Прејди на содржината

Бело џуџе

Од Википедија — слободната енциклопедија
Слика на Сириус А и Сириус В направена од вселенскиот телескоп Хабл. Сириус В, кое е бело џуџе, може да се види како слаба светлосна точка долу лево од многу посјајниот Сириус А.

Бело џуџе исто така наречено и изродено џуџе — остаток од ѕвездено јадро составено претежно од електронски изродена материја. Белото џуџе е многу густо: неговата маса е споредлива со Сонцето, додека неговиот волумен е споредлив со оној на Земјата. Ниската сјајност на белото џуџе доаѓа од емисијата на преостаната топлинска енергија; не се случува соединување во бело џуџе.[1] Најблиското познато бело џуџе е Сириус B, на 8,6 светлосни години, помалата компонента на двојната ѕвезда Сириус. Во моментов се смета дека има осум бели џуџиња меѓу стоте ѕвездени системи најблиску до Сонцето.[2] Необичната несвестица на белите џуџиња првпат била препознаена во 1910 година.[3]  Името бело џуџе го измислил Вилем Џејкоб Лујтен во 1922 година.

Се смета дека белите џуџиња се последната развојна состојба на ѕвездите чија маса не е доволно висока за да стане неутронска ѕвезда или црна дупка. Ова вклучува над 97% од ѕвездите во Млечниот Пат.[4] Откако ќе заврши периодот на спојување на водород на ѕвезда од главната низа со мала или средна маса, таквата ѕвезда ќе се прошири до црвен џин за време на кој спојува хелиум со јаглерод и кислород во своето јадро преку тројниот алфа-процес. Доколку црвениот џин има недоволна маса за да ги генерира основните температури потребни за спојување на јаглеродот (околу 1милијарди К), во неговиот центар ќе се создаде инертна маса на јаглерод и кислород. Откако таква ѕвезда ќе ги отфрли надворешните слоеви и ќе формира планетарна маглина, зад себе ќе остави јадро, што е преостанатото бело џуџе.[5] Обично, белите џуџиња се составени од јаглерод и кислород (CO бело џуџе). Доколку масата на предокот е помеѓу 7 и 9 сончеви маси (M☉), температурата на средината ќе биде доволна за да се спои јаглеродот, но не и неонот, во тој случај може да се формира бело џуџе од кислород-неон- магнезиум (ONeMg или ONe). Ѕвездите со многу мала маса нема да можат да спојат хелиум; оттука, хелиумско бело џуџе [6][7] може да се формира со губење на маса во двојни системи.

Материјалот во бело џуџе повеќе не трпи реакции на соединување, па ѕвездата нема извор на енергија. Како резултат на тоа, тоа не може да се поддржи од топлината што се создава со соединување против гравитациониот колапс, но е поддржана единствено од притисокот на електронска изроденост, што предизвикува да биде исклучително густ. Физиката на електронска изроденост дава максимална маса за невртежливо бело џуџе, Чандрасекарова граница - приближно 1,44 пати M☉ - надвор од кое не може да се поддржи со притисок на дегенерација на електрони. Јаглерод-кислород бело џуџе што се приближува до оваа граница на маса, обично со пренос на маса од придружна ѕвезда, може да експлодира како супернова од типот Ia преку процес познат како јаглеродна детонација; Се смета дека SN 1006 е познат пример за тоа.

Белото џуџе е многу жешко кога се формира, но бидејќи нема извор на енергија, постепено ќе се олади додека ја зрачи својата енергија. Ова значи дека нејзиното зрачење, кое првично има висока бојна температура, ќе се намали и ќе поцрвени со текот на времето. За многу долго време, белото џуџе ќе се олади и неговиот материјал ќе почне да се кристализира, започнувајќи од јадрото. Ниската температура на ѕвездата значи дека таа повеќе нема да емитува значителна топлина или светлина и ќе стане студено црно џуџе. Бидејќи должината на времето потребно за бело џуџе да ја достигне оваа состојба се пресметува дека е подолго од денешната возраст на познатиот универзум (приближно 13,8 милијарди години),[8] се смета дека сè уште не постојат црни џуџиња. Најстарите познати бели џуџиња сè уште зрачат на температури од неколку илјади келвини, што воспоставува опсервациска граница на максималната можна старост на вселената.[9]

Откритие

[уреди | уреди извор]

Првото бело џуџе било откриено во тројниот ѕвезден систем од 40 Еридан, кој ја содржи релативно светлата ѕвезда од главната низа 40 Еридан А, орбитирана на растојание од поблискиот двоен систем на белото џуџе 40 Еридан В и главната низа црвено џуџе 40 Еридан С. Парот 40 Ердиан B/C бил откриен од Вилијам Хершел на 31 јануари 1783 година.[10] Во 1910 година, Хенри Норис Расел, Едвард Чарлс Пикеринг и Вилијамина Флеминг откриле дека, и покрај тоа што претставува слаба ѕвезда, 40 Еридан В бил од спектрален тип А. Во 1939 година, Расел се осврнал на откритието:

Бев во посета на мојот пријател и дарежлив добротвор, проф. Едвард К. Пикеринг. Со карактеристична љубезност, тој доброволно се пријави да ги набљудува спектрите за сите ѕвезди - вклучувајќи ги и споредбените ѕвезди - што беа забележани во набљудувањата за ѕвездената паралакса што Хинкс и јас ги направивме во Кембриџ, и разговаравме. Ова парче од очигледно рутинска работа се покажа многу плодно - доведе до откритие дека сите ѕвезди со многу слаба апсолутна величина се од спектрална класа М. Во разговорот на оваа тема (како што се сеќавам), го прашав Пикеринг за некои други слаби ѕвезди, кои не се на мојот список, спомнувајќи особено 40 Еридан В. Карактеристично, тој испрати белешка до канцеларијата на Опсерваторијата и набргу дојде одговорот (мислам од г. Флеминг) дека спектарот на оваа ѕвезда е А. Знаев доволно за тоа, дури и во овие палеозојски денови, веднаш да сфатам дека постои екстремна недоследност помеѓу она што тогаш би ги нарекле „можни“ вредности на површинската осветленост и густина. Мора да покажав дека не само што бев збунет, туку и паднат, поради овој исклучок од она што изгледаше како многу убаво правило за ѕвездени карактеристики; но Пикеринг ми се насмевна и рече: „Токму овие исклучоци водат до напредок во нашето знаење“, и така белите џуџиња влегоа во областа на проучувањето!

Спектралниот тип на 40 Еридан В бил официјално опишан во 1914 година од Волтер Адамс.[11] Белото џуџе придружник на Сириус, Сириус В, станало следно на списокот кое било откриено. Во текот на деветнаесеттиот век, позиционите мерења на некои ѕвезди станале доволно прецизни за да се измерат мали промени во нивната местоположба. Фридрих Бесел користел мерења на положбата за да утврди дека ѕвездите Сириус (α Големо Куче) и Прокион (α Мало Куче) периодично ги менувале своите местоположби. Во 1844 година тој предвидел дека двете ѕвезди имаат невидени придружници:[12]

Доколку ги сметаме Сириус и Прокион за двојни ѕвезди, промената на нивните движења нема да не изненади; ние треба да ги признаеме како неопходни и треба само да ја истражиме нивната сума со набљудување. Но, светлината не е вистинска сопственост на масата. Постоењето на безброј видливи ѕвезди не може да докаже ништо против постоењето на безброј невидливи.

Бесел грубо го проценил периодот на придружникот на Сириус на околу половина век;[12] Кристијан Питерс пресметал орбита за неа во 1851 година.[13] На 31 јануари 1862 година Алван Греам Кларк забележал претходно невидена ѕвезда блиска до Сириус, подоцна идентификувана како предвидениот придружник.[13] Волтер Адамс во 1915 година објавил дека го пронашол спектарот на Сириус В да биде сличен на оној на Сириус.[14]

Во 1917 година, Адријан ван Манен ја открил ѕвездата Ван Манен 2, изолирано бело џуџе.[15] Овие три бели џуџиња, првите откриени, се таканаречените класични бели џуџиња. На крајот, биле пронајдени голем број на бледо бели ѕвезди кои имале високо правилно движење, што покажува дека може да се посомнева дека се ѕвезди со ниска осветленост блиску до Земјата, а со тоа и бели џуџиња. Вилем Лујтен се смета дека бил првиот што го употребил терминот бело џуџе кога ја испитувал оваа класа на ѕвезди во 1922 година;[16][17][18][19] терминот подоцна бил популаризиран од Артур Едингтон.[20] И покрај овие сомневања, првото некласично бело џуџе не било дефинитивно идентификувано до 1930-тите. 18 бели џуџиња биле откриени до 1939 година.  Лутен и други продолжиле да бараат бели џуџиња во 1940-тите. До 1950 година биле познати преку стотина,[21] а до 1999 година биле познати преку 2.000.[22] Оттогаш, Sloan Digital Sky Survey открил над 9.000 бели џуџиња, главно нови.[23]

Состав и структура

[уреди | уреди извор]

Иако белите џуџиња се познати со проценета маса до 0,17 M☉ [24] и големи како 1,33 M☉,[25] распространетоста на масата е со врв од 0,6 M☉, а мнозинството лежи помеѓу 0,5 и 0,7 M☉.[25] Проценетите полупречници на набљудуваните бели џуџиња обично се 0,8-2% од Сончевиот полупречник;[26] ова е споредливо со полупречникот на Земјата од приближно 0,9% сончев полупречник. Тоа значи дека белото џуџе има масата споредлива со Сонцето во волумен кој обично е милион пати помал од Сонцето; Затоа, просечната густина на материјата во бело џуџе мора да биде, многу грубо, 1.000.000 пати поголема од просечната густина на Сонцето, или приближно 106 g/cm<sup id="mw8A">3</sup>, или 1тон на кубен сантиметар. Типично бело џуџе има густина помеѓу 104 и 107 g/cm3 . Белите џуџиња се составени од една од најгустите форми на материја, која ја надминуваат единствено други компактни ѕвезди како што се неутронските ѕвезди, кварковите ѕвезди (хипотетички), и црните дупки. Белите џуџиња биле екстремно густи веднаш по нивното откривање. Доколку ѕвездата е во двоен систем, како што е случајот со Сириус В или 40 Еридан В, можно е да се процени неговата маса од набљудувања на двојна орбита. Ова било направено за Сириус B до 1910 година,[27] давајќи масовна проценка од 0.94 M☉, што добро се споредува со посовремената проценка од 1.00 M☉.[28] Бидејќи потоплите тела зрачат повеќе енергија од постудените, осветленоста на површината на ѕвездата може да се процени од нејзината делотворна температура на површината, и од нејзиниот спектар. Доколку се знае растојанието на ѕвездата, може да се процени и нејзината апсолутна сјајност. Од апсолутната сјајност и растојание, може да се пресметаат површината на ѕвездата и нејзиниот полупречник. Таквото размислување довело до сознание, збунувачки за астрономите во тоа време, дека поради нивната релативно висока температура и релативно ниската апсолутна сјајност, Сириус В и 40 Еридан В мора да биде многу густа. Кога Ернст Опик ја проценил густината на голем број визуелни двојни ѕвезди во 1916 година, тој открил дека 40 Еридан В имал густина од над 25.000 пати повеќе од Сонцето, било беше толку високо што тој го нарекол како „невозможно“.[29] Како што изјавил Артур Едингтон подоцна, во 1927 година:[30]

Учиме за ѕвездите со примање и толкување на пораките што ни ги носи нивната светлина. Излезе пораката на придружникот на Сириус кога беше декодирана: „Јас сум составен од материјал 3.000 пати погуст од сè што некогаш сте налетале; еден тон од мојот материјал би било мало грутче кое би можело да го ставите во кутија за кибрит.“ Каков одговор може да се даде на таква порака? Одговорот што повеќето од нас го дадоа во 1914 година беше - „Молчи. Не зборувај глупости“.

Како што истакнал Едингтон во 1924 година, густината на овој ред подразбира дека, според теоријата на општата релативност, светлината од Сириус В треба да биде гравитациски поместен на црвено. Ова било потврдено кога Адамс го измерил ова црвено поместување во 1925 година.[31]

Материјал Густина во kg/m 3 Белешки
Супермасивна црна дупка ок. 1.000 [32] Критична густина на црна дупка од околу 108 сончеви маси.
Вода (свежа) 1.000 На STP
Осмиум 22.610 Блиску собна температура
Јадро на Сонцето в. 150.000
Бело џуџе 1 × 109 [1]
Атомски јадра 2.3 × 1017 [33] Не зависи силно од големината на јадрото
Јадро на неутронската ѕвезда 8.4 × 1016 – 1 × 1018
Мала црна дупка 2 × 1030 [34] Критична густина на црна дупка со маса од Земјата.

Ваквите густини се можни бидејќи материјалот од бело џуџе не е составен од атоми споени со хемиски врски, туку повеќе се состои од плазма од неврзани јадра и електрони. Затоа, не постои пречка за поставување на јадрата поблиску отколку што вообичаено е дозволено со електронски орбитали ограничени со нормална материја. Едингтон се прашувал што ќе се случи кога оваа плазма ќе се олади и кога енергијата за одржување на атомите јонизирани повеќе не била доволна.[35] Овој парадокс бил решен од Р.Х. Фаулер во 1926 година со примена на новосоздадената квантна механика. Бидејќи електроните го почитуваат Паулиевиот принцип, нема два електрони да заземаат иста состојба, и тие мора да се покоруваат Ферми-Дираковата статистика, исто така воведена во 1926 година за да се одреди статистичката распределба на честичките кои го задоволуваат Паулиевиот принцип.[36] Според тоа, на нулта температура, електроните не можат сите да ја окупираат состојбата со најниска енергија или основа; некои од нив би морале да заземаат повисоки енергетски состојби, формирајќи група на најниско достапни енергетски состојби, море Ферми. Оваа состојба на електроните, наречена изродена, значела дека белото џуџе може да се олади на нула температура и сепак да поседува висока енергија.[37]

Компресија на бело џуџе ќе го зголеми бројот на електрони во даден волумен. Применувајќи го Паулиевиот принцип, ова ќе ја зголеми кинетичката енергија на електроните, а со тоа ќе го зголеми притисокот.[38] Овој притисок на електронска изроденост поддржува бело џуџе против гравитациски колапс. Притисокот зависи само од густината, а не од температурата. Изродената материја е релативно компресибилна; тоа значи дека густината на белото џуџе со висока маса е многу поголема од онаа на белото џуџе со мала маса и дека полупречникот на белото џуџе се намалува како што се зголемува неговата маса.[1]

Постоењето на ограничувачка маса која ниту едно бело џуџе не може да ја надмине без да се сруши до неутронска ѕвезда е уште една последица од тоа што е поддржана од притисокот на дегенерација на електрони. Ваквите ограничувачки маси биле пресметани за случаи на идеализирана ѕвезда со постојана густина во 1929 година од Вилхелм Андерсон [39] и во 1930 година од Едмунд К. Стонер.[40] Оваа вредност била коригирана со разгледување на хидростатичката рамнотежа за профилот на густина, а денешната позната вредност на границата за прв пат била објавена во 1931 година од Субраманијан Чандрасекар во неговиот труд „Максималната маса на идеалните бели џуџиња“.[41] За бело џуџе што не се врти, тоа е еднакво на приближно 5.7M☉/μe2, каде μe е просечната молекуларна тежина по електрон на ѕвездата.[42] :eqn.(63) :eqn.(63)Бидејќи јаглерод-12 и кислород-16 кои претежно сочинуваат бело џуџе јаглерод-кислород имаат атомски броеви еднакви на половина од нивната атомска тежина, треба да се земе μe еднакво на 2 за таква ѕвезда, што ќе доведе до најчесто цитираната вредност од 1,4 M☉. (Во близина на почетокот на 20 век, постоела причина да се верува дека ѕвездите се составени главно од тешки елементи. Така, во својот труд од 1931 година, Чандрасехар ја поставил просечната молекуларна тежина на електрон, μe, еднаква на 2,5, давајќи граница од 0,91 M☉) Заедно со Вилијам Алфред Фаулер, Чандрасехар ја добил Нобеловата награда за оваа и друга работа во 1983 година.[43] Ограничувачката маса денес се нарекува Чандрасекарова граница.

Доколку белото џуџе ја надмине Чандрасекаровата граница, а јадрените реакции не се случат, притисокот што го вршат електроните повеќе нема да може да ја балансира силата на гравитацијата и ќе се сруши во погуст објект наречен неутронска ѕвезда.[44] Јаглерод-кислородните бели џуџиња кои ја собираат масата од соседната ѕвезда подлежат на реакција на јадрено соединување, што доведува до експлозија на супернова од типот Ia во која белото џуџе може да биде уништено, пред да ја достигне ограничувачката маса.[45]

Новото истражување покажува дека многу бели џуџиња - барем во одредени видови галаксии - можеби нема да се приближат до таа граница по пат на насобирање. Се претпоставува дека барем некои од белите џуџиња кои стануваат супернови ја достигнуваат потребната маса преку судир еден со друг. Можеби во елиптичните галаксии ваквите судири се главниот извор на супернови. Оваа хипотеза се заснова на фактот дека рендгенските зраци произведени од тие галаксии се од 30 до 50 пати помалку од она што се очекува да го произведат суперновите од типот Ia на таа галаксија додека материјата се собира на белото џуџе од неговиот опкружувачки придружник. Било констатирано дека не повеќе од 5% од суперновите во таквите галаксии би можеле да се создадат со процесот на собирање на белите џуџиња. Значењето на ова откритие е дека може да има два видови на супернови, што може да значи дека Чандрасекаровата граница не може секогаш да се применува при одредувањето кога белото џуџе ќе стане супернова, имајќи предвид дека две бели џуџиња кои се судираат може да имаат опсег на маси. Ова за возврат би ги збунило напорите за користење на експлодираните бели џуџиња како стандардни свеќи при одредување на растојанија.[46]

Белите џуџиња имаат мала сјајност и затоа зафаќаат лента на дното на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, графикон на ѕвездената сјајност наспроти бојата или температурата. Тие не треба да се мешаат со објекти со ниска осветленост на крајот од главната низа со мала маса, како што се црвените џуџиња кои се спојуваат со водород, чии јадра делумно се поддржани од термички притисок,[47] или кафеава дури и пониска температура џуџиња.[48]

Однос маса-полупречник

[уреди | уреди извор]

Врската помеѓу масата и полупречникот на бели џуџиња со мала маса може да се процени со помош на нерелативистичката состојбена равенка на Фермиевиот гас, која дава

каде што R е полупречникот, M е вкупната маса на ѕвездата, N е бројот на електрони по единица маса (зависи само од составот), me е електронската маса, е намалената Планкова константа, а G е гравитациската константа.

Бидејќи оваа анализа ја користи нерелативистичката формула T = p2 / 2m за кинетичката енергија, таа е нерелативистичка. Кога брзината на електроните во бело џуџе е блиску до брзината на светлината, формулата за кинетичка енергија се приближува до T = pc каде што c е брзината на светлината, и може да се покаже дека не постои стабилна рамнотежа во ултрарелативистичката граница. Особено, оваа анализа ја дава максималната маса на бело џуџе, што е

Односите полупречник-маса за модел на бело џуџе. Mlimit е означена како MCh

За попрецизно пресметување на односот маса-полупречник и ограничувачката маса на бело џуџе, мора да се пресмета состојбената равенка која ја опишува врската помеѓу густината и притисокот во материјалот од бело џуџе. Доколку густината и притисокот се еднакви на функциите на полупречник од центарот на ѕвездата, тогаш системот на равенки што се состои од хидростатската равенка заедно со равенката на состојбата може да се реши за да се најде структурата на белото џуџе во рамнотежа. Во нерелативистичкиот случај, сепак се открива дека полупречник е обратно пропорционален на коренот на масата. Релативистичките корекции ќе го променат резултатот така што полупречникот станува нула при конечна вредност на масата. Ова е ограничувачката вредност на масата - наречена Чандрасекарова граница - на која белото џуџе повеќе не може да биде поддржано од притисокот на дегенерација на електрони. Графикот од десната страна го покажува резултатот од таквото пресметување. Покажува како полупречникот варира со масата за нерелативистички (сина крива) и релативистички (зелена крива) модели на бело џуџе. И двата модели го третираат белото џуџе како ладен гас Ферми во хидростатичка рамнотежа. Просечната молекуларна тежина по електрон, μe, е поставена еднаква на 2. Полупречникот се мери во стандардни сончеви полупречници и масата во стандардни сончеви маси.[49]

Сите овие пресметки претпоставуваат дека белото џуџе не се врти. Доколку белото џуџе се врти, равенката на хидростатичката рамнотежа мора да се измени за да се земе предвид центрифугалната псевдосила што произлегува од работата во вртежниот појдовен систем.[50] За рамномерно ротирачко бело џуџе, ограничувачката маса се зголемува само малку. Ако на ѕвездата и се дозволи да се врти нерамномерно, а вискозноста се занемари, тогаш, како што било истакнато од Фред Хојл во 1947 година,[51] не постои ограничување на масата за која е можно бело џуџе да биде во статична рамнотежа. Не сите овие модели на ѕвезди ќе бидат динамички стабилни.[52]

Белите џуџиња кои ротираат и проценките на нивниот пречник во однос на аголната брзина на вртење се третирани во ригорозната математичка литература.[53] Фината структура на слободната граница на белите џуџиња е исто така математички ригорозно анализирана.[54]

Зрачење и ладење

[уреди | уреди извор]

Изродената материја што го сочинува најголемиот дел од белото џуџе има многу мала непроѕирност, бидејќи секое насобирање на фотон бара електронот да премине во повисока празна состојба, што можеби не е можно бидејќи енергијата на фотонот можеби не е совпаѓање за можните квантни состојби достапни на тој електрон, па оттука радијативниот пренос на топлина во бело џуџе е низок; сепак, има висока топлинска спроводливост. Како резултат на тоа, внатрешноста на белото џуџе одржува речиси еднаква температура додека се лади, почнувајќи од приближно 10 8 К кратко време по формирањето на белото џуџе и достигнувајќи помалку од 106 К за најстудените познати бели џуџиња.[55] Надворешната обвивка од не-изродена материја се наоѓа на врвот на изроденото јадро. Најнадворешните слоеви, кои имаат температури под 10 5 К, зрачат приближно како црно тело. Белото џуџе останува видливо долго време, бидејќи неговата слаба надворешна атмосфера полека зрачи со топлинската содржина на изродената внатрешност.

Видливото зрачење што го емитуваат белите џуџиња варира во широк опсег на бои, од белузлаво-сина боја на ѕвезда од главната низа од типот О, В или А до жолто-портокаловата ѕвезда од доцниот К или раниот М-тип.[56] Делотворните температури на површината на бело џуџе се протегаат од над 150.000 K до едвај под 4.000 K.[57] Во согласност со Штефан-Болцмановиот закон, осветленоста се зголемува со зголемување на температурата на површината (пропорционално 4 T4 ); овој температурен опсег на површината одговара на сјајност од над 100 пати поголема од сончевата до под 1⁄10,000 на Сонцето.[58] Жешки бели џуџиња, со површински температури над 30.000 К, забележано е дека се извори на меки (т.е. со пониска енергија) рендгенски зраци. Ова овозможува составот и структурата на нивните атмосфери да се проучуваат со меки рендгенски и екстремни ултравиолетови набљудувања.[59]

Белите џуџиња исто така зрачат со неутрина преку процесот на ладење со неутрино.[60] Овој процес има поголем ефект врз пожешките и помладите бели џуџиња.

Споредба помеѓу белото џуџе IK Пегаз В (во средината), неговиот придружник од А класата Пегаз А (лево) и Сонцето (десно). Ова бело џуџе има површинска температура од 35.500 К.

Како што било објаснето од Леон Местел во 1952 година, освен доколку белото џуџе собира материја од придружна ѕвезда или друг извор, неговото зрачење доаѓа од складираната топлина, која не се надополнува.[61] Белите џуџиња имаат екстремно мала површина од која ја зрачат оваа топлина, така што постепено се ладат, останувајќи жешки долго време. Како што белото џуџе се лади, неговата површинска температура се намалува, зрачењето што го испушта поцрвенува, а неговата осветленост се намалува. Бидејќи белото џуџе нема да потоне за енергија освен при зрачењето, следува дека неговото ладење се забавува со текот на времето. Стапката на ладење е проценета за јаглеродно бело џуџе од 0,59 M☉ со водородна атмосфера. По првичното земање приближно 1,5 милијарди години да се излади до температура на површината од 7.140 К, ладење приближно 500 и повеќе келвини на 6.590 К зема околу 0,3 милијарди години, но следните два чекори од околу 500 келвини (до 6.030 К и 5.550 К) се од 0,4 до 1,1 милијарди години.[62]

Повеќето набљудувани бели џуџиња имаат релативно високи температури на површината, помеѓу 8.000 К и 40.000 K.[63] Сепак, белото џуџе поминува повеќе од својот живот на пониски температури отколку на потопли температури, па затоа треба да се очекува дека има повеќе студени бели џуџиња отколку топли бели џуџиња. Откако ќе се приспособиза ефектот на пристрасност дека пожешките, посјајни бели џуџиња се полесни за набљудување, ќе се открие дека намалувањето на испитуваниот опсег на температурата резултира со пронаоѓање на повеќе бели џуџиња.[64] Овој тренд престанува кога ќе достигне екстремно ладни бели џуџиња; неколку бели џуџиња се забележани со површински температури под 4.000 К,[65] и еден од најстудените досега забележани, WD 0346+246, има површинска температура од приближно 3.800 K.[66] Причината за ова е што возраста на вселената е конечна;[67][68] немало доволно време белите џуџиња да се оладат под оваа температура. Функцијата за сјајност на бело џуџе може да се користи за да се најде времето кога ѕвездите почнале да се формираат во регионот; проценката за староста на нашиот галактички диск пронајден на овој начин е 8 милијарди години. Белото џуџе на крајот, за неколку трилиони години, ќе се олади и ќе стане црно џуџе што не зрачи во приближна топлинска рамнотежа со неговата околина и со космичкото зрачење на позадината. Се смета дека сè уште не постојат црни џуџиња.

Секвенцата на ладење на бело џуџе, видена од мисијата Гаја на Европската вселенска агенција

Материјалот на јадрото на бело џуџе е целосно јонизирана плазма - мешавина од јадра и електрони - која првично е во течна состојба. Теоретски било предвидено во 1960-тите дека во доцната фаза на ладење, треба да се кристализира во цврста состојба, почнувајќи од неговиот центар.[69] Се смета дека кристалната структура е коцкест кристален систем во центарот на телото.[70] Во 1995 година било предложено дека астеросеизмолошките набљудувања на пулсирачките бели џуџиња дале потенцијален тест на теоријата на кристализација,[71] а во 2004 година биле направени набљудувања кои сугерираат дека приближно 90% од масата на BPM 37093 се кристализирала.[72][73][74] Другата работа дава кристализирана масена фракција помеѓу 32% и 82%.[75] Како што јадрото на бело џуџе се подложува на кристализација во цврста фаза, се ослободува латентна топлина која обезбедува извор на топлинска енергија што го одложува неговото ладење.[76] Друг можен механизам кој бил предложен да го објасни навидум доцнењето во ладењето на некои типови бели џуџиња е процес на дестилација со цврста течност: кристалите формирани во јадрото се пловни и пливаат нагоре, со што се поместува потешката течност надолу, со што се предизвикува ослободување на гравитациона енергија.[77] Хемиското фракционирање помеѓу јонските видови во плазма може да ослободи слична или уште поголема количина на енергија.[78][79][80] Ова ослободување на енергија првпат било потврдено во 2019 година по идентификацијата на голем број тела во низата за ладење на повеќе од 15.000 бели џуџиња забележани со сателитот Гаја.[81]

Бели џуџиња со хелиум со мала маса (маса < 0.20 M☉), честопати наречени бели џуџиња со екстремно ниска маса (ELM WDs), се формираат во двојни системи. Како резултат на нивните обвивки богати со водород, резидуалното согорување на водород преку Јаглеродно-азотно-кислородниот циклус може да ги задржи овие бели џуџиња жешки на долг временски период. Покрај тоа, тие остануваат во фаза на надуеност на прабело џуџе до 2 Gyr пред да стигнат до патеката за ладење.[82]

Атмосфера и спектри

[уреди | уреди извор]
Уметнички впечаток за системот WD J0914+1914.[83]

Иако се смета дека повеќето бели џуџиња се составени од јаглерод и кислород, спектроскопијата обично покажува дека нивната емитирана светлина доаѓа од атмосфера за која се забележува дека доминира или водород или хелиум. Доминантниот елемент е обично најмалку 1.000 пати повеќе од сите други елементи. Како што било објаснето од Шацман во 1940-тите, се смета дека високата површинска гравитација ја предизвикува оваа чистота со гравитациско одвојување на атмосферата така што тешките елементи се долу, а полесните горе.[84][85] Оваа атмосфера, единствениот дел од белото џуџе видлив за нас, се смета дека е врвот на обвивката која е остаток од обвивката на ѕвездата во фазата АГЏ и може да содржи и материјал насобран од меѓуѕвездената средина. Се верува дека обвивката се состои од слој богат со хелиум со маса не повеќе од 1⁄100 маса на ѕвездата, која, дококлку во атмосферата доминира водород, е покриена со слој богат со водород со маса приближно 1⁄10,000 маса на ѕвездата.[86]

Иако се тенки, овие надворешни слоеви го одредуваат топлинскиот развој на белото џуџе. Изродените електрони во најголемиот дел од белото џуџе добро ја спроведуваат топлината. Затоа, поголемиот дел од масата на белото џуџе е на речиси иста температура ( изотермална), а исто така е жешко: бело џуџе со површинска температура помеѓу 8.000 К и 16.000 К ќе има средна температура помеѓу приближно 5.000.000 К и 20.000.000 К. Белото џуџе се спречува многу брзо да се лади само поради непроѕирноста на неговите надворешни слоеви на зрачење.

Спектрални типови на бело џуџе
Примарни и секундарни карактеристики
А Присутни H линии
B Присутни H I линии
C Континуиран спектар; без линии
О He II линии, придружени со He I или H линии
Z Металични линии
Q Присутни јаглеродни линии
X Нејасен или некласифициран спектар
Само секундарни карактеристики
P Магнетно бело џуџе со забележлива поларизација
H Магнетно бело џуџе без забележлива поларизација
Е Присутни емисиони линии
V Променлива

Првиот обид за класификација на спектрите на бело џуџе се смета дека бил од страна на Герард Кајпер во 1941 година,[87] и оттогаш биле предложени и користени различни модели за класификација.[88][89] Системот кој моментално се користи бил воведен од Едвард М. Тој го класифицира спектарот според симбол кој се состои од почетна D, буква што ја опишува примарната карактеристика на спектарот проследена со изборна низа од букви што ги опишуваат секундарните карактеристики на спектарот (како што е прикажано во соседната табела) и број на температурен индекс., пресметано со делење 50.400 К од делотворната температура. На пример:

  • Бело џуџе со само He I линии во својот спектар и делотворна температура од 15.000 K може да му се даде класификацијата на DB3, или, доколку тоа го гарантира прецизноста на мерењето на температурата, DB3.5.
  • Бело џуџе со поларизирано магнетно поле, делотворна температура од 17.000 К, а спектарот доминиран од линиите He I кои исто така имаат водородни карактеристики може да се даде на класификацијата на DBAP3.

Симболите "?" и „:“ може да се користат и доколку точната класификација е неизвесна.

Белите џуџиња чија примарна спектрална класификација е DA имаат атмосфери во кои доминира водород. Тие го сочинуваат мнозинството, приближно 80%, од сите забележани бели џуџиња. Следната класа по број е на DB, приближно 16%.[90] Топлата, над 15.000 К, класа DQ (околу 0,1%) има атмосфери во кои доминира јаглерод.[91] Оние класифицирани како DB, DC, DO, DZ и DQ имаат атмосфери доминирани со хелиум. Под претпоставка дека јаглеродот и металите не се присутни, секоја спектрална класификација зависи од делотворната температура. Помеѓу приближно 100.000 К до 45.000 К, спектарот ќе биде класифициран DO, во кој доминира единечно јонизиран хелиум. Од 30.000 К до 12.000 К, спектарот ќе биде DB, покажувајќи неутрални линии на хелиум, а под околу 12.000 К, спектарот ќе биде без карактеристики и класифициран како DC.

Молекуларниот водород H2 е откриен во спектрите на атмосферите на некои бели џуџиња.[92]

Бели џуџиња богати со метали

[уреди | уреди извор]
Елементи откриени во атмосферата на белите џуџиња постудени од 25.000 К.

Околу 25-33% од белите џуџиња имаат металични линии во нивните спектри, што е забележливо затоа што сите тешки елементи во белото џуџе треба да потонат во внатрешноста на ѕвездата за само мал дел од животниот век на ѕвездата.[93] Преовладувачкото објаснување за бели џуџиња богати со метал е дека тие неодамна создале карпести планетезимали. Масовниот состав на акредитираниот објект може да се мери од јачините на металните линии. На пример, еден труд од 2015 година за белото џуџе Тон 345 заклучил дека неговите метални изобилства се конзистентни со оние на диференцираната, карпеста планета чијашто обвивка била еродирана од ветерот на ѕвездата домаќин за време на нејзината асимптотична фаза на џиновска гранка.[94]

Магнетно поле

[уреди | уреди извор]

Магнетни полиња кај бели џуџиња со јачина на површината од околу 1 милион гаус (100 Тесла) биле предвидени од Патрик Блекет во 1947 година како последица на физичкиот закон што тој го предложил во кој се наведува дека ненаполнето, вртежно тело треба да генерира магнетно поле пропорционално на неговиот аголен момент.[95] Овој наводен закон, понекогаш наречен ефект на Блекет, никогаш не бил општо прифатен, а до 1950-тите дури и Блекет сметал дека е побиен.[96]  Во 1960-тите, било предложено дека белите џуџиња би можеле да имаат магнетни полиња поради зачувување на вкупниот површински магнетен тек што постоел во неговата зачетна ѕвездена фаза.[97] Површинско магнетно поле од 100 Гаус (0,01 Т) во зачетната ѕвезда на тој начин би станало површинско магнетно поле од 100·100 2 = 1 милиони гаус (100 Т) еднаш радиусот на ѕвездата се намалил за 100.[98]  Првото магнетно бело џуџе кое било откриено било GJ 742 (исто така познато како GRW +70 8247), кое било идентификувано од Џејмс Кемп, Џон Сведлунд, Џон Ландстрит и Роџер Ангел во 1970 година дека е домаќин на магнетно поле со неговата емисија на кружно поларизирана светлина.[99] Се смета дека има површинско поле од приближно 300 милиони гаус (30 kT).

Од 1970 година, магнетните полиња биле откриени во повеќе од 200 бели џуџиња, кои се движат од 2 до 109 гаус (0,2 Т до 100 kT).[100] Големиот број на моментално познати магнетни бели џуџиња се должи на фактот дека повеќето бели џуџиња се идентификувани со спектроскопија со ниска резолуција, која може да открие присуство на магнетно поле од 1 мегагаус или повеќе. Така, основниот процес на идентификација понекогаш резултира со откривање на магнетни полиња.[101] Се проценува дека најмалку 10% од белите џуџиња имаат полиња поголеми од 1 милиони гаус (100 Т).[102][103]

Високо магнетизираното бело џуџе во бинарниот систем AR Скорпија било идентификувано во 2016 година како првиот пулсар во кој компактниот објект е бело џуџе наместо неутронска ѕвезда.[104]

Хемиски врски

[уреди | уреди извор]

Магнетните полиња во белото џуџе може да овозможат постоење на нов тип на хемиска врска, нормално парамагнетно поврзување, покрај јонските и ковалентни врски, што резултира со она што првично било опишано како „магнетизирана материја“ во истражувањето објавено во 2012 година.[105]

Варијабилност

[уреди | уреди извор]
Видови на пулсирачко бело џуџе [106][107]
DAV ( ОКПЅ): ZZA) DA спектрален тип, има само линии за апсорпција на водород во својот спектар
DBV (ОКПЅ: ZZB) Спектрален тип DB, има само линии за апсорпција на хелиум во својот спектар
GW Vir (ОКПЅ: ZZO) Атмосфера претежно C, He и O; може да се подели на DOV и PNNV ѕвезди

Раните пресметки сугерирале дека можеби постојат бели џуџиња чија сјајност варира во период од околу 10 секунди, но пребарувањата во 1960-тите не успеале да го забележат тоа.[108] Првото променливо бело џуџе кое било пронајдено било HL Tau 76; во 1965 и 1966 година, и било забележано дека варира со период од приближно 12,5 минути.[109] Причината за овој период да биде подолг од предвиденото е дека варијабилноста на HL Tau 76, како онаа на другите познати пулсирачки променливи бели џуџиња, произлегува од пулсирањата на нерадијалните гравитациски бранови. Познати типови на пулсирачко бело џуџе ги вклучуваат ѕвездите DAV, или ZZ Кит, вклучително и HL Бик 76, со атмосфери во кои доминира водород и спектрален тип DA; DBV, или V777 Her ѕвезди, со атмосфери во кои доминира хелиум и спектрален тип DB; и GW Vir ѕвезди, понекогаш поделени на DOV и PNNV ѕвезди, со атмосфери во кои доминираат хелиум, јаглерод и кислород.[110] Ѕвездите GW Vir не се, строго кажано, бели џуџиња, туку се ѕвезди кои се во позиција на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм помеѓу асимптотичната џиновска гранка и регионот на бело џуџе. Тие може да се наречат пред-бели џуџиња.[111] Сите овие променливи покажуваат мали (1-30%) варијации во излезот на светлината, кои произлегуваат од суперпозиција на вибрациони режими со периоди од стотици до илјадници секунди. Набљудувањето на овие варијации дава астеросеизмолошки докази за внатрешноста на белите џуџиња.[112]

Формирање

[уреди | уреди извор]

Се смета дека белите џуџиња ја претставуваат крајната точка на ѕвездениот развој за ѕвездите од главната низа со маса од околу 0,07 до 10 M☉.[113] Составот на произведеното бело џуџе ќе зависи од почетната маса на ѕвездата. Сегашните галактички модели сугерираат дека галаксијата Млечен Пат моментално содржи околу десет милијарди бели џуџиња.[114]

Ѕвезди со многу мала маса

[уреди | уреди извор]

Доколку масата на ѕвезда од главната низа е помала од приближно половина од сончевата маса, таа никогаш нема да стане доволно жешка за да се запали и спои хелиум во нејзиното јадро.[115] Се смета дека, за време на животен век што значително ја надминува староста на универзумот (околу 13.8 милијарди години), таква ѕвезда на крајот ќе го изгори целиот свој водород, за некое време ќе стане сино џуџе и ќе го заврши својот развој како хелиумско бело џуџе составено главно од јадра на хелиум-4.[116] Поради многу долгото време кое трае при овој процес, се смета дека не е потеклото на набљудуваните хелиумски бели џуџиња. Наместо тоа, се смета дека тие се производ на загуба на маса во двојни системи [117][118][119] или губење на маса поради голем планетарен придружник.[120][121]

Ѕвезди со мала до средна маса

[уреди | уреди извор]

Доколку масата на ѕвезда од главната низа е помеѓу 0,5 и 8 M☉,[122] неговото јадро ќе стане доволно жешко за да го спои хелиумот во јаглерод и кислород преку тројниот алфа-процес, но никогаш нема да стане доволно жешко за да го спои јаглеродот во неон. Приближно до крајот на периодот во кој се подложува на реакции на соединување, таквата ѕвезда ќе има јадро на јаглерод-кислород што не подлежи на реакции на соединување, опкружено со внатрешна обвивка што гори со хелиум и надворешна обвивка што гори водород. На Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, ќе се најде на асимптотичната џиновска гранка. Потоа ќе го исфрли најголемиот дел од својот надворешен материјал, создавајќи планетарна маглина, додека не остане само јадрото јаглерод-кислород. Овој процес е одговорен за јаглерод-кислород бели џуџиња кои го формираат огромното мнозинство на забележани бели џуџиња.[123][124]

Ѕвезди со средна до висока маса

[уреди | уреди извор]

Доколку ѕвездата е доволно масивна, нејзиното јадро на крајот ќе стане доволно жешко за да го спои јаглеродот со неон, а потоа и да го спои неонот со железото. Таквата ѕвезда нема да стане бело џуџе, бидејќи масата на нејзиното централно јадро што не се спојува, првично поддржано од притисокот на дегенерација на електрони, на крајот ќе ја надмине најголемата можна маса што може да се поддржи со притисок на дегенерација. Во овој момент, јадрото на ѕвездата ќе се сруши и ќе експлодира во супернова со колапс на јадрото, која зад себе ќе остави остаток на неутронска ѕвезда, црна дупка или евентуално поегзотична форма на компактна ѕвезда.[125] Некои ѕвезди од главната низа, можеби од 8 до 10 M☉, иако се доволно масивни за спојување на јаглерод со неон и магнезиум, може да бидат недоволно масивни за да го спојат неонот. Таквата ѕвезда може да остави остаток на бело џуџе главно составено од кислород, неон и магнезиум, под услов нејзиното јадро да не се урне и под услов соединувањето да не се одвива толку насилно што да ја разнесе ѕвездата во супернова.[126] Иако се идентификувани неколку бели џуџиња кои можат да бидат од овој тип, повеќето докази за постоењето на таквите доаѓаат од новите наречени ONeMg или неонски нови. Спектрите на овие нови покажуваат изобилство на неон, магнезиум и други елементи со средна маса, кои се чини дека се објаснуваат само со акредитација на материјал на бело џуџе кислород-неон-магнезиум.[127][128]

Тип Iax-супернова

[уреди | уреди извор]

Суперновите од типот Iax, кои вклучуваат аккреција на хелиум од бело џуџе, се предложени да бидат канал за трансформација на овој тип ѕвезден остаток. Во ова сценарио, јаглеродната детонација произведена во супернова од типот Ia е премногу слаба за да го уништи белото џуџе, исфрлајќи само мал дел од неговата маса, но произведува асиметрична експлозија што ја удира ѕвездата, често позната како зомби ѕвезда, до големи брзини на ѕвезда со хипербрзина. Материјата обработена во неуспешната детонација повторно се акредитира од белото џуџе со најтешките елементи како што е железото што паѓаат до неговото јадро каде што се акумулира.[129] Овие бели џуџиња со железо би биле помали од јаглерод-кислородот со слична маса и би се оладиле и кристализирале побрзо од нив.[130]

Судбина

[уреди | уреди извор]
Концептот на уметникот за стареење на бело џуџе
Внатрешни структури на бели џуџиња. Лево е новоформираното бело џуџе, во средина е бело џуџе што се лади и кристализира, а десно е црно џуџе.

Белото џуџе е стабилно откако ќе се формира и ќе продолжи да се лади речиси неодредено, за на крајот да стане црно џуџе. Претпоставувајќи дека вселената продолжува да се шири, се смета дека за 1019 до 1020 години, галаксиите ќе испарат додека нивните ѕвезди ќе избегаат во меѓугалактичкиот простор.[131] Белите џуџиња генерално треба да ја преживеат галактичката дисперзија, иако повремен судир меѓу белите џуџиња може да произведе нова ѕвезда што се спојува или бело џуџе од суперчандрасекарова маса, кое ќе експлодира во супернова од типот Ia. Се смета дека последователниот животен век на белите џуџиња е според хипотетичкиот животен век на протонот, за кој се знае дека е најмалку 10 34-10 35 години. Некои теории на големото обединување предвидуваат животен век на протонот помеѓу 1030 и 1036 години. Ако овие теории не се валидни, протонот сепак може да се распадне со сложени јадрени реакции или преку квантни гравитациски процеси кои вклучуваат виртуелни црни дупки; во овие случаи, се проценува дека животниот век не е повеќе од 10200 години. Ако протоните навистина се распаѓаат, масата на белото џуџе ќе се намалува многу бавно со текот на времето додека неговите јадра се распаѓаат, сè додека не изгуби доволно маса за да стане неизродена грутка материја, и конечно целосно да исчезне.

Белото џуџе, исто така, може да биде канибализирано или испарувано од придружна ѕвезда, предизвикувајќи белото џуџе да изгуби толку многу маса што да стане објект со планетарна маса. Резултирачкиот објект, кој орбитира околу поранешната придружничка, веже ѕвезда домаќин, може да биде планета со хелиум или дијамантска планета.[132][133]

Отпаднати дискови и планети

[уреди | уреди извор]
Впечаток на уметникот за остатоци околу бело џуџе [134]
Комета паѓа во бело џуџе (впечаток на уметникот) [135]

Ѕвездениот и планетарниот систем на белото џуџе е наследен од неговата зачетна ѕвезда и може да комуницира со белото џуџе на различни начини. Постојат неколку индикации дека белото џуџе има остаток на планетарен систем.

Најчестиот забележлив доказ за остаток на планетарен систем е загадувањето на спектарот на бело џуџе со металични линии на насобирање. 27-50% од белите џуџиња покажуваат спектар загаден со метали,[136] но овие тешки елементи се сместуваат во атмосферата на белите џуџиња постудени од 20.000 К. Најшироко прифатената хипотеза е дека ова загадување доаѓа од карпести тела кои се нарушени од плима.[137][138] Првото набљудување на бело џуџе загадено со метал било од ван Манен [139] во 1917 година во опсерваторијата Маунт Вилсон и денес е признаено како прв доказ за вонсончеви планети во астрономијата.[140] Белото џуџе Ван Манен 2 покажува железо, калциум и магнезиум во својата атмосфера, но ван Манен погрешно ја класифицирал како најбледа ѕвезда од типот F врз основа на калциумовите H- и K-линии.[141] Се смета дека азотот кај белите џуџиња доаѓа од азотниот мраз на предметите од екстрасончевиот Кајперови Појас, литиумот се смета дека доаѓа од материјалот од натрупаната кора, а берилиумот се смета дека доаѓа од вонсончевите месечини.

Помалку вообичаен доказ за набљудување е инфрацрвениот вишок поради рамен и оптички дебел остаточен диск, кој се наоѓа кај околу 1-4% од белите џуџиња. Првото бело џуџе со инфрацрвен вишок било откриено од Цукерман и Беклин во 1987 година во блиската инфрацрвена светлина околу Гиклас 29-38 [142] и подоцна било потврдено како остаточен диск.[143] Белите џуџиња кои се потопли од 27.000 К ја сублимираат целата прашина формирана со плимно пореметување на карпесто тело, спречувајќи формирање на остаточен диск. Кај постудените бели џуџиња, карпестото тело може да биде плимно нарушено во близина на Рошевата граница и да биде принудено во кружна орбита од Појнтинг-Робертсоновиот ефект, што е посилно за помалку масивни бели џуџиња. Појнтинг-Робертсоновиот ефект, исто така, ќе предизвика правот да орбитира сè поблиску и поблиску кон белото џуџе, додека на крајот не се сублимира и дискот не исчезне. Остаточниот диск ќе има животен век од околу неколку милиони години за белите џуџиња потопли од 10.000 К. Постудените бели џуџиња може да имаат век на траење на дискот од неколку 10 милиони години, што е доволно време за плимно да се прекине второто карпесто тело и да се формира втор диск околу бело џуџе, како што се двата прстени околу LSPM J0207+3331.[144]

Најмалку вообичаени забележливи докази за планетарни системи се откриени големи или помали планети. Единствено неколку џиновски планети и неколку помали планети се познати околу белите џуџиња.[145] Тоа е растечки список со откритија на околу 6 вонсончеви планети кои се очекуваат со Гаја.[146] ввонсончевите планети со ВТЏВ се очекува да бидат <4 [147] и 4–8.[148]

Инфрацрвените спектроскопски набљудувања направени од вселенскиот телескоп Спицер на НАСА на средишната ѕвезда на маглината Завојница укажуваат на присуство на облак од прашина, кој може да биде предизвикан од судири на кометите. Можно е паѓањето на материјал од ова да предизвика емисија на Х-зраци од средишната ѕвезда.[149][150] Слично на тоа, набљудувањата направени во 2004 година укажале на присуство на облак од прашина околу младенчето (се проценува дека се формирал од неговиот родоначалник АЏГ околу 500 пред милиони години) бело џуџе G29-38, кое можеби е создадено со плимно нарушување на комета што минува блиску до белото џуџе.[143] Некои проценки засновани на содржината на металичност во атмосферите на белите џуџиња сметаат дека најмалку 15% од нив може да орбитираат планети или астероиди, или барем нивни остатоци.[151] Друга предложена идеја е дека белите џуџиња би можеле да бидат орбитирани од соголените јадра на карпестите планети, кои би ја преживеале фазата на црвениот џин на нивната ѕвезда, но ќе ги изгубат своите надворешни слоеви и, со оглед на тие планетарни остатоци, најверојатно, би биле направени од метали, да се обидат да детектираат ги барајќи ги потписите на нивната интеракција со магнетното поле на белото џуџе.[152] Други предложени идеи за тоа како белите џуџиња се загадени со прашина вклучуваат расејување на астероиди од планети [153][154][155] или преку расејување планети-планети.[156] Ослободувањето на вонсончевите месечини од нивната планета домаќин може да предизвика загадување на бело џуџе со прашина. Или ослободувањето може да предизвика расфрлање на астероиди кон белото џуџе или вонсончевата месечина може да се распрсне во Рошевата граница на белото џуџе.[157] Механизмот позади загадувањето на белите џуџиња во двојните системи бил исто така истражен бидејќи на овие системи им недостасува голема планета, но оваа идеја не може да го објасни присуството на прашина околу единечни бели џуџиња.[158] Додека старите бели џуџиња покажуваат докази за натрупување прашина, белите џуџиња постари од ~ 1 милијарда години или >7000 K со правлив инфрацрвен вишок не биле откриени [159] до откривањето на LSPM J0207+3331 во 2018 година, кое има старост на ладење од ~ 3 милијарди години. Белото џуџе покажува две правливи компоненти кои се објаснуваат со два прстени со различни температури.

Белото металично џуџе WD 1145+017 е првото бело џуџе кое било забележано со мала планета која се распаѓа и која поминува низ ѕвездата.[160][161] Распаѓањето на планетата генерира остаточен облак кој поминува пред ѕвездата на секои 4,5 часа, предизвикувајќи 5-минутно затемнување на оптичката осветленост на ѕвездата.[161] Длабочината на преминот е променлива.

Џиновската планета WD J0914+1914b испарува од силното ултравиолетово зрачење на жешкото бело џуџе. Дел од испарениот материјал се спојува во гасовит диск околу белото џуџе. Слабата водородна линија, како и другите линии во спектарот на белото џуџе го откриле присуството на џиновската планета.[162]

Белото џуџе WD 0145+234 покажува осветленост во средно-инфрацрвеното светло, што се гледа во податоците на NEOWISE. Осветлувањето не се гледа пред 2018 година. Се толкува како плимно пореметување на егзоастероид, како прввиот забележан таков настан.[163]

WD 1856+534 е првата и единствена голема планета која транзитира околу бело џуџе (од 2022 година).

GD 140 и LAWD 37 се смета дека имаат џиновски вонсончеви планети поради аномалија во правилното движење Хипаркос-Гаја. За GD 140 постои сомнеж дека е планета неколку пати помасивна од Јупитер, а за LAWD 37 дека е планета со помала маса од Јупитер.[164][165] Дополнително, за WD 0141-675 постои сомнеж дека е супер-Јупитер со орбитален период од 33,65 дена врз основа на астрометријата на Гаја. Ова е извонредно затоа што WD 0141-675 е загадено со метали и долго време постои сомнеж дека бели џуџиња загадени со метал се домаќини на џиновски планети кои ги нарушуваат орбитите на помалите планети, предизвикувајќи загадување.[166] И GD 140 и WD 0141 ќе бидат набљудувани со вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“ во циклусот 2 со цел да се открие инфрацрвениот вишок предизвикан од планетите.[167] Сепак, било откриено дека планетата кандидат на WD 0141-675 е лажна, предизвикана од софтверска грешка.[168]

Истражувањето на вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“ на четири бели џуџиња загадени со метал открило две директно снимени кандидати за вонсончеви планети со маса од 1-7 MJ. Првата орбитира околу WD 1202−232 (LP 852-7), а другата околу WD 2105−82 (LAWD 83). Доколку се потврди тоа, тие ќе бидат првите директно снимени планети кои најверојатно настанале од материјал од околните ѕвездени дискови, што претставува ново население на директно снимени џиновски планети кои се послични на џиновите од Сончевиот Систем по возраст, а веројатно и во нивната атмосфера. Потврдата ќе биде можна преку заедничкиот правилен метод на движење со вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“.[169]

Во 2024 година било откриено дека белото џуџе во системот PHL 5038AB е загадено со калциум од карпестиот материјал. Белото џуџе е орбитирано од кафеаво џуџе, кое било откриено во 2009 година. Ова се смета за можеби првиот случај на поврзување на загадувањето од бело џуџе со присуството на подѕвезден објект. Се смета дека орбитите на планетезималите се нарушени од кафеавото џуџе, што предизвикува загадување на белото џуџе.[170]

Во 2024 година бил пронајден кандидат за планета околу масивното бело џуџе GALEX J071816.4+373139 со помош на Гаја и Спицер. Кандидатот има маса од околу 3,6 MJ, има температура од околу 400 келвини (127 °C; 260 °F). Белото џуџе има маса од 1.29 M☉и веројатно е кислородно-неонско бело џуџе.[171]

Живеалиште

[уреди | уреди извор]

Предложено е дека бели џуџиња со површинска температура помала од 10.000 К би можело да имаатживотопогоден појас на растојание од в. 0,005 до 0,02 АЕ што би траело нагоре од 3 милијарди години. Ова е толку блиску што сите планети погодни за живот би биле плимно заклучени. Целта е да се бараат премини на хипотетички планети слични на Земјата кои би можеле да мигрираат навнатре или да се формираат таму. Бидејќи белото џуџе има големина слична на онаа на планетата, ваквите премини би предизвикале силни затемнувања.[172] Поновите истражувања фрлаат одредени сомнежи за оваа идеја, имајќи предвид дека блиските орбити на тие хипотетички планети околу нивните матични ѕвезди би ги подложиле на силни плимни сили кои би можеле да ги направат непогодни за живеење со активирање на ефектот на стаклена градина.[173] Друго предложено ограничување за оваа идеја е потеклото на тие планети. Доколку се остави настрана формирањето од насобирачкиот диск што го опкружува белото џуџе, постојат два начини на кои планетата би можела да заврши во блиска орбита околу ѕвезди од овој вид: со тоа што ќе преживее да биде зафатена од ѕвездата за време на нејзината фаза на црвен џин, а потоа да се спира навнатре или навнатре. Првиот случај е неверодостоен за телата со мала маса, бидејќи тие веројатно нема да преживеат кога ќе бидат апсорбирани од нивните ѕвезди. Во вториот случај, планетите би морале да исфрлат толку многу орбитална енергија како топлина, преку плимните интеракции со белото џуџе, што најверојатно би завршиле како жар што не може да се живее.[174]

Двојни ѕвезди и нови

[уреди | уреди извор]
Процесот на спојување на две коорбитирачки бели џуџиња произведува гравитациски бранови

Доколку белото џуџе е во двоен ѕвезден систем и насобира материја од својот придружник, може да се појават различни феномени, вклучувајќи нови и супернови од типот Ia. Може да биде и супер-мек извор на рендген доколку е способен да земе материјал од својот придружник доволно брзо за да одржи соединување на неговата површина.[175] Од друга страна, феномените во двојние системи, како што се плимната интеракција и интеракцијата на ѕвезда-диск, умерени или не со магнетни полиња, делуваат на вртењето на акредитираните бели џуџиња. Всушност, (безбедно познатите) бели џуџиња кои најбрзо се вртат се членови на бинарни системи (најбрзиот е белото џуџе во CTCV J2056-3014).[176] Блискиот двоен систем од две бели џуџиња може да го изгуби аголниот импулс и да зрачи енергија во форма на гравитациски бранови, предизвикувајќи нивната меѓусебна орбита постојано да се намалува додека ѕвездите не се спојат.[177][178]

Супернова од типот Ia

[уреди | уреди извор]
Орбити на вонсончевите планети WD 1856+534

Масата на изолирано, невртежно бело џуџе не може да ја надмине Чандрасекаровата граница од ~ 1,4 M☉. Оваа граница може да се зголеми ако белото џуџе се врти брзо и нерамномерно.[179] Белите џуџиња во двојните системи можат да акредитираат материјал од придружна ѕвезда, зголемувајќи ја и нивната маса и нивната густина. Како што нивната маса се приближува до Чандрасекаровата граница, тоа теоретски може да доведе до експлозивно палење на соединување во белото џуџе или негов колапс во неутронска ѕвезда.

Постојат два модели кои би можеле да ги објаснат зачетните системи на суперновите од типот Ia: моделот со единечна дегенерација и моделот со двојна дегенерација. Во моделот со единечна дегенерација, белото џуџе јаглерод-кислород ја собира масата и го компресира неговото јадро со влечење маса од придружна неизродена ѕвезда. Се верува дека загревањето на јадрото со компресија доведува до палење на јаглеродно соединување како што масата се приближува до Чандрасекаровата граница. Бидејќи белото џуџе е поддржано против гравитацијата со притисок на квантна дегенерација наместо со термички притисок, додавањето топлина во внатрешноста на ѕвездата ја зголемува нејзината температура, но не и нејзиниот притисок, така што белото џуџе не се шири и лади како одговор на тоа. Наместо тоа, зголемената температура ја забрзува брзината на реакцијата на соединување, во процес кој се храни од самиот себе. Термојадрениот пламен троши голем дел од белото џуџе за неколку секунди, предизвикувајќи експлозија на супернова од типот Iа што ја уништува ѕвездата.[180] Во друг можен механизам за Тип Ia супернова, двојниот изроден модел, две бели џуџиња јаглерод-кислород во двоен систем се спојуваат, создавајќи објект со маса поголема од Чандрасекаровата граница во која потоа се запалува јаглеродното соединување. Во двата случаи, белите џуџиња не се очекува да ја преживеат суперновата од типот Ia.[181]

Моделот со единечна дегенерација бил фаворизираниот механизам за суперновите од типот Ia, но денес, поради набљудувањата, се смета дека двојниот изроден модел е поверојатното сценарио. Предвидените стапки на спојување на бело џуџе и бело џуџе се споредливи со брзината на суперновите од типот Ia и би го објасниле недостатокот на водород во спектрите на суперновите од типот Ia.[182] Сепак, главниот механизам за супернова од типот Iа останува отворено прашање.[183] Во сценариото со единечна дегенерација, стапката на натрупување на белото џуџе треба да биде во тесен опсег зависно од неговата маса, така што водородот што гори на површината на белото џуџе е стабилен. Доколку стапката на насобирање е премногу ниска, новата на површината на белото џуџе ќе го однесат насобраниот материјал. Доколку е превисоко, белото џуџе ќе се прошири, а белото џуџе и придружната ѕвезда ќе бидат во заедничка обвивка. Ова го запира растот на белото џуџе, спречувајќи го да ја достигне Чандрасекаровата граница и да експлодира.[182] За моделот со единечна дегенерација се очекува неговиот придружник да преживее, но нема силни докази за таква ѕвезда во близина на локациите на супернова од тип Ia. Во сценариото за двојно дегенерирање, белите џуџиња треба да бидат во многу блиски двојни линии, инаку нивното инспиративно време е подолго од староста на вселената. Исто така, веројатно е дека наместо супернова од типот Ia, спојувањето на две бели џуџиња ќе доведе до колапс на јадрото. Како што белото џуџе брзо го собира материјалот, јадрото може да се запали надвор од центарот што доведува до гравитациски нестабилности што би можеле да создадат неутронска ѕвезда.

Набљудувањата не успеале да забележат знаци на акреција што водат до Тип Ia супернова, а денес се смета дека ова е затоа што ѕвездата прво е натоварена над Чандрасекаровата граница, додека исто така се врти до многу висока брзина со истиот процес. Штом ќе запре акрецијата, ѕвездата постепено се забавува додека вртењето повеќе не е доволно за да се спречи експлозијата.[184]

Историската светла SN 1006 се смета дека била супернова од типот Ia од бело џуџе, веројатно спојување на две бели џуџиња. Тиховата супернова од 1572 година исто така била тип Ia супернова, и нејзиниот остаток е откриен.[185] Близок кандидат да биде преживеан од типот Ia на супернова е WD 0810-353.[186]

Пост-обична двојна обвивка

[уреди | уреди извор]

Пост-обичната двојна обвивка (ПОДО) е бинарна форма која се состои од бело џуџе и тесно заклучено црвено џуџе (во други случаи ова може да биде кафеаво џуџе наместо црвено џуџе). Овие двојни форми се формираат кога црвеното џуџе е зафатено во фазата на црвениот џин. Додека црвеното џуџе орбитира внатре во заедничката обвивка, се забавува во погустата средина. Оваа забавена орбитална брзина се компензира со намалување на орбиталното растојание помеѓу црвеното џуџе и јадрото на црвениот џин. Црвеното џуџе се собира навнатре кон јадрото и може да се спои со јадрото. Доколку тоа не се случи и наместо тоа се исфрли заедничката обвивка, тогаш ситемот завршува во блиска орбита, составена од бело џуџе и црвено џуџе. Овој тип на бинарни содржини се нарекува Пост-обичната двојна обвивка. Развојот на ПОДО продолжува додека двете џуџести ѕвезди орбитираат сè поблиску и поблиску поради магнетното сопирање и со ослободување на гравитационите бранови. Системот може да се развие во одреден момент во катаклизмична променлива, и затоа Пост-обичната двојна обвивка понекогаш се нарекува пред-катаклизмичка променлива.

Катаклизмички променливи

[уреди | уреди извор]

Пред акредицијата на материјалот да го турне белото џуџе блиску до Чандрасекаровата граница, насобраниот материјал богат со водород на површината може да се запали во помалку деструктивен тип на термојадрена експлозија придвижувана од водородно соединување. Овие површински експлозии може да се повторат сè додека јадрото на белото џуџе остане недопрено. Овој послаб вид на повторувачки катаклизмичен феномен се нарекува (класична) нова. Астрономите, исто така, забележале џуџести нови, кои имаат помали, почести врвови на сјајност од класичните нови. Се смета дека тие се предизвикани од ослободувањето на гравитационата потенцијална енергија кога дел од насобирачкиот диск ќе се урне врз ѕвездата, наместо преку ослободување на енергија поради соединување. Општо земено, двојните системи со бело џуџе што ја акредитираат материја од ѕвезден придружник се нарекуваат катаклизмички променливи. Како и нови и џуџести нови, познати се неколку други класи на овие променливи, вклучувајќи ги и поларните и средните поларни ѕвезди, од кои и двете се карактеризираат со високомагнетни бели џуџиња.[187][188] Забележано е дека и катаклизмичните променливи напојувани од соединување и насобирање се извори на Х-зраци.

Други податоци што не се пред супернова

[уреди | уреди извор]

Други двојни податоци кои не се пред супернова вклучуваат двојни податоци што се состојат од ѕвезда (или џин) од главната низа и бело џуџе. Двојиот Сириус АВ е веројатно најпознатиот пример. Белите џуџиња можат да постојат и како двојни или повеќе ѕвездени системи кои се состојат само од бели џуџиња. Пример за решен систем на тројно бело џуџе е WD J1953-1019, откриен со податоците на Gaia DR2. Едно интересно поле е проучувањето на преостанатите планетарни системи околу белите џуџиња. Додека ѕвездите се светли и често ги надминуваат вонсончевите планети и кафеави џуџиња кои орбитираат околу нив, белите џуџиња се слаби. Ова им овозможува на астрономите подетално да ги проучуваат овие вонсончевите планети и кафеави џуџиња. Под-кафеавото џуџе околу белото џуџе WD 0806−661 е еден таков пример.

Близина

[уреди | уреди извор]
Бели џуџиња со 25 светлосни години оддалеченост[189]
Идентификатор Број Растојание(ly) Вид Апсолутна величина Маса

(M☉) 		Сјајност

(L☉) 		Старост (Gyr) Тела во системот
Сириус B 0642–166 8.66 DA 11.18 0.98 0.0295 0.10 2
Прокион B 0736+053 11.46 DQZ 13.20 0.63 0.00049 1.37 2
Ван Манен 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 Еридан B 0413-077 16.39 DA 11.27 0.59 0.0141 0.12 3
Стајн 2051 B 0426+588 17.99 DC 13.43 0.69 0.00030 2.02 2
G 240-72 1748+708 20.26 DQ 15.23 0.81 0.000085 5.69 1
Глизе 223.2 0552–041 21.01 DZ 15.29 0.82 0.000062 7.89 1
Глизе 3991 B[190] 1708+437 24.23 D?? >15 0.5 <0.000086 >6 2

Галерија

[уреди | уреди извор]
  • Илустрација на карпести остатоци околу бело џуџе
    Илустрација на карпести остатоци околу бело џуџе
  • Cocoon of a new white dwarf in the centre of NGC 2440
    Кожурец на ново бело џуџе во центарот на NGC 2440
  • Впечаток на уметникот за развојно бело џуџе и пулсарачки двоен систем
    Впечаток на уметникот за развојно бело џуџе и пулсарачки двоен систем
  • Илустрација на ултраладно џуџе со придружно бело џуџе
    Илустрација на ултраладно џуџе со придружно бело џуџе

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Johnson, J. (2007). „Extreme stars: White dwarfs & neutron stars“ (Lecture notes). Astronomy 162. Ohio State University. Архивирано од изворникот на 31 March 2012. Посетено на 17 October 2011.
  2. ↑ Henry, T.J. (1 January 2009). „The one hundred nearest star systems“. Research Consortium on Nearby Stars. Архивирано од изворникот на 12 November 2007. Посетено на 21 July 2010.
  3. ↑ Evry L. Schatzman (1958). White Dwarfs. North-Holland Publishing Company. ISBN 978-0-598-58212-6.
  4. ↑ Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). „The potential of white dwarf cosmochronology“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
  5. ↑ Richmond, M. „Late stages of evolution for low-mass stars“. Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. Архивирано од изворникот на 4 September 2017. Посетено на 3 May 2007.
  6. ↑ Liebert, James; Bergeron, P.; Eisenstein, D.; Harris, H. C.; Kleinman, S. J.; Nitta, A.; Krzesinski, J. (2004). „A helium white dwarf of extremely low mass“. The Astrophysical Journal. 606 (2): L147. arXiv:astro-ph/0404291. Bibcode:2004ApJ...606L.147L. doi:10.1086/421462.
  7. ↑ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. "Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf". Соопштение за печат.
  8. ↑ Spergel, D.N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M.R.; Bennett, C.L.; Dunkley, J.; и др. (2007). „Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: Implications for cosmology“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
  9. ↑ §3, Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, S.E.; Langer, N.; Hartmann, D.H. (2003). „How massive single stars end their life“. Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.
  10. ↑ Herschel, W. (1785). „Catalogue of Double Stars“. Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 75: 40–126. Bibcode:1785RSPT...75...40H. doi:10.1098/rstl.1785.0006. JSTOR 106749.
  11. ↑ Adams, W.S. (1914). „An A-type star of very low luminosity“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 26 (155): 198. Bibcode:1914PASP...26..198A. doi:10.1086/122337.
  12. ↑ 12,0 12,1 Bessel, F.W. (1844). „On the variations of the proper motions of Procyon and Sirius“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 6 (11): 136–141. Bibcode:1844MNRAS...6R.136B. doi:10.1093/mnras/6.11.136a.
  13. ↑ 13,0 13,1 Flammarion, Camille (1877). „The companion of Sirius“. Astronomical Register. 15: 186. Bibcode:1877AReg...15..186F.
  14. ↑ Adams, W.S. (1915). „The spectrum of the companion of Sirius“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 27 (161): 236. Bibcode:1915PASP...27..236A. doi:10.1086/122440.
  15. ↑ van Maanen, A. (1917). „Two faint stars with large proper motion“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 29 (172): 258. Bibcode:1917PASP...29..258V. doi:10.1086/122654.
  16. ↑ Luyten, W.J. (1922). „The mean parallax of early-type stars of determined proper motion and apparent magnitude“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 34 (199): 156. Bibcode:1922PASP...34..156L. doi:10.1086/123176.
  17. ↑ Luyten, W.J. (1922). „Note on some faint early-type stars with large proper motions“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 34 (197): 54. Bibcode:1922PASP...34...54L. doi:10.1086/123146.
  18. ↑ Luyten, W.J. (1922). „Additional note on faint early-type stars with large proper motions“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 34 (198): 132. Bibcode:1922PASP...34..132L. doi:10.1086/123168.
  19. ↑ Aitken, R.G. (1922). „Comet c 1922 (Baade)“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 34 (202): 353. Bibcode:1922PASP...34..353A. doi:10.1086/123244.
  20. ↑ Eddington, A. S. (1924). „On the relation between the masses and luminosities of the stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 84 (5): 308–333. Bibcode:1924MNRAS..84..308E. doi:10.1093/mnras/84.5.308.
  21. ↑ Luyten, W.J. (1950). „The search for white dwarfs“. The Astronomical Journal. 55: 86. Bibcode:1950AJ.....55...86L. doi:10.1086/106358.
  22. ↑ McCook, George P.; Sion, Edward M. (1999). „A catalog of spectroscopically identified white dwarfs“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 121 (1): 1–130. Bibcode:1999ApJS..121....1M. doi:10.1086/313186.
  23. ↑ Eisenstein, Daniel J.; Liebert, James; Harris, Hugh C.; Kleinman, S. J.; Nitta, Atsuko; Silvestri, Nicole; и др. (2006). „A catalog of spectroscopically confirmed white dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey, data release 4“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 167 (1): 40–58. arXiv:astro-ph/0606700. Bibcode:2006ApJS..167...40E. doi:10.1086/507110.
  24. ↑ Kilic, M.; Allende Prieto, C.; Brown, Warren R.; Koester, D. (2007). „The lowest mass white dwarf“. The Astrophysical Journal. 660 (2): 1451–1461. arXiv:astro-ph/0611498. Bibcode:2007ApJ...660.1451K. doi:10.1086/514327.
  25. ↑ 25,0 25,1 Kepler, S.O.; Kleinman, S.J.; Nitta, A.; Koester, D.; Castanheira, B.G.; Giovannini, O.; Costa, A.F.M.; Althaus, L. (2007). „White dwarf mass distribution in the SDSS“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 375 (4): 1315–1324. arXiv:astro-ph/0612277. Bibcode:2007MNRAS.375.1315K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x.
  26. ↑ Shipman, H.L. (1979). „Masses and radii of white-dwarf stars. III – Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars“. The Astrophysical Journal. 228: 240. Bibcode:1979ApJ...228..240S. doi:10.1086/156841.
  27. ↑ Boss, L. (1910). Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900. Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1910pgcs.book.....B. LCCN 10009645 – преку Archive.org.
  28. ↑ Liebert, James; Young, P. A.; Arnett, D.; Holberg, J. B.; Williams, K. A. (2005). „The age and progenitor mass of Sirius B“. The Astrophysical Journal. 630 (1): L69. arXiv:astro-ph/0507523. Bibcode:2005ApJ...630L..69L. doi:10.1086/462419.
  29. ↑ Öpik, E. (1916). „The densities of visual binary stars“. The Astrophysical Journal. 44: 292. Bibcode:1916ApJ....44..292O. doi:10.1086/142296.
  30. ↑ Eddington, A.S. (1927). Stars and Atoms. Clarendon Press. LCCN 27015694.
  31. ↑ Adams, W. S. (1925). „The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 11 (7): 382–387. Bibcode:1925PNAS...11..382A. doi:10.1073/pnas.11.7.382. PMC 1086032. PMID 16587023.
  32. ↑ Celotti, A.; Miller, J.C.; Sciama, D.W. (1999). „Astrophysical evidence for the existence of black holes“. Class. Quantum Grav. 16 (12A): A3–A21. arXiv:astro-ph/9912186. Bibcode:1999CQGra..16A...3C. doi:10.1088/0264-9381/16/12A/301.
  33. ↑ Nave, C. R. „Nuclear Size and Density“. HyperPhysics. Georgia State University. Архивирано од изворникот на 6 July 2009. Посетено на 26 June 2009.
  34. ↑ Adams, Steve (1997). Relativity: an introduction to space-time physics. London; Bristol: CRC Press. стр. 240. Bibcode:1997rist.book.....A. ISBN 978-0-7484-0621-0.
  35. ↑ Fowler, R. H. (1926). „On dense matter“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 87 (2): 114–122. Bibcode:1926MNRAS..87..114F. doi:10.1093/mnras/87.2.114.
  36. ↑ Hoddeson, L. H.; Baym, G. (1980). „The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900–28“. Proceedings of the Royal Society of London. 371 (1744): 8–23. Bibcode:1980RSPSA.371....8H. doi:10.1098/rspa.1980.0051. JSTOR 2990270.
  37. ↑ „Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition“. ScienceBits. Архивирано од изворникот на 22 May 2012. Посетено на 9 May 2007.
  38. ↑ Bean, R. „Lecture 12 – Degeneracy pressure“ (PDF). Lecture notes, Astronomy 211. Cornell University. Архивирано од изворникот (PDF) на 2007-09-25. Посетено на 21 September 2007.
  39. ↑ Anderson, W. (1929). „Über die Grenzdichte der Materie und der Energie“. Zeitschrift für Physik (германски). 56 (11–12): 851–856. Bibcode:1929ZPhy...56..851A. doi:10.1007/BF01340146.
  40. ↑ Stoner, C. (1930). „The Equilibrium of Dense Stars“. Philosophical Magazine. 9: 944.
  41. ↑ Chandrasekhar, S. (1931). „The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs“. The Astrophysical Journal. 74: 81. Bibcode:1931ApJ....74...81C. doi:10.1086/143324.
  42. ↑ Chandrasekhar, S. (1935). „The highly collapsed configurations of a stellar mass (Second paper)“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 95 (3): 207–225. Bibcode:1935MNRAS..95..207C. doi:10.1093/mnras/95.3.207.
  43. ↑ „The Nobel Prize in Physics 1983“. The Nobel Foundation. Архивирано од изворникот на 6 May 2007. Посетено на 4 May 2007.
  44. ↑ Canal, R.; Gutierrez, J. (1997). „The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection“. White Dwarfs. Astrophysics and Space Science Library. 214. стр. 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.
  45. ↑ Hillebrandt, W.; Niemeyer, J. C. (2000). „Type IA supernova explosion models“. 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.
  46. ↑ Overbye, D. (22 February 2010). „From the Clash of White Dwarfs, the Birth of a Supernova“. The New York Times. Архивирано од изворникот на 25 February 2010. Посетено на 22 February 2010.
  47. ↑ Chabrier, G.; Baraffe, I. (2000). „Theory of low-Mass stars and substellar objects“. 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.
  48. ↑ Kaler, J. „The Hertzsprung-Russell (HR) diagram“. Архивирано од изворникот на 31 August 2009. Посетено на 5 May 2007.
  49. ↑ „Basic symbols“. Standards for Astronomical Catalogues, Version 2.0. VizieR. Архивирано од изворникот на 8 May 2017. Посетено на 12 January 2007.
  50. ↑ Tohline, J. E. „The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems“. Архивирано од изворникот на 27 June 2010. Посетено на 30 May 2007.
  51. ↑ Hoyle, F. (1947). „Stars, Distribution and Motions of, Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 107 (2): 231–236. Bibcode:1947MNRAS.107..231H. doi:10.1093/mnras/107.2.231.
  52. ↑ Ostriker, J. P.; Bodenheimer, P. (1968). „Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs“. The Astrophysical Journal. 151: 1089. Bibcode:1968ApJ...151.1089O. doi:10.1086/149507.
  53. ↑ Chanillo, Sagun; Li, Yan Yan (1994). „On diameters of uniformly rotating stars“. Communications in Mathematical Physics. 166 (2): 417. Bibcode:1994CMaPh.166..417C. doi:10.1007/BF02112323.
  54. ↑ Chanillo, Sagun; Weiss, Georg S. (2012). „A remark on the geometry of uniformly rotating stars“. Journal of Differential Equations. 253 (2): 553. arXiv:1109.3046. Bibcode:2012JDE...253..553C. doi:10.1016/j.jde.2012.04.011.
  55. ↑ Saumon, Didier; Blouin, Simon; Tremblay, Pier-Emmanuel (November 2022). „Current challenges in the physics of white dwarf stars“. Physics Reports. 988: 1–63. arXiv:2209.02846. Bibcode:2022PhR...988....1S. doi:10.1016/j.physrep.2022.09.001.
  56. ↑ Sion, E. M.; Greenstein, J. L.; Landstreet, J. D.; Liebert, James; Shipman, H. L.; Wegner, G. A. (1983). „A proposed new white dwarf spectral classification system“. The Astrophysical Journal. 269: 253. Bibcode:1983ApJ...269..253S. doi:10.1086/161036.
  57. ↑ Hambly, N. C.; Smartt, S. J.; Hodgkin, S. T. (1997). „WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus“. The Astrophysical Journal. 489 (2): L157. Bibcode:1997ApJ...489L.157H. doi:10.1086/316797.
  58. ↑ Fontaine, G.; Wesemael, F. (2001). „White dwarfs“. Во Murdin, P. (уред.). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. IOP Publishing/Nature Publishing Group. ISBN 978-0-333-75088-9.
  59. ↑ Heise, J. (1985). „X-ray emission from isolated hot white dwarfs“. Space Science Reviews. 40 (1–2): 79–90. Bibcode:1985SSRv...40...79H. doi:10.1007/BF00212870.
  60. ↑ Lesaffre, P.; Podsiadlowski, Ph.; Tout, C. A. (2005). „A two-stream formalism for the convective Urca process“. 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.
  61. ↑ Mestel, L. (1952). „On the theory of white dwarf stars. I. The energy sources of white dwarfs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 112 (6): 583–597. Bibcode:1952MNRAS.112..583M. doi:10.1093/mnras/112.6.583.
  62. ↑ Bergeron, P.; Ruiz, M. T.; Leggett, S. K. (1997). „The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 108 (1): 339–387. Bibcode:1997ApJS..108..339B. doi:10.1086/312955.
  63. ↑ McCook, G. P.; Sion, E. M. (1999). „A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 121 (1): 1–130. Bibcode:1999ApJS..121....1M. doi:10.1086/313186.
  64. ↑ Leggett, S. K.; Ruiz, M. T.; Bergeron, P. (1998). „The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk“. The Astrophysical Journal. 497 (1): 294–302. Bibcode:1998ApJ...497..294L. doi:10.1086/305463.
  65. ↑ Gates, E.; Gyuk, G.; Harris, H. C.; Subbarao, M.; Anderson, S.; Kleinman, S. J.; и др. (2004). „Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey“. The Astrophysical Journal. 612 (2): L129. arXiv:astro-ph/0405566. Bibcode:2004ApJ...612L.129G. doi:10.1086/424568.
  66. ↑ Kilic, M.; Thorstensen, J. R.; Kowalski, P. M.; Andrews, J. (2012). „11–12 Gyr old white dwarfs 30 pc away“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 423 (1): L132–L136. arXiv:1204.2570. Bibcode:2012MNRAS.423L.132K. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01271.x.
  67. ↑ Winget, D. E.; Hansen, C. J.; Liebert, James; Van Horn, H. M.; Fontaine, G.; Nather, R. E.; Kepler, S. O.; Lamb, D. Q. (1987). „An independent method for determining the age of the universe“. The Astrophysical Journal. 315: L77. Bibcode:1987ApJ...315L..77W. doi:10.1086/184864. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  68. ↑ Trefil, J. S. (2004). The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe. Dover Publications. ISBN 978-0-486-43813-9.
  69. ↑ van Horn, H. M. (January 1968). „Crystallization of White Dwarfs“. The Astrophysical Journal. 151: 227. Bibcode:1968ApJ...151..227V. doi:10.1086/149432.
  70. ↑ Barrat, J. L.; Hansen, J. P.; Mochkovitch, R. (1988). „Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 199 (1–2): L15. Bibcode:1988A&A...199L..15B.
  71. ↑ Winget, D. E. (1995). „The Status of White Dwarf Asteroseismology and a Glimpse of the Road Ahead“. Baltic Astronomy. 4 (2): 129. Bibcode:1995BaltA...4..129W. doi:10.1515/astro-1995-0209.
  72. ↑ Metcalfe, T. S.; Montgomery, M. H.; Kanaan, A. (20 April 2004). „Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093“. The Astrophysical Journal. 605 (2): L133–L136. arXiv:astro-ph/0402046. Bibcode:2004ApJ...605L.133M. doi:10.1086/420884.
  73. ↑ Whitehouse, David (16 February 2004). „Diamond star thrills astronomers“. BBC News. Архивирано од изворникот на 5 February 2007. Посетено на 6 January 2007.
  74. ↑ Kanaan, A.; Nitta, A.; Winget, D. E.; Kepler, S. O.; Montgomery, M. H.; Metcalfe, T. S.; и др. (2005). „Whole Earth Telescope observations of BPM 37093: A seismological test of crystallization theory in white dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 432 (1): 219–224. arXiv:astro-ph/0411199. Bibcode:2005A&A...432..219K. doi:10.1051/0004-6361:20041125.
  75. ↑ Brassard, P.; Fontaine, G. (2005). „Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View“. The Astrophysical Journal. 622 (1): 572–576. Bibcode:2005ApJ...622..572B. doi:10.1086/428116.
  76. ↑ Hansen, B. M. S.; Liebert, James (2003). „Cool White Dwarfs“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41: 465. Bibcode:2003ARA&A..41..465H. doi:10.1146/annurev.astro.41.081401.155117.
  77. ↑ Antoine, Bédard; Simon, Blouin; Sihao, Cheng (2024). „Buoyant crystals halt the cooling of white dwarf stars“. Nature (англиски). 627 (8003): 286–288. Bibcode:2024Natur.627..286B. doi:10.1038/s41586-024-07102-y. ISSN 1476-4687. PMID 38448597 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  78. ↑ Althaus, L. G.; García-Berro, E.; Isern, J.; Córsico, A. H.; Miller Bertolami, M. M. (January 2012). „New phase diagrams for dense carbon-oxygen mixtures and white dwarf evolution“. Astronomy & Astrophysics. 537: A33. arXiv:1110.5665. Bibcode:2012A&A...537A..33A. doi:10.1051/0004-6361/201117902.
  79. ↑ Blouin, Simon; Daligault, Jérôme; Saumon, Didier (1 April 2021). „22 Ne Phase Separation as a Solution to the Ultramassive White Dwarf Cooling Anomaly“. The Astrophysical Journal Letters. 911 (1): L5. arXiv:2103.12892. Bibcode:2021ApJ...911L...5B. doi:10.3847/2041-8213/abf14b.
  80. ↑ Blouin, Simon; Daligault, Jérôme; Saumon, Didier; Bédard, Antoine; Brassard, Pierre (August 2020). „Toward precision cosmochronology: A new C/O phase diagram for white dwarfs“. Astronomy & Astrophysics. 640: L11. arXiv:2007.13669. Bibcode:2020A&A...640L..11B. doi:10.1051/0004-6361/202038879.
  81. ↑ Tremblay, P.-E.; Fontaine, G.; Fusillo, N. P. G.; Dunlap, B. H.; Gänsicke, B. T.; Hollands, M. H.; и др. (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. Архивирано од изворникот (PDF) на 23 July 2019. Посетено на 23 July 2019.
  82. ↑ Istrate, A. G.; Tauris, T. M.; Langer, N.; Antoniadis, J. (2014). „The timescale of low-mass proto-helium white dwarf evolution“. Astronomy and Astrophysics. 571: L3. arXiv:1410.5471. Bibcode:2014A&A...571L...3I. doi:10.1051/0004-6361/201424681.
  83. ↑ „First Giant Planet around White Dwarf Found – ESO observations indicate the Neptune-like exoplanet is evaporating“. www.eso.org (англиски). Архивирано од изворникот на 4 December 2019. Посетено на 4 December 2019.
  84. ↑ Schatzman, E. (1945). „Théorie du débit d'énergie des naines blanches“. Annales d'Astrophysique. 8: 143. Bibcode:1945AnAp....8..143S.
  85. ↑ Koester, D.; Chanmugam, G. (1990). „Physics of white dwarf stars“. Reports on Progress in Physics. 53 (7): 837–915. Bibcode:1990RPPh...53..837K. doi:10.1088/0034-4885/53/7/001.
  86. ↑ Kawaler, S. D. (1997). „White Dwarf Stars“. Во Kawaler, S. D.; Novikov, I.; Srinivasan, G. (уред.). Stellar remnants. 1997. ISBN 978-3-540-61520-0.
  87. ↑ Kuiper, G. P. (1941). „List of Known White Dwarfs“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 53 (314): 248. Bibcode:1941PASP...53..248K. doi:10.1086/125335.
  88. ↑ Luyten, W. J. (1952). „The Spectra and Luminosities of White Dwarfs“. The Astrophysical Journal. 116: 283. Bibcode:1952ApJ...116..283L. doi:10.1086/145612.
  89. ↑ Greenstein, J. L. (1960). Stellar atmospheres. University of Chicago Press. Bibcode:1960stat.book.....G. LCCN 61-9138.
  90. ↑ Kepler, S. O.; Kleinman, S. J.; Nitta, A.; Koester, D.; Castanheira, B. G.; Giovannini, O.; Costa, A. F. M.; Althaus, L. (2007). „White dwarf mass distribution in the SDSS“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 375 (4): 1315–1324. arXiv:astro-ph/0612277. Bibcode:2007MNRAS.375.1315K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x.
  91. ↑ Dufour, P.; Liebert, James; Fontaine, G.; Behara, N. (2007). „White dwarf stars with carbon atmospheres“. Nature. 450 (7169): 522–4. arXiv:0711.3227. Bibcode:2007Natur.450..522D. doi:10.1038/nature06318. PMID 18033290.
  92. ↑ Xu, S.; Jura, M.; Koester, D.; Klein, B.; Zuckerman, B. (2013). „Discovery of Molecular Hydrogen in White Dwarf Atmospheres“. The Astrophysical Journal. 766 (2): L18. arXiv:1302.6619. Bibcode:2013ApJ...766L..18X. doi:10.1088/2041-8205/766/2/L18.
  93. ↑ Jura, M.; Young, E.D. (2014-01-01). „Extrasolar Cosmochemistry“. Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 42 (1): 45–67. Bibcode:2014AREPS..42...45J. doi:10.1146/annurev-earth-060313-054740.
  94. ↑ Wilson, D.J.; Gänsicke, B.T.; Koester, D.; Toloza, O.; Pala, A. F.; Breedt, E.; Parsons, S.G. (2015-08-11). „The composition of a disrupted extrasolar planetesimal at SDSS J0845+2257 (Ton 345)“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 451 (3): 3237–3248. arXiv:1505.07466. Bibcode:2015MNRAS.451.3237W. doi:10.1093/mnras/stv1201.
  95. ↑ Blackett, P. M. S. (1947). „The Magnetic Field of Massive Rotating Bodies“. Nature. 159 (4046): 658–66. Bibcode:1947Natur.159..658B. doi:10.1038/159658a0. PMID 20239729.
  96. ↑ Lovell, B. (1975). „Patrick Maynard Stuart Blackett, Baron Blackett, of Chelsea. 18 November 1897 – 13 July 1974“. Biographical Memoirs of Fellows of the Royal Society. 21: 1–115. doi:10.1098/rsbm.1975.0001. JSTOR 769678.
  97. ↑ Landstreet, John D. (1967). „Synchrotron radiation of neutrinos and its astrophysical significance“. Physical Review. 153 (5): 1372–1377. Bibcode:1967PhRv..153.1372L. doi:10.1103/PhysRev.153.1372.
  98. ↑ Ginzburg, V. L.; Zheleznyakov, V. V.; Zaitsev, V. V. (1969). „Coherent mechanisms of radio emission and magnetic models of pulsars“. Astrophysics and Space Science. 4 (4): 464–504. Bibcode:1969Ap&SS...4..464G. doi:10.1007/BF00651351.
  99. ↑ Kemp, J.C.; Swedlund, J.B.; Landstreet, J.D.; Angel, J.R.P. (1970). „Discovery of circularly polarized light from a white dwarf“. The Astrophysical Journal. 161: L77. Bibcode:1970ApJ...161L..77K. doi:10.1086/180574.
  100. ↑ Ferrario, Lilia; de Martino, Domtilla; Gaensicke, Boris (2015). „Magnetic white dwarfs“. Space Science Reviews. 191 (1–4): 111–169. arXiv:1504.08072. Bibcode:2015SSRv..191..111F. doi:10.1007/s11214-015-0152-0.
  101. ↑ Kepler, S.O.; Pelisoli, I.; Jordan, S.; Kleinman, S.J.; Koester, D.; Kuelebi, B.; Pecanha, V.; Castanhiera, B.G.; Nitta, A. (2013). „Magnetic white dwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 429 (4): 2934–2944. arXiv:1211.5709. Bibcode:2013MNRAS.429.2934K. doi:10.1093/mnras/sts522.
  102. ↑ Landstreet, J.D.; Bagnulo, S.; Valyavin, G.G.; Fossati, L.; Jordan, S.; Monin, D.; Wade, G.A. (2012). „On the incidence of weak magnetic fields in DA white dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 545 (A30): 9pp. arXiv:1208.3650. Bibcode:2012A&A...545A..30L. doi:10.1051/0004-6361/201219829.
  103. ↑ Liebert, James; Bergeron, P.; Holberg, J. B. (2003). „The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs“. The Astronomical Journal. 125 (1): 348–353. arXiv:astro-ph/0210319. Bibcode:2003AJ....125..348L. doi:10.1086/345573.
  104. ↑ Buckley, D.A.H.; Meintjes, P.J.; Potter, S.B.; Marsh, T.R.; Gänsicke, B.T. (2017-01-23). „Polarimetric evidence of a white dwarf pulsar in the binary system AR Scorpii“. Nature Astronomy (англиски). 1 (2): 0029. arXiv:1612.03185. Bibcode:2017NatAs...1E..29B. doi:10.1038/s41550-016-0029.
  105. ↑ Merali, Zeeya (19 July 2012). „Stars draw atoms closer together“. Nature News & Comment. Nature. doi:10.1038/nature.2012.11045. Архивирано од изворникот на 20 July 2012. Посетено на 21 July 2012.
  106. ↑ „ZZ Ceti variables“. Centre deDonnées astronomiques de Strasbourg. Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables. Архивирано од изворникот на 5 February 2007. Посетено на 6 June 2007.
  107. ↑ Quirion, P.-O.; Fontaine, G.; Brassard, P. (2007). „Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature–Surface Gravity Diagram“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 171 (1): 219–248. Bibcode:2007ApJS..171..219Q. doi:10.1086/513870.
  108. ↑ Lawrence, G. M.; Ostriker, J. P.; Hesser, J. E. (1967). „Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3c 273, and Scorpius XR-1“. The Astrophysical Journal. 148: L161. Bibcode:1967ApJ...148L.161L. doi:10.1086/180037.
  109. ↑ Landolt, A. U. (1968). „A New Short-Period Blue Variable“. The Astrophysical Journal. 153: 151. Bibcode:1968ApJ...153..151L. doi:10.1086/149645.
  110. ↑ Nagel, T.; Werner, K. (2004). „Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209“. Astronomy and Astrophysics. 426 (2): L45. arXiv:astro-ph/0409243. Bibcode:2004A&A...426L..45N. doi:10.1051/0004-6361:200400079.
  111. ↑ O'Brien, M. S. (2000). „The Extent and Cause of the Pre–White Dwarf Instability Strip“. The Astrophysical Journal. 532 (2): 1078–1088. arXiv:astro-ph/9910495. Bibcode:2000ApJ...532.1078O. doi:10.1086/308613.
  112. ↑ Winget, D. E. (1998). „Asteroseismology of white dwarf stars“. Journal of Physics: Condensed Matter. 10 (49): 11247–11261. Bibcode:1998JPCM...1011247W. doi:10.1088/0953-8984/10/49/014.
  113. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). „How Massive Single Stars End Their Life“. The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.
  114. ↑ Napiwotzki, Ralf (2009). „The galactic population of white dwarfs“. Journal of Physics. Conference Series. 172 (1): 012004. arXiv:0903.2159. Bibcode:2009JPhCS.172a2004N. doi:10.1088/1742-6596/172/1/012004.
  115. ↑ Brown, J. M.; Kilic, M.; Brown, W. R.; Kenyon, S. J. (2011). „The binary fraction of low-mass white dwarfs“. The Astrophysical Journal. 730: 67. arXiv:1101.5169. Bibcode:2011ApJ...730...67B. doi:10.1088/0004-637X/730/2/67.
  116. ↑ Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, Fred C. (1997). „The End of the Main Sequence“. The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  117. ↑ Jeffery, Simon. „Stars Beyond Maturity“. Архивирано од изворникот на 4 April 2015. Посетено на 3 May 2007.
  118. ↑ Sarna, M. J.; Ergma, E.; Gerškevitš, J. (2001). „Helium core white dwarf evolution – including white dwarf companions to neutron stars“. Astronomische Nachrichten. 322 (5–6): 405–410. Bibcode:2001AN....322..405S. doi:10.1002/1521-3994(200112)322:5/6<405::AID-ASNA405>3.0.CO;2-6.
  119. ↑ Benvenuto, O. G.; De Vito, M. A. (2005). „The formation of helium white dwarfs in close binary systems – 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.
  120. ↑ Nelemans, G.; Tauris, T. M. (1998). „Formation of undermassive single white dwarfs and the influence of planets on late stellar evolution“. Astronomy and Astrophysics. 335: L85. arXiv:astro-ph/9806011. Bibcode:1998A&A...335L..85N.
  121. ↑ Празен навод (help)
  122. ↑ Woosley, S. E.; Heger, A.; Weaver, T. A. (2002). „The evolution and explosion of massive stars“. Reviews of Modern Physics. 74 (4): 1015–1071. Bibcode:2002RvMP...74.1015W. doi:10.1103/RevModPhys.74.1015.
  123. ↑ Dhillon, Vik. „The evolution of low-mass stars“. lecture notes, Physics 213. University of Sheffield. Архивирано од изворникот на 7 November 2012. Посетено на 3 May 2007.
  124. ↑ Dhillon, Vik. „The evolution of high-mass stars“. lecture notes, Physics 213. University of Sheffield. Архивирано од изворникот на 7 November 2012. Посетено на 3 May 2007.
  125. ↑ Schaffner-Bielich, Jürgen (2005). „Strange quark matter in stars: A general overview“. Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. 31 (6): S651–S657. arXiv:astro-ph/0412215. Bibcode:2005JPhG...31S.651S. doi:10.1088/0954-3899/31/6/004.
  126. ↑ Nomoto, K. (1984). „Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I – Formation of electron-degenerate O + NE + MG cores“. The Astrophysical Journal. 277: 791. Bibcode:1984ApJ...277..791N. doi:10.1086/161749.
  127. ↑ Werner, K.; Rauch, T.; Barstow, M. A.; Kruk, J. W. (2004). „Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H?1504+65“. Astronomy and Astrophysics. 421 (3): 1169–1183. arXiv:astro-ph/0404325. Bibcode:2004A&A...421.1169W. doi:10.1051/0004-6361:20047154.
  128. ↑ Livio, Mario; Truran, James W. (1994). „On the interpretation and implications of nova abundances: An abundance of riches or an overabundance of enrichments“. The Astrophysical Journal. 425: 797. Bibcode:1994ApJ...425..797L. doi:10.1086/174024.
  129. ↑ Jordan, George C. IV.; Perets, Hagai B.; Fisher, Robert T.; van Rossum, Daniel R. (2012). „Failed-detonation Supernovae: Subluminous Low-velocity Ia Supernovae and their Kicked Remnant White Dwarfs with Iron-rich Cores“. The Astrophysical Journal Letters. 761 (2): L23. arXiv:1208.5069. Bibcode:2012ApJ...761L..23J. doi:10.1088/2041-8205/761/2/L23.
  130. ↑ Panei, J. A.; Althaus, L. G.; Benvenuto, O. G. (2000). „The evolution of iron-core white dwarfs“. 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.
  131. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). „A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects“. Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337.
  132. ↑ Seager, S.; Kuchner, M.; Hier-Majumder, C.; Militzer, B. (19 July 2007). „Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets“. The Astrophysical Journal (објав. November 2007). 669 (2): 1279–1297. arXiv:0707.2895. Bibcode:2007ApJ...669.1279S. doi:10.1086/521346.
  133. ↑ Празен навод (help)
  134. ↑ „Hubble finds dead stars "polluted" with planetary debris“. ESA/Hubble Press Release. Архивирано од изворникот на 9 June 2013. Посетено на 10 May 2013.
  135. ↑ „Comet falling into white dwarf (artist's impression)“. www.spacetelescope.org. Архивирано од изворникот на 15 February 2017. Посетено на 14 February 2017.
  136. ↑ Koester, D.; Gänsicke, B. T.; Farihi, J. (2014-06-01). „The frequency of planetary debris around young white dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 566: A34. arXiv:1404.2617. Bibcode:2014A&A...566A..34K. doi:10.1051/0004-6361/201423691. ISSN 0004-6361.
  137. ↑ Jura, M. (2008-05-01). „Pollution of Single White Dwarfs by Accretion of Many Small Asteroids“. 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.
  138. ↑ 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. (2019-02-19). „A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Discovered via the 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.
  139. ↑ van Maanen, A. (1917-12-01). „Two Faint Stars with Large Proper Motion“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 29 (172): 258. Bibcode:1917PASP...29..258V. doi:10.1086/122654. ISSN 0004-6280.
  140. ↑ Klein, Beth L.; Doyle, Alexandra E.; Zuckerman, B.; Dufour, P.; Blouin, Simon; Melis, Carl; Weinberger, Alycia J.; Young, Edward D. (2021-06-01). „Discovery of Beryllium in White Dwarfs Polluted by Planetesimal Accretion“. The Astrophysical Journal. 914 (1): 61. arXiv:2102.01834. Bibcode:2021ApJ...914...61K. doi:10.3847/1538-4357/abe40b. ISSN 0004-637X.
  141. ↑ Farihi, J. (2016-04-01). „Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars“. New Astronomy Reviews. 71: 9–34. arXiv:1604.03092. Bibcode:2016NewAR..71....9F. doi:10.1016/j.newar.2016.03.001. ISSN 1387-6473.
  142. ↑ Zuckerman, B.; Becklin, E. E. (1987-11-01). „Excess infrared radiation from a white dwarf—an orbiting brown dwarf?“. Nature. 330 (6144): 138–140. Bibcode:1987Natur.330..138Z. doi:10.1038/330138a0. ISSN 0028-0836.
  143. ↑ 143,0 143,1 Reach, William T.; Kuchner, Marc J.; Von Hippel, Ted; Burrows, Adam; Mullally, Fergal; Kilic, Mukremin; Winget, D. E. (2005). „The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38“. The Astrophysical Journal. 635 (2): L161. arXiv:astro-ph/0511358. Bibcode:2005ApJ...635L.161R. doi:10.1086/499561.
  144. ↑ Steckloff, Jordan K.; Debes, John; Steele, Amy; Johnson, Brandon; Adams, Elisabeth R.; Jacobson, Seth A.; Springmann, Alessondra (2021-06-01). „How Sublimation Delays the Onset of Dusty Debris Disk Formation around White Dwarf Stars“. The Astrophysical Journal. 913 (2): L31. arXiv:2104.14035. Bibcode:2021ApJ...913L..31S. doi:10.3847/2041-8213/abfd39. ISSN 0004-637X. PMC 8740607 Проверете ја вредноста |pmc= (help). PMID 35003618 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  145. ↑ Veras, Dimitri (2021-10-01). Planetary Systems Around White Dwarfs. Bibcode:2021orel.bookE...1V.
  146. ↑ Sanderson, Hannah; Bonsor, Amy; Mustill, Alexander J (2022-06-01). „The galactic population of white dwarfs“. Journal of Physics: Conference Series. 172 (1): 012004. arXiv:0903.2159. Bibcode:2009JPhCS.172a2004N. doi:10.1088/1742-6596/172/1/012004.
  147. ↑ Mullally, Susan Elizabeth; Mullally, Fergal; Albert, Loic; Barclay, Thomas; Debes, John Henry; Kilic, Mukremin; Kuchner, Marc Jason; Quintana, Elisa V.; Reach, William (2021). „A Search for the Giant Planets that Drive White Dwarf Accretion“. JWST Proposal. Cycle 1: 1911. Bibcode:2021jwst.prop.1911M.
  148. ↑ „The MIRI survey for Exoplanets Orbiting White-dwarfs (MEOW)“. STScI.edu (англиски). Посетено на 2023-05-15.
  149. ↑ „Comet clash kicks up dusty haze“. BBC News. 13 February 2007. Архивирано од изворникот на 16 February 2007. Посетено на 20 September 2007.
  150. ↑ Su, K. Y. L.; Chu, Y.-H.; Rieke, G. H.; Huggins, P. J.; Gruendl, R.; Napiwotzki, R.; Rauch, T.; Latter, W. B.; Volk, K. (2007). „A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?“. The Astrophysical Journal. 657 (1): L41. arXiv:astro-ph/0702296. Bibcode:2007ApJ...657L..41S. doi:10.1086/513018.
  151. ↑ Sion, Edward M.; Holberg, J.B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (2009). „The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics“. The Astronomical Journal. 138: 1681–1689. arXiv:0910.1288. Bibcode:2009AJ....138.1681S. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.
  152. ↑ Li, Jianke; Ferrario, Lilia; Wickramasinghe, Dayal (1998). „Planets around White Dwarfs“. Astrophysical Journal Letters. 503: L151. Bibcode:1998ApJ...503L.151L. doi:10.1086/311546. p. L51.
  153. ↑ Debes, John H.; Walsh, Kevin J.; Stark, Christopher (24 February 2012). „The Link Between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal-Polluted White Dwarfs“. The Astrophysical Journal (англиски). 747 (2): 148. arXiv:1201.0756. Bibcode:2012ApJ...747..148D. doi:10.1088/0004-637X/747/2/148. ISSN 0004-637X.
  154. ↑ Veras, Dimitri; Gänsicke, Boris T. (2015-02-21). „Detectable close-in planets around white dwarfs through late unpacking“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 447 (2): 1049–1058. arXiv:1411.6012. Bibcode:2015MNRAS.447.1049V. doi:10.1093/mnras/stu2475. ISSN 0035-8711.
  155. ↑ Frewen, S. F. N.; Hansen, B. M. S. (2014-04-11). „Eccentric planets and stellar evolution as a cause of polluted white dwarfs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 439 (3): 2442–2458. arXiv:1401.5470. Bibcode:2014MNRAS.439.2442F. doi:10.1093/mnras/stu097. ISSN 0035-8711.
  156. ↑ Bonsor, Amy; Gänsicke, Boris T.; Veras, Dimitri; Villaver, Eva; Mustill, Alexander J. (2018-05-21). „Unstable low-mass planetary systems as drivers of white dwarf pollution“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 476 (3): 3939–3955. arXiv:1711.02940. Bibcode:2018MNRAS.476.3939M. doi:10.1093/mnras/sty446. ISSN 0035-8711.
  157. ↑ Gänsicke, Boris T.; Holman, Matthew J.; Veras, Dimitri; Payne, Matthew J. (2016-03-21). „Liberating exomoons in white dwarf planetary systems“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 457 (1): 217–231. arXiv:1603.09344. Bibcode:2016MNRAS.457..217P. doi:10.1093/mnras/stv2966. ISSN 0035-8711.
  158. ↑ Rebassa-Mansergas, Alberto; Xu (许偲艺), Siyi; Veras, Dimitri (2018-01-21). „The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 473 (3): 2871–2880. arXiv:1708.05391. Bibcode:2018MNRAS.473.2871V. doi:10.1093/mnras/stx2141. ISSN 0035-8711.
  159. ↑ Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Farihi, J. (10 February 2008). „Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. I. Warm Dust at Metal-Rich Degenerates“. The Astrophysical Journal (англиски). 674 (1): 431–446. arXiv:0710.0907. Bibcode:2008ApJ...674..431F. doi:10.1086/521715. ISSN 0004-637X.
  160. ↑ Lemonick, Michael D. (2015-10-21). „Zombie Star Caught Feasting on Asteroids“. National Geographic News. Архивирано од изворникот на 24 October 2015. Посетено на 2015-10-22.
  161. ↑ 161,0 161,1 Vanderburg, Andrew; Johnson, John Asher; Rappaport, Saul; Bieryla, Allyson; Irwin, Jonathan; Lewis, John Arban; Kipping, David; Brown, Warren R.; Dufour, Patrick (2015-10-22). „A disintegrating minor planet transiting a white dwarf“. Nature (англиски). 526 (7574): 546–549. arXiv:1510.06387. Bibcode:2015Natur.526..546V. doi:10.1038/nature15527. PMID 26490620.
  162. ↑ Gänsicke, Boris T.; Schreiber, Matthias R.; Toloza, Odette; Gentile Fusillo, Nicola P.; Koester, Detlev; Manser, Christopher J. „Accretion of a giant planet onto a white dwarf“ (PDF). ESO. Архивирано од изворникот (PDF) на 4 December 2019. Посетено на 2019-12-11.
  163. ↑ Wang. „An On-going Mid-infrared Outburst in the White Dwarf 0145+234: Catching in Action of Tidal Disruption of an Exoasteroid?“. arXiv:1910.04314.
  164. ↑ Kervella, Pierre; Arenou, Frédéric; Mignard, François; Thévenin, Frédéric (2019-03-01). „Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly“. Astronomy and Astrophysics. 623: A72. arXiv:1811.08902. Bibcode:2019A&A...623A..72K. doi:10.1051/0004-6361/201834371. ISSN 0004-6361.
  165. ↑ Kervella, Pierre; Arenou, Frédéric; Thévenin, Frédéric (2022-01-01). „Stellar and substellar companions from Gaia EDR3. Proper-motion anomaly and resolved common proper-motion pairs“. Astronomy and Astrophysics. 657: A7. arXiv:2109.10912. Bibcode:2022A&A...657A...7K. doi:10.1051/0004-6361/202142146. ISSN 0004-6361.
  166. ↑ Gaia Collaboration; Arenou, F.; Babusiaux, C.; Barstow, M. A.; Faigler, S.; Jorissen, A.; Kervella, P.; Mazeh, T.; Mowlavi, N. (2023). „Gaia Data Release 3“. Astronomy & Astrophysics. 674: A34. arXiv:2206.05595. doi:10.1051/0004-6361/202243782.
  167. ↑ „CYCLE 2 GO“. STScI.edu (англиски). Посетено на 2023-05-15.
  168. ↑ „Gaia DR3 known issues“. ESA. 5 May 2023. Посетено на 8 August 2023. During validation of epoch astrometry for Gaia DR4, an error was discovered, that had already had an impact on the Gaia DR3 non-single star results. [...] We can conclude that the solutions for [...] WD 0141-675 [...] are false-positives as far as Gaia non-single star processing is concerned.
  169. ↑ Mullally, Susan E.; Debes, John; Cracraft, Misty; Mullally, Fergal; Poulsen, Sabrina; Albert, Loic; Thibault, Katherine; Reach, William T.; Hermes, J. J. (24 Jan 2024). „JWST Directly Images Giant Planet Candidates Around Two Metal-Polluted White Dwarf Stars“. The Astrophysical Journal Letters. 962 (2): L32. arXiv:2401.13153. Bibcode:2024ApJ...962L..32M. doi:10.3847/2041-8213/ad2348.
  170. ↑ Casewell, S. L.; Debes, J.; Dupuy, T. J.; Dufour, P.; Bonsor, A.; Rebassa-Mansergas, A.; Murillo-Ojeda, R.; French, J. R.; Xu, Siyi (许偲艺) (8 Apr 2024). „PHL 5038AB: Is the brown dwarf causing pollution of its white dwarf host star?“. MNRAS. 530 (3): 3302–3309. arXiv:2404.05488. doi:10.1093/mnras/stae974.
  171. ↑ Cheng, Sihao; Schlaufman, Kevin C.; Caiazzo, Ilaria (2024-08-01), A Candidate Giant Planet Companion to the Massive, Young White Dwarf GALEX J071816.4+373139 Informs the Occurrence of Giant Planets Orbiting B Stars, doi:10.48550/arXiv.2408.03985 Проверете ја вредноста |doi= (help), Посетено на 2024-08-18
  172. ↑ Agol, Eric (2011). „Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs“. The Astrophysical Journal Letters. 635 (2): L31. arXiv:1103.2791. Bibcode:2011ApJ...731L..31A. doi:10.1088/2041-8205/731/2/L31.
  173. ↑ Barnes, Rory; Heller, René (2011). „Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary“. Astrobiology. 13 (3): 279–291. arXiv:1211.6467. Bibcode:2013AsBio..13..279B. doi:10.1089/ast.2012.0867. PMC 3612282. PMID 23537137.
  174. ↑ Nordhaus, J.; Spiegel, D.S. (2013). „On the orbits of low-mass companions to white dwarfs and the fates of the known exoplanets“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 432 (1): 500–505. arXiv:1211.1013. Bibcode:2013MNRAS.432..500N. doi:10.1093/mnras/stt569.
  175. ↑ Di Stefano, R.; Nelson, L. A.; Lee, W.; Wood, T. H.; Rappaport, S. (1997). „Luminous Supersoft X-ray Sources as Type Ia Progenitors“. Во P. Ruiz-Lapuente; R. Canal; J. Isern (уред.). Thermonuclear Supernovae. NATO Science Series C: Mathematical and physical sciences. 486. Springer. стр. 148–149. Bibcode:1997ASIC..486..147D. doi:10.1007/978-94-011-5710-0_10. ISBN 978-0-7923-4359-2.
  176. ↑ Lopes de Oliveira, R.; Bruch, A.; Rodrigues, C. V.; de Oliveira, A. S.; Mukai, K. (2020). „CTCV J2056-3014: An X-Ray-faint Intermediate Polar Harboring an Extremely Fast-spinning White Dwarf“. The Astrophysical Journal Letters. 898 (2): L40. arXiv:2007.13932. Bibcode:2020ApJ...898L..40L. doi:10.3847/2041-8213/aba618.
  177. ↑ Aguilar, David A.; Pulliam, Christine (16 November 2010). „Astronomers Discover Merging Star Systems that Might Explode“. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Архивирано од изворникот на 9 April 2011. Посетено на 16 February 2011.
  178. ↑ Aguilar, David A.; Pulliam, Christine (13 July 2011). „Evolved Stars Locked in Fatalistic Dance“. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Архивирано од изворникот на 15 July 2011. Посетено на 17 July 2011.
  179. ↑ Yoon, S.-C.; Langer, N. (2004). „Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation“. Astronomy and Astrophysics. 419 (2): 623–644. arXiv:astro-ph/0402287. Bibcode:2004A&A...419..623Y. doi:10.1051/0004-6361:20035822.
  180. ↑ Blinnikov, S. I.; Röpke, F. K.; Sorokina, E. I.; Gieseler, M.; Reinecke, M.; Travaglio, C.; Hillebrandt, W.; Stritzinger, M. (2006). „Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova“. Astronomy and Astrophysics. 453 (1): 229–240. arXiv:astro-ph/0603036. Bibcode:2006A&A...453..229B. doi:10.1051/0004-6361:20054594.
  181. ↑ Maoz, D.; Mannucci, F. (2012-01-18). „Type-Ia Supernova Rates and the Progenitor Problem: A Review“. Publications of the Astronomical Society of Australia (англиски). 29 (4): 447–465. arXiv:1111.4492. Bibcode:2012PASA...29..447M. doi:10.1071/AS11052. ISSN 1448-6083.
  182. ↑ 182,0 182,1 Wang, Bo; Han, Zhanwen (2012-06-01). „Progenitors of type Ia supernovae“. 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.
  183. ↑ Maoz, Dan; Mannucci, Filippo; Nelemans, Gijs (2014-08-18). „Observational Clues to the Progenitors of Type Ia Supernovae“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англиски). 52 (1): 107–170. arXiv:1312.0628. Bibcode:2014ARA&A..52..107M. doi:10.1146/annurev-astro-082812-141031. ISSN 0066-4146.
  184. ↑ O'Neill, Ian (6 September 2011). „Don't slow down white dwarf, you might explode“. Discovery Communications, LLC. Архивирано од изворникот на 24 January 2012.
  185. ↑ Krause, Oliver; и др. (2008). „Tycho Brahe's 1572 supernova as a standard type Ia as revealed by its light-echo spectrum“. Nature. 456 (7222): 617–619. arXiv:0810.5106. Bibcode:2008Natur.456..617K. doi:10.1038/nature07608. PMID 19052622.
  186. ↑ de la Fuente Marcos, Raúl; de la Fuente Marcos, Carlos (2022). „Deep and fast Solar System flybys: The controversial case of WD 0810-353“. Astronomy & Astrophysics. 668: A14. arXiv:2210.04863. Bibcode:2022A&A...668A..14D. doi:10.1051/0004-6361/202245020. ISSN 0004-6361.
  187. ↑ „Cataclysmic Variables“. Imagine the Universe!. NASA Goddard. Архивирано од изворникот на 9 July 2007. Посетено на 4 May 2007.
  188. ↑ „Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)“. NASA Goddard. Архивирано од изворникот на 6 February 2012. Посетено на 4 May 2007.
  189. ↑ Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P. (April 2012). „Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs“. The Astrophysical Journal Supplement. 199 (2): 35. arXiv:1202.5581. Bibcode:2012ApJS..199...29G. doi:10.1088/0067-0049/199/2/29. 29.
  190. ↑ Delfosse, Xavier; и др. (April 1999). „New neighbours. I. 13 new companions to nearby M dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 344: 897–910. arXiv:astro-ph/9812008. Bibcode:1999A&A...344..897D.

Надворешни врски и дополнителна литература

[уреди | уреди извор]

Општо

Физика

Варијабилност

Магнетно поле

  • Wickramasinghe, D. T.; Ferrario, Lilia (2000). „Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (773): 873–924. Bibcode:2000PASP..112..873W. doi:10.1086/316593.

Фрекфенција

Набљудување

Слики

Нормативна контрола
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Бело_џуџе&oldid=5276407“