M☉ ) | Светимость. (L☉ ) | Возраст (млрд лет ) | Объекты в системе |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Сириус B | 0642–166 | 8,66 | DA | 11,18 | 0,98 | 0,0295 | 0,10 | 2 |
| Процион B | 0736 + 053 | 11,46 | DQZ | 13.20 | 0,63 | 0,00049 | 1,37 | 2 |
| Ван Маанен 2 | 0046 + 051 | 14,07 | DZ | 14.09 | 0,68 | 0,00017 | 3,30 | 1 |
| LP 145-141 | 1142–645 | 15,12 | DQ | 12,77 | 0,61 | 0,00054 | 1,29 | 1 |
| 40 Эридани B | 0413-077 | 16,39 | DA | 11,27 | 0,59 | 0,0141 | 0,12 | 3 |
| Stein 2051 B | 0426 + 588 | 17,99 | DC | 13,43 | 0,69 | 0,00030 | 2,02 | 2 |
| G 240-72 | 1748 + 708 | 20,2 6 | DQ | 15,23 | 0,81 | 0,000 085 | 5,69 | 1 |
| Gliese 223,2 | 0552–041 | 21.01 | DZ | 15,29 | 0,82 | 0,000062 | 7,89 | 1 |
| Gliese 3991 B | 1708 + 437 | 24,23 | D ?? | >15 | 0,5 | <0.000086 | >6 | 2 |
 | На Викискладе есть материалы, связанные с Белые карлики. |
