Ein weißer Zwerg, auch genannt einen degenerierten Zwerg, ist ein kleiner Stern zusammengesetzt größtenteils aus der elektrondegenerierten Sache. Sie sind sehr dicht; eine Masse eines weißen Zwergs ist mit dieser der Sonne vergleichbar, und sein Volumen ist mit dieser der Erde vergleichbar. Seine schwache Lichtstärke kommt aus der Emission der versorgten Thermalenergie. Im Januar 2009 hat das Forschungskonsortium auf dem Nahe gelegenen Sternprojekt gezählt acht weiße ragt unter dem Hundert Sternsysteme am nächsten die Sonne über. Das ungewöhnliche Unwohlsein des Weißes ragt über wurde zuerst 1910 von Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering und Williamina Fleming anerkannt; der Name weißer Zwerg wurde von Willem Luyten 1922 ins Leben gerufen.

Weiß ragt über werden gedacht, der Endentwicklungsstaat aller Sterne zu sein, deren Masse nicht hoch genug ist, um ein Neutronenstern — mehr als 97 % der Sterne in unserer Milchstraße zu werden. Nach der wasserstoffverschmelzenden Lebenszeit eines Hauptfolge-Sterns von niedrigen oder mittleren Massenenden wird es sich zu einem roten Riesen ausbreiten, der Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff in seinem Kern durch den Prozess des dreifachen Alphas verschmilzt. Wenn ein roter Riese ungenügende Masse hat, um die Kerntemperaturen zu erzeugen, die erforderlich sind, Kohlenstoff zu verschmelzen, werden sich ungefähr 1 Milliarde K, eine träge Masse von Kohlenstoff und Sauerstoff an seinem Zentrum entwickeln. Nach dem Ausfall seiner Außenschichten, um einen planetarischen Nebelfleck zu bilden, wird es diesen Kern zurücklassen, der den Rest weißer Zwerg bildet. Gewöhnlich, deshalb, weiß ragt über werden aus Kohlenstoff und Sauerstoff zusammengesetzt. Wenn die Masse des Ahnen über 8 Sonnenmassen ist, aber unter 10.5 Sonnenmassen genügt die Kerntemperatur, um Kohlenstoff, aber nicht Neon zu verschmelzen, in welchem Fall ein Sauerstoff-Neonmagnesium weißer Zwerg gebildet werden kann. Außerdem ragt etwas weißes Helium über scheinen, durch den Massenverlust in binären Systemen gebildet worden zu sein.

Das Material in einem weißen Zwerg erlebt nicht mehr Fusionsreaktionen, so hat der Stern keine Energiequelle, noch es durch die Hitze unterstützt wird, die durch die Fusion gegen den Gravitationskollaps erzeugt ist. Es wird nur durch den Elektronentartungsdruck unterstützt, es veranlassend, äußerst dicht zu sein. Die Physik der Entartung gibt eine maximale Masse für einen nichtrotierenden weißen Zwerg, die Grenze von Chandrasekhar — etwa 1.4 Sonnenmassen nach — außer dem es durch den Elektronentartungsdruck nicht unterstützt werden kann. Ein Kohlenstoff-Sauerstoff weißer Zwerg, der sich dieser Massengrenze normalerweise durch die Massenübertragung von einem dazugehörigen Stern nähert, kann als ein Typ Ia Supernova über einen als Kohlenstoff-Detonation bekannten Prozess explodieren. (Wie man denkt, ist SN 1006 ein berühmtes Beispiel.)

Ein weißer Zwerg ist sehr heiß, wenn es gebildet wird, aber da es keine Energiequelle hat, wird es weg seine Energie allmählich ausstrahlen und sich beruhigen. Das bedeutet, dass sich seine Radiation, die am Anfang eine hohe Farbtemperatur hat, vermindern und vor der Zeit rot werden wird. Im Laufe einer sehr langen Zeit wird ein weißer Zwerg zu Temperaturen kühl werden, bei denen sie bedeutende Hitze oder Licht nicht mehr ausstrahlen wird, und es ein kalter schwarzer Zwerg werden wird. Jedoch, da kein weißer Zwerg älter sein kann als das Alter des Weltalls (etwa 13.7 Milliarden Jahre), ragt sogar das älteste Weiß über noch strahlen bei Temperaturen von einigen tausend kelvins aus, und kein Schwarzer ragt über werden gedacht, noch zu bestehen.

Entdeckung

Der erste weiße Zwerg hat entdeckt war im dreifachen Sternsystem von 40 Eridani, das den relativ hellen Hauptfolge-Stern 40 Eridani A, umkreist in einer Entfernung durch das nähere binäre System der weißen 40 Zwergeridani B und der Hauptfolge rote 40 Zwergeridani C enthält. Das Paar 40 Eridani B/C wurde von William Herschel am 31. Januar 1783 entdeckt; es wurde wieder von Friedrich Georg Wilhelm Struve 1825 und von Otto Wilhelm von Struve 1851 beobachtet. 1910 haben Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering und Williamina Fleming entdeckt, dass, trotz, ein dunkler Stern zu sein, 40 Eridani B des geisterhaften Typs A, oder weiß waren. 1939 hat sich Russell auf der Entdeckung umgesehen:

Der geisterhafte Typ von 40 Eridani B wurde 1914 von Walter Adams offiziell beschrieben.

Der Begleiter von Sirius, Sirius B, war daneben entdeckt werden. Während des neunzehnten Jahrhunderts sind Stellungsmaße von einigen Sternen genau genug geworden, um kleine Änderungen in ihrer Position zu messen. Friedrich Bessel hat Positionsmaße verwendet, um zu beschließen, dass die Sterne Sirius (α Canis Majoris) und Procyon (α Canis Minoris) ihre Positionen regelmäßig änderten. 1844 hat er vorausgesagt, dass beide Sterne ungesehene Begleiter hatten:

Bessel hat grob geschätzt, dass die Periode des Begleiters von Sirius über ein halbes Jahrhundert war; C. A. F. Peters hat eine Bahn dafür 1851 geschätzt. Erst als am 31. Januar 1862, dass Alvan Graham Clark einen vorher ungesehenen Stern in der Nähe von Sirius beobachtet hat, der später als der vorausgesagte Begleiter identifiziert ist. Walter Adams hat 1915 bekannt gegeben, dass er gefunden hatte, dass das Spektrum von Sirius B diesem von Sirius ähnlich war.

1917 hat Adriaan Van Maanen den Stern von Van Maanen, einen isolierten weißen Zwerg entdeckt. Diese weißen drei ragen über, das entdeckte erste, sind das so genannte klassische Weiß ragt über. Schließlich wurden viele schwache weiße Sterne gefunden, der hohe richtige Bewegung hatte, anzeigend, dass, wie man verdächtigen konnte, sie Sterne der niedrigen Lichtstärke in der Nähe von der Erde waren, und folglich weiß überragt. Willem Luyten scheint, erst gewesen zu sein, um den Begriff weißer Zwerg zu gebrauchen, als er diese Klasse von Sternen 1922 untersucht hat; der Begriff wurde später von Arthur Stanley Eddington verbreitet. Trotz dieses Verdachts wurde der erste nichtklassische weiße Zwerg bis zu den 1930er Jahren nicht bestimmt erkannt. 18 weiße ragen über war vor 1939 entdeckt worden. Luyten und andere haben fortgesetzt, weiß zu suchen, ragt in den 1940er Jahren über. Vor 1950, mehr als hundert, waren und vor 1999 bekannt, mehr als 2,000 waren bekannt. Seitdem ragt der Sloan Digitalhimmel-Überblick hat mehr als 9,000 weiß gefunden, größtenteils neu über.

Zusammensetzung und Struktur

Obwohl weiß, ragt über sind mit geschätzten Massen mindestens 0.17 und nicht weniger als 1.33 Sonnenmassen bekannt, der Massenvertrieb wird an 0.6 Sonnenmasse stark kulminiert, und die Mehrheit lügt zwischen 0.5 zu 0.7 Sonnenmasse. Die geschätzten Radien des beobachteten Weißes ragen jedoch über, sind normalerweise zwischen 0.008- und 0.02mal dem Radius der Sonne; das ist mit dem Radius der Erde von etwa 0.009 Sonnenradius vergleichbar. Ein weißer Zwerg packt dann Masse ein, die mit der Sonne in ein Volumen vergleichbar ist, das normalerweise eine Million Male kleiner ist als die Sonne; die durchschnittliche Dichte der Sache in einem weißen Zwerg muss deshalb, sehr grob, 1,000,000mal größer sein als die durchschnittliche Dichte der Sonne, oder etwa 10 Gramme (1 Tonne) pro Kubikzentimeter. Weiß ragt über werden aus einer der dichtesten Formen der Sache bekannt, übertroffen nur durch andere Kompaktsterne wie Neutronensterne, schwarze Löcher und, hypothetisch, Quark-Sterne zusammengesetzt.

Weiß ragt über wurden gefunden, bald nach ihrer Entdeckung äußerst dicht zu sein. Wenn ein Stern in einem binären System ist, wie für Sirius B und 40 Eridani B der Fall ist, ist es möglich, seine Masse von Beobachtungen der binären Bahn zu schätzen. Das wurde für Sirius B vor 1910 getan, eine Massenschätzung von 0.94 Sonnenmasse nachgebend. (Eine modernere Schätzung ist 1.00 Sonnenmasse.) Da heißere Körper mehr ausstrahlen als kältere, kann eine Oberflächenhelligkeit eines Sterns von seiner wirksamen Oberflächentemperatur, und folglich von seinem Spektrum geschätzt werden. Wenn die Entfernung des Sterns bekannt ist, kann seine gesamte Lichtstärke auch geschätzt werden. Der Vergleich der zwei Zahlen gibt den Radius des Sterns nach. Das Denken dieser Sorte hat zur Verwirklichung geführt, die Astronomen zurzeit rätselhaft ist, dass Sirius B und 40 Eridani B sehr dicht sein müssen. Zum Beispiel, als Ernst Öpik die Dichte mehrerer binärer Sehsterne 1916 geschätzt hat, hat er gefunden, dass 40 Eridani B eine Dichte von mehr als 25,000mal der Sonne hatten, die so hoch war, dass er es "unmöglich" genannt hat. Als Arthur Stanley Eddington später 1927 gesagt hat:

Als 1924 hingewiesener Eddington haben Dichten dieser Ordnung angedeutet, dass, gemäß der Theorie der allgemeinen Relativität, das Licht von Sirius B Gravitations-redshifted sein sollte. Das wurde bestätigt, als Adams diese Rotverschiebung 1925 gemessen hat.

Solche Dichten sind möglich, weil weißes Zwergmaterial aus Atomen nicht zusammengesetzt wird, die durch chemische Obligationen gebunden sind, aber eher aus einem Plasma von ungebundenen Kernen und Elektronen besteht. Es gibt deshalb kein Hindernis für das Stellen von Kernen, die an einander näher sind als Elektron orbitals — die Gebiete, die durch Elektronen besetzt sind, die zu einem Atom gebunden sind — würden normalerweise erlauben. Eddington hat sich jedoch gefragt, was geschehen würde, als dieses Plasma kühl geworden ist und die Energie, die die Atome ionisiert gehalten hat, ist nicht mehr da gewesen. Dieses Paradox wurde von R. H. Fowler 1926 durch eine Anwendung der kürzlich ausgedachten Quant-Mechanik aufgelöst. Da Elektronen dem Ausschluss-Grundsatz von Pauli folgen, können keine zwei Elektronen denselben Staat besetzen, und sie müssen Fermi-Dirac Statistik, auch eingeführt 1926 folgen, um den statistischen Vertrieb von Partikeln zu bestimmen, die den Ausschluss-Grundsatz von Pauli befriedigen. Bei der Nulltemperatur, deshalb, konnten Elektronen nicht die niedrigste Energie, oder den Boden, den Staat alle besetzen; einige von ihnen mussten Staaten der höheren Energie besetzen, ein Band von niedrig-verfügbaren Energiestaaten, dem Meer von Fermi bildend. Dieser Staat der Elektronen, genannt degeneriert, hat bedeutet, dass ein weißer Zwerg zur Nulltemperatur kühl werden und noch hohe Energie besitzen konnte. Eine andere Weise, dieses Ergebnis abzuleiten, ist durch den Gebrauch des Unklarheitsgrundsatzes: Die hohe Speicherdichte von Elektronen in einem weißen Zwerg bedeutet, dass ihre Positionen relativ lokalisiert werden, eine entsprechende Unklarheit in ihren Schwüngen schaffend. Das bedeutet, dass einige Elektronen hohen Schwung und folglich hohe kinetische Energie haben müssen.

Die Kompression eines weißen Zwergs wird die Zahl von Elektronen in einem gegebenen Volumen steigern. Sich entweder den Ausschluss-Grundsatz von Pauli oder den Unklarheitsgrundsatz wendend, können wir sehen, dass das die kinetische Energie der Elektronen vergrößern wird, Druck verursachend. Dieser Elektronentartungsdruck ist, was einen weißen Zwerg gegen den Gravitationskollaps unterstützt. Es hängt nur von der Dichte und nicht von der Temperatur ab. Degenerierte Sache ist relativ komprimierbar; das bedeutet, dass die Dichte eines weißen Hoch-Massenzwergs so viel größer ist als diese einer niedrigen Masse weißer Zwerg, den der Radius eines weißen Zwergs vermindert, als seine Masse zunimmt.

Die Existenz einer Begrenzungsmasse, die kein weißer Zwerg überschreiten kann, ist eine andere Folge, durch den Elektronentartungsdruck unterstützt zu werden. Diese Massen wurden zuerst 1929 von Wilhelm Anderson und 1930 von Edmund C. Stoner veröffentlicht. Der moderne Wert der Grenze wurde zuerst 1931 von Subrahmanyan Chandrasekhar in seiner Zeitung "Die Maximale Masse des Idealen Weißes veröffentlicht ragt Über". Für einen nichtrotierenden weißen Zwerg ist es ungefähr 5.7/μ Sonnenmassen gleich, wo μ das durchschnittliche Molekulargewicht pro Elektron des Sterns ist. Als der Kohlenstoff 12 und Sauerstoff 16, die vorherrschend einen Kohlenstoff-Sauerstoff zusammensetzen, weißer Zwerg, haben beide der Hälfte ihres Atomgewichts gleiche Atomnummer, sollte man μ gleich 2 für solch einen Stern nehmen, zum allgemein angesetzten Wert von 1.4 Sonnenmassen führend. (In der Nähe vom Anfang des 20. Jahrhunderts gab es Grund zu glauben, dass Sterne hauptsächlich schwerer Elemente zusammengesetzt wurden, so, in seiner 1931-Zeitung, setzen Chandrasekhar das durchschnittliche Molekulargewicht pro Elektron, μ, gleich 2.5, eine Grenze von 0.91 Sonnenmasse vorschreibend.) Zusammen mit William Alfred Fowler hat Chandrasekhar den Nobelpreis dafür und andere Arbeit 1983 erhalten. Die Begrenzungsmasse wird jetzt die Grenze von Chandrasekhar genannt.

Wenn ein weißer Zwerg die Grenze von Chandrasekhar überschreiten sollte, und Kernreaktionen nicht stattgefunden haben, würde der durch Elektronen ausgeübte Druck nicht mehr im Stande sein, die Kraft des Ernstes zu erwägen, und es würde in einen dichteren Gegenstand wie ein Neutronenstern zusammenbrechen. Jedoch ragt weißer Kohlenstoff-Sauerstoff sich vereinigende Masse von einem benachbarten Stern über erleben eine flüchtige Kernfusionsreaktion, die zu einem Typ Ia Supernova-Explosion führt, in der der weiße Zwerg, kurz vor dem Erreichen der Begrenzungsmasse zerstört wird.

Neue Forschung zeigt an, dass viele weiß — mindestens in bestimmten Typen von Milchstraßen überragen — kann sich dieser Grenze über die Zunahme nicht nähern. In einer Zeitung, die in der Zeitschrift Natur im Februar 2010, Astronomen Marat Gilfanov und Akos Bogdan veröffentlicht ist, haben beide des Instituts von Max Planck für die Astrophysik in Garching, Deutschland, verlangt, dass mindestens etwas vom Weiß überragt, die supernovae werden, erreichen die notwendige Masse nicht durch die Zunahme, aber durch das Kollidieren miteinander. Gilfanov und Bogdan haben gesagt, dass in elliptischen Milchstraßen solche Kollisionen die Hauptquelle von supernovae sind. Ihre Hypothese basiert auf der Tatsache, dass die Röntgenstrahlen, die durch die Zunahme der weißen dwarf der Sache erzeugt sind — gemessene Verwenden-Chandra-Röntgenstrahl-Sternwarte von NASA — nicht mehr als zu 1/50. davon 1/30. ist, wem, wie man erwarten würde, durch einen Betrag der Sache erzeugt wurde, die in einen weißen Zwerg fällt, der genügend ist, um genug Masse zu erzeugen, um den Stern zu veranlassen, Supernova zu gehen. Mit anderen Worten, mindestens in einigen Verhältnissen, fügt Zunahme einfach genug Sache nicht hinzu, um einen weißen Zwerg zu veranlassen, sich der Grenze von Chandrasekhar zu nähern, und die zwei Astronomen haben beschlossen, dass nicht mehr als 5 Prozent des supernovae in solchen Milchstraßen durch den Prozess der Zunahme zum Weiß geschaffen werden konnten, ragt über. Die Bedeutung dieser Entdeckung besteht darin, dass es zwei Typen von supernovae geben konnte, der bedeuten konnte, dass die Grenze von Chandrasekhar in der Bestimmung nicht immer gelten könnte, wenn ein weißer Zwerg Supernova in Anbetracht dessen geht, dass das zwei weiße Kollidieren überragt, konnte eine Reihe von Massen haben. Das würde der Reihe nach Anstrengungen verwechseln, das weiße Explodieren zu verwenden, ragt als Standardmaße in der Bestimmung der Natur des Weltalls über.

Weiß ragt über haben niedrige Lichtstärke und besetzen deshalb einen Streifen an der Unterseite vom Diagramm von Hertzsprung-Russell, einem Graphen der Sternlichtstärke gegen die Farbe (oder Temperatur). Sie sollten mit Gegenständen der niedrigen Lichtstärke am Ende der niedrigen Masse der Hauptfolge nicht verwirrt sein, wie das wasserstoffverschmelzende Rot ragt über, wessen Kerne teilweise durch den Thermaldruck unterstützt werden, oder das sogar Niedrig-Temperaturbraun überragt.

Massenradius-Beziehung und Massengrenze

Es ist einfach, eine raue Beziehung zwischen der Masse abzuleiten, und Radien des Weißes ragt das Verwenden eines Energieminimierungsarguments über. Der Energie des weißen Zwergs kann durch die Einnahme davon näher gekommen werden, um die Summe seiner potenziellen Gravitationsenergie und kinetischer Energie zu sein. Die potenzielle Gravitationsenergie eines Einheitsmassenstückes des weißen Zwergs, E, wird auf der Ordnung von GM/R sein, wo G die Gravitationskonstante ist, ist M die Masse des weißen Zwergs, und R ist sein Radius. Die kinetische Energie der Einheitsmasse, E, wird in erster Linie aus der Bewegung von Elektronen kommen, so wird es ungefähr N p/2m sein, wo p der durchschnittliche Elektronschwung ist, ist M die Elektronmasse, und N ist die Zahl von Elektronen pro Einheitsmasse. Da die Elektronen degeneriert sind, können wir schätzen, dass p auf der Ordnung der Unklarheit im Schwung, Δp, gegeben durch den Unklarheitsgrundsatz ist, der sagt, dass Δp Δx auf der Ordnung von reduziertem Planck unveränderlich, ħ ist. Δx wird auf der Ordnung der durchschnittlichen Entfernung zwischen Elektronen sein, die ungefähr n, d. h., das Gegenstück der Würfel-Wurzel der Zahl-Dichte, n von Elektronen pro Einheitsvolumen sein werden. Da es N M Elektronen im weißen Zwerg gibt und sein Volumen auf der Ordnung von R ist, wird n auf der Ordnung der N M / R sein.

Für die kinetische Energie pro Einheitsmasse, E lösend, finden wir das

::

Der weiße Zwerg wird am Gleichgewicht sein, wenn seine Gesamtenergie, E + E, minimiert wird. An diesem Punkt sollten die kinetischen und potenziellen Gravitationsenergien vergleichbar sein, so können wir eine raue Massenradius-Beziehung ableiten, indem wir ihre Umfänge ausgleichen:

::

Das Lösen davon für den Radius, R, gibt

::Wenn sie

N fallen, der nur von der Zusammensetzung des weißen Zwergs abhängt, und verlassen die universalen Konstanten uns mit einer Beziehung zwischen Masse und Radius:

::

d. h. der Radius eines weißen Zwergs ist zur Würfel-Wurzel seiner Masse umgekehrt proportional.

Da diese Analyse die nichtrelativistische Formel p/2m für die kinetische Energie verwendet, ist es nichtrelativistisch. Wenn wir die Situation analysieren möchten, wo die Elektrongeschwindigkeit in einem weißen Zwerg der Geschwindigkeit des Lichtes, c nah ist, sollten wir p/2m durch die äußerste relativistische Annäherung p c für die kinetische Energie ersetzen. Mit diesem Ersatz finden wir

::

Wenn wir das zum Umfang von E ausgleichen, finden wir, dass R aussteigt und die Masse, M, gezwungen wird, zu sein

::

Um dieses Ergebnis zu interpretieren, bemerken Sie, dass, weil wir Masse zu einem weißen Zwerg hinzufügen, sein Radius abnehmen wird, so, durch den Unklarheitsgrundsatz, den Schwung, und folglich wird die Geschwindigkeit, seiner Elektronen zunehmen. Da sich diese Geschwindigkeit c nähert, wird die äußerste relativistische Analyse genauer, bedeutend, dass sich die MassenM des weißen Zwergs M. Therefore nähern muss, kann kein weißer Zwerg schwerer sein als die beschränkende MassenM oder 1.4 Sonnenmassen.

Für eine genauere Berechnung der Massenradius-Beziehung und Begrenzungsmasse eines weißen Zwergs muss man die Gleichung des Staates schätzen, der die Beziehung zwischen Dichte und Druck im weißen Zwergmaterial beschreibt. Wenn die Dichte und der Druck beide gleich Funktionen des Radius vom Zentrum des Sterns gesetzt werden, kann das Gleichungssystem, das aus der hydrostatischen Gleichung zusammen mit der Gleichung des Staates besteht, dann gelöst werden, um die Struktur des weißen Zwergs am Gleichgewicht zu finden. Im nichtrelativistischen Fall werden wir noch finden, dass der Radius zur Würfel-Wurzel der Masse umgekehrt proportional ist. Relativistische Korrekturen werden das Ergebnis verändern, so dass der Radius Null an einem begrenzten Wert der Masse wird. Das ist der Begrenzungswert der Masse — hat die Grenze von Chandrasekhar genannt — an dem der weiße Zwerg durch den Elektronentartungsdruck nicht mehr unterstützt werden kann. Der Graph auf dem Recht zeigt das Ergebnis solch einer Berechnung. Es zeigt, wie sich Radius mit der Masse für den nichtrelativistischen (blaue Kurve) und relativistisch (grüne Kurve) Modelle eines weißen Zwergs ändert. Beide Modelle behandeln den weißen Zwerg als ein kaltes Benzin von Fermi im hydrostatischen Gleichgewicht. Das durchschnittliche Molekulargewicht pro Elektron, μ, ist gleich 2 gesetzt worden. Radius wird in Standardsonnenradien und Masse in Standardsonnenmassen gemessen.

Diese Berechnung alle nehmen an, dass der weiße Zwerg nichtrotiert. Wenn der weiße Zwerg rotiert, muss die Gleichung des hydrostatischen Gleichgewichts modifiziert werden, um die Schleuderpseudokraft in Betracht zu ziehen, die daraus entsteht, in einem rotierenden Rahmen zu arbeiten. Für einen gleichförmig rotierenden weißen Zwerg nimmt die Begrenzungsmasse nur ein bisschen zu. Jedoch, wenn dem Stern erlaubt wird, ungleichförmig zu rotieren, und Viskosität vernachlässigt wird, dann, wie von Fred Hoyle 1947 hingewiesen wurde, gibt es keine Grenze zur Masse, für die es für einen weißen Musterzwerg möglich ist, im statischen Gleichgewicht zu sein. Nicht alle diese Mustersterne werden jedoch dynamisch stabil sein.

Radiation und das Abkühlen

Die degenerierte Sache, die den Hauptteil eines weißen Zwergs zusammensetzt, hat eine sehr niedrige Undurchsichtigkeit, weil jede Absorption eines Fotons einen Elektronübergang zu einem höheren leeren Staat verlangt, der gegeben die Energie des Fotons nicht sein verfügbar kann; es hat auch ein hohes Thermalleitvermögen. Infolgedessen erhält das Interieur des weißen Zwergs eine unveränderliche Temperatur, etwa 10 K aufrecht. Jedoch wird eine Außenschale der nichtdegenerierten Sache von etwa 10 K bis 10 K kühl. Diese Sache strahlt grob als ein schwarzer Körper aus, um die sichtbare Farbe des weißen Zwergs zu bestimmen. Ein weißer Zwerg bleibt sichtbar seit langem, weil es als ein ungefähr 10 K Körper ausstrahlt, während sein Interieur an 10 K ist.

Die sichtbare vom Weiß ausgestrahlte Radiation ragt über ändert sich über eine breite Farbenreihe, von der blau-weißen Farbe eines O-Typs Hauptfolge-Stern zum Rot eines Typs M roter Zwerg. Weiße wirksame Zwergoberflächentemperaturen strecken sich von mehr als 150,000 K bis kaum unter 4,000 K aus. In Übereinstimmung mit dem Gesetz von Stefan-Boltzmann nimmt Lichtstärke mit der zunehmenden Oberflächentemperatur zu; diese Oberflächentemperaturreihe entspricht einer Lichtstärke von mehr als 100mal der Sonne zu unter dem 1/10,000. diese der Sonne. Heißes Weiß ragt mit Oberflächentemperaturen über 30,000 K über, sind beobachtet worden, Quellen von weichen (d. h., niedrigere Energie) Röntgenstrahlen zu sein. Das ermöglicht der Zusammensetzung und Struktur ihrer Atmosphären, durch den weichen Röntgenstrahl und die äußersten ultravioletten Beobachtungen studiert zu werden.

Wie von Leon Mestel 1952 erklärt wurde, wenn der weiße Zwerg Sache von einem dazugehörigen Stern oder anderer Quelle nicht anwachsen lässt, kommt seine Radiation aus seiner versorgten Hitze, die nicht wieder gefüllt wird. Weiß ragt über haben eine äußerst kleine Fläche, um diese Hitze davon auszustrahlen, so werden sie allmählich kühl, heiß seit langem bleibend. Da ein weißer Zwerg, seine Oberflächentemperaturabnahmen kühl wird, wird die Radiation, die es ausstrahlt, und seine Lichtstärke-Abnahmen rot. Da der weiße Zwerg kein Energiebecken außer der Radiation hat, hieraus folgt dass sich sein Abkühlen mit der Zeit verlangsamt. Pierre Bergeron, Maria Tereza Ruiz, und Sandy Leggett schätzt zum Beispiel ein, dass nach einem Kohlenstoff der weiße Zwerg von 0.59 Sonnenmasse mit einer Wasserstoffatmosphäre zu einer Oberflächentemperatur von 7,140 K kühl geworden ist, etwa 1.5 Milliarden Jahre nehmend, noch etwa 500 kelvins zu 6,590 K kühl zu werden, nimmt ungefähr 0.3 Milliarden Jahre, aber die folgenden zwei Schritte von ungefähr 500 kelvins (zu 6,030 K und 5,550 K) nehmen zuerst 0.4 und dann 1.1 Milliarden Jahre. Obwohl weißes Zwergmaterial — eine Flüssigkeit am Anfang Plasma-ist, die aus Kernen und Elektronen zusammengesetzt ist — wurde es in den 1960er Jahren theoretisch vorausgesagt, dass in einer späten Bühne des Abkühlens es kristallisieren sollte, am Zentrum des Sterns anfangend. Wie man denkt, ist die Kristallstruktur ein Körper - Kubikgitter. 1995 wurde es darauf hingewiesen, dass asteroseismological Beobachtungen, weiß zu pulsieren, überragen, hat einen potenziellen Test der Kristallisierungstheorie, und 2004, Antonio Kanaan, Travis Metcalfe und eine Mannschaft von Forschern mit dem Ganzen Erdfernrohr geschätzt, auf der Grundlage von solchen Beobachtungen, das nachgegeben etwa 90 % der Masse von BPM 37093 hatten kristallisiert. Andere Arbeit gibt einen kristallisierten Massenbruchteil zwischen 32 % und 82 %.

Der grösste Teil des beobachteten Weißes ragt über haben relativ hohe Oberflächentemperaturen, zwischen 8,000 K und 40,000 K. Ein weißer Zwerg gibt aber mehr von seiner Lebenszeit bei kühleren Temperaturen aus als bei heißeren Temperaturen, so sollten wir erwarten, dass es kühleres Weiß gibt, ragt über, als heißes Weiß überragt. Sobald wir uns für die Auswahl-Wirkung anpassen, die heißeres, mehr leuchtendes Weiß überragt, sind leichter zu beobachten, wir finden wirklich, dass das Verringern der untersuchten Temperaturreihe auf mehr weiße Entdeckung hinausläuft, ragt über. Diese Tendenz hält an, wenn wir reichen, ragt äußerst kühles Weiß über; wenige weiß ragen über werden mit Oberflächentemperaturen unter 4,000 K beobachtet, und einer der kühlsten bis jetzt beobachtet, WD 0346+246, hat eine Oberflächentemperatur von etwa 3,900 K. Der Grund dafür besteht darin, dass, weil das Alter des Weltalls begrenzt ist, es Zeit für das Weiß nicht gegeben hat, ragt über, um sich unter dieser Temperatur zu beruhigen. Die weiße Zwerglichtstärke-Funktion kann deshalb verwendet werden, um die Zeit zu finden, als Sterne angefangen haben, sich in einem Gebiet zu formen; eine Schätzung für das Alter der Galaktischen Platte gefunden ist auf diese Weise 8 Milliarden Jahre.

Ein weißer Zwerg wird schließlich, in vielen Trillionen Jahren, kühl und w ein nichtausstrahlender schwarzer Zwerg im ungefähren Thermalgleichgewicht mit seinen Umgebungen und mit der kosmischen Hintergrundradiation. Jedoch ragt kein Schwarzer über werden gedacht, noch zu bestehen.

Atmosphäre und Spektren

Obwohl am meisten weiß, ragt über werden gedacht, aus Kohlenstoff und Sauerstoff zusammengesetzt zu werden, Spektroskopie zeigt normalerweise, dass ihr ausgestrahltes Licht aus einer Atmosphäre kommt, die, wie man beobachtet, entweder wasserstoffbeherrscht oder Helium-beherrscht wird. Das dominierende Element ist gewöhnlich mindestens 1,000mal reichlicher als alle anderen Elemente. Wie erklärt, durch Schatzman in den 1940er Jahren, wie man denkt, verursacht der hohe Oberflächenernst diese Reinheit durch das Gravitationstrennen der Atmosphäre, so dass schwere Elemente auf dem Boden und den leichteren auf der Spitze sind. Wie man denkt, ist diese Atmosphäre, der einzige Teil des weißen zu uns sichtbaren Zwergs, die Spitze eines Umschlags, der ein Rückstand des Umschlags des Sterns in der AGB Phase ist und auch vom interstellaren Medium anwachsen lassenes Material enthalten kann. Wie man glaubt, besteht der Umschlag aus einer am Helium reichen Schicht mit der Masse, die nicht mehr als der Gesamtmasse des Sterns 1/100. ist, auf der, wenn die Atmosphäre wasserstoffbeherrscht wird, durch eine wasserstoffreiche Schicht mit der Masse gelegen wird, die ungefähr der Sterne Gesamtmasse 1/10,000. ist.

Obwohl dünn, bestimmen diese Außenschichten die Thermalevolution des weißen Zwergs. Die degenerierten Elektronen im Hauptteil eines weißen Zwergverhaltens heizen gut. Der grösste Teil einer Masse eines weißen Zwergs ist deshalb fast isothermisch, und es ist auch heiß: Ein weißer Zwerg mit der Oberflächentemperatur zwischen 8,000 K und 16,000 K wird eine Kerntemperatur zwischen etwa 5,000,000 K und 20,000,000 K haben. Der weiße Zwerg wird davon abgehalten, sehr schnell nur durch die Undurchsichtigkeit seiner Außenschichten zur Radiation kühl zu werden.

Der erste Versuch, weiße Zwergspektren zu klassifizieren, scheint, durch G. P. Kuiper 1941 gewesen zu sein, und verschiedene Klassifikationsschemas sind vorgeschlagen und seitdem verwendet worden. Das System zurzeit im Gebrauch wurde von Edward M. Sion, Jesse L. Greenstein und ihren Mitverfassern 1983 eingeführt und ist nachher mehrere Male revidiert worden. Es klassifiziert ein Spektrum durch ein Symbol, das aus einer Initiale D, ein Brief besteht, der die primäre Eigenschaft des Spektrums beschreibt, das von einer fakultativen Folge von Briefen gefolgt ist, die sekundäre Eigenschaften des Spektrums (wie gezeigt, im Tisch nach rechts), und eine Temperaturpostleitzahl beschreiben, die durch das Teilen von 50,400 K durch die wirksame Temperatur geschätzt ist. Zum Beispiel:

• Einem weißen Zwerg mit nur Ihm ich Linien in seinem Spektrum und einer wirksamen Temperatur von 15,000 K konnte die Klassifikation von DB3, oder, wenn bevollmächtigt, durch die Präzision des Temperaturmaßes, DB3.5 gegeben werden.
• Einem weißen Zwerg mit einem polarisierten magnetischen Feld, einer wirksamen Temperatur von 17,000 K und einem Spektrum, das von Ihn ich Linien beherrscht ist, die auch Wasserstoffeigenschaften hatten, konnte die Klassifikation von DBAP3 gegeben werden.

Die Symbole? und: Mai auch verwendet werden, wenn die richtige Klassifikation unsicher ist.

Weiß ragt über, wessen primäre geisterhafte Klassifikation DA ist, haben Atmosphären wasserstoffbeherrscht. Sie machen sich zurecht die Mehrheit (etwa 80 %) des ganzen beobachteten Weißes ragt über. Die folgende Klasse in der Zahl ist DB (etwa 16 %). Ein kleiner Bruchteil (ungefähr 0.1 %) hat Atmosphären, das heiße (über 15,000 K) DQ Klasse Kohlenstoff-beherrscht. Diejenigen, die als DB, Gleichstrom klassifiziert sind, TUN DZ und werden kühl DQ haben Atmosphären Helium-beherrscht. Das Annehmen, dass Kohlenstoff und Metalle nicht da sind, welche geisterhafte Klassifikation gesehen wird, hängt von der wirksamen Temperatur ab. Zwischen etwa 100,000 K zu 45,000 K wird das Spektrum klassifiziert, TUN beherrscht durch einzeln ionisiertes Helium. Von 30,000 K bis 12,000 K wird das Spektrum DB sein, neutrale Helium-Linien, und unter ungefähr 12,000 K zeigend, das Spektrum wird nichts sagender und klassifizierter Gleichstrom sein..

Magnetisches Feld

Magnetische Felder im Weiß ragen mit einer Kraft an der Oberfläche von ~1 Millionen gauss über (100 teslas) wurden von P. M. S. Blackett 1947 demzufolge eines physischen Gesetzes vorausgesagt, das er vorgeschlagen hatte, der festgestellt hat, dass ein unbeladener, rotierender Körper ein magnetisches zu seinem winkeligen Schwung proportionales Feld erzeugen sollte. Dieses vermeintliche Gesetz, manchmal genannt die Wirkung von Blackett, wurde nie allgemein akzeptiert, und vor den 1950er Jahren hat sogar Blackett gefunden, dass es widerlegt worden war. In den 1960er Jahren wurde es vorgeschlagen, dass weiß überragt, könnte magnetische Felder wegen der Bewahrung des magnetischen Gesamtoberflächenflusses während der Evolution eines nichtdegenerierten Sterns einem weißen Zwerg haben. Ein magnetisches Oberflächenfeld von ~100 gauss (0.01 T) im Ahn-Stern würde so ein magnetisches Oberflächenfeld ~100 werden · 100=1 Million gauss (100 T) sobald war der Radius des Sterns um einen Faktor 100 zurückgewichen. Der erste magnetische weiße zu beobachtende Zwerg war GJ 742, der entdeckt wurde, um ein magnetisches Feld 1970 durch seine Emission des kreisförmig polarisierten Lichtes zu haben. Wie man denkt, hat es ein Oberflächenfeld von etwa 300 Millionen gauss (30 kT). Seitdem sind magnetische Felder in gut entdeckt worden mehr als 100 weiß, ragen im Intervall von 2×10 zu 10 gauss (0.2 T zu 100 kT) über. Nur eine kleine Zahl vom Weiß ragt über sind für Felder untersucht worden, und es ist geschätzt worden, dass mindestens 10 % des Weißes überragen, haben Felder über 1 Million gauss (100 T).

Veränderlichkeit

Frühe Berechnungen haben darauf hingewiesen, dass dort weiß sein könnte, ragt über, wessen Lichtstärke, die mit einer Periode von ungefähr 10 Sekunden geändert ist, aber sucht, in den 1960er Jahren hat gescheitert, das zu beobachten. Der erste variable weiße Zwerg hat gefunden war HL Tau 76; 1965 und 1966 hat Arlo U. Landolt es beobachtet, sich mit einer Periode von etwa 12.5 Minuten zu ändern. Der Grund für diese Periode länger seiend als vorausgesagt besteht darin, dass die Veränderlichkeit von HL Tau 76, wie das des anderen pulsierenden variablen Weißes bekannt überragt, entsteht aus nichtradialen Ernst-Welle-Herzschlägen. Bekannte Typen des pulsierenden weißen Zwergs schließen den DAV, oder ZZ Ceti, die Sterne, einschließlich HL Tau 76, mit wasserstoffbeherrschten Atmosphären und dem geisterhaften Typ DA ein; DBV oder V777 Sie, Sterne, mit Helium-beherrschten Atmosphären und dem geisterhaften Typ DB; und GW Vir Sterne (manchmal unterteilt in DOV und PNNV Sterne), mit Atmosphären, die durch Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff beherrscht sind. GW Vir Sterne sind genau genommen nicht, weiß ragt über, aber sind Sterne, die auf dem Diagramm von Hertzsprung-Russell zwischen dem asymptotischen riesigen Zweig und dem weißen Zwerggebiet in der Lage sind. Sie können vorweiß genannt werden ragt über. Diese Variablen das ganze Ausstellungsstück klein (1 %-30 %) Schwankungen in der leichten Produktion, aus einer Überlagerung von Schwingweisen mit Perioden von Hunderten zu Tausenden von Sekunden entstehend. Die Beobachtung dieser Schwankungen gibt asteroseismological Beweise über das Innere des Weißes ragt über.

Bildung

Weiß ragt über werden gedacht, den Endpunkt der Sternevolution für Hauptfolge-Sterne mit Massen von ungefähr 0.07 bis 10 Sonnenmassen zu vertreten. Die Zusammensetzung des weißen erzeugten Zwergs wird sich abhängig von der anfänglichen Masse des Sterns unterscheiden.

Sterne mit der sehr niedrigen Masse

Wenn die Masse eines Hauptfolge-Sterns niedriger ist als ungefähr eine halbe Sonnenmasse, wird es heiß genug nie werden, um Helium an seinem Kern zu verschmelzen. Es wird gedacht, dass, über eine Lebensspanne, die das Alter (~13.7 Milliarden Jahre) des Weltalls überschreitet, solch ein Stern schließlich seinen ganzen Wasserstoff verbrennen und seine Evolution als ein Helium weißer Zwerg zusammengesetzt hauptsächlich aus Helium 4 Kerne beenden wird. Infolge der Zeit nimmt dieser Prozess, wie man denkt, ist es nicht der Ursprung von beobachtetem weißem Helium ragt über. Eher, wie man denkt, sind sie das Produkt des Massenverlustes in binären Systemen oder Massenverlustes wegen eines großen planetarischen Begleiters.

Sterne mit niedrig zur mittleren Masse

Wenn die Masse eines Hauptfolge-Sterns zwischen etwa 0.5 und 8 Sonnenmassen ist, wird sein Kern genug heiß werden, um Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff über den Prozess des dreifachen Alphas zu verschmelzen, aber es wird genug heiß nie werden, um Kohlenstoff in Neon zu verschmelzen. In der Nähe vom Ende der Periode, in der es Fusionsreaktionen erlebt, wird solch ein Stern einen Kern des Kohlenstoff-Sauerstoffes haben, der Fusionsreaktionen nicht erlebt, die durch eine innere Helium verbrennende Schale und eine wasserstoffverbrennende Außenschale umgeben sind. Auf dem Diagramm von Hertzsprung-Russell wird es auf dem asymptotischen riesigen Zweig gefunden. Es wird dann den grössten Teil seines Außenmaterials vertreiben, einen planetarischen Nebelfleck schaffend, bis nur der Kern des Kohlenstoff-Sauerstoffes verlassen wird. Dieser Prozess ist für den weißen Kohlenstoff-Sauerstoff verantwortlich ragt über, welche Form die große Mehrheit des beobachteten Weißes überragt.

Sterne mit dem Medium zur hohen Masse

Wenn ein Stern massiv genug ist, wird sein Kern schließlich genug heiß werden, um Kohlenstoff zu Neon zu verschmelzen, und dann Neon zu Eisen zu verschmelzen. Solch ein Stern wird kein weißer Zwerg werden, weil die Masse seines zentralen, nichtdurchbrennenden Kerns, der durch den Elektronentartungsdruck unterstützt ist, schließlich die größtmögliche durch den Entartungsdruck erträgliche Masse überschreiten wird. An diesem Punkt wird der Kern des Sterns zusammenbrechen, und es wird in einer Kernzusammenbruch-Supernova explodieren, die einen Rest-Neutronenstern, schwarzes Loch, oder vielleicht eine exotischere Form des Kompaktsterns zurücklassen wird. Einige Hauptfolge-Sterne, vielleicht 8 bis 10 Sonnenmassen, obwohl genug massiv, um Kohlenstoff zu Neon und Magnesium zu verschmelzen, können ungenügend massiv sein, um Neon zu verschmelzen. Solch ein Stern kann einen Rest weißen Zwerg zusammengesetzt hauptsächlich aus Sauerstoff, Neon und Magnesium verlassen, vorausgesetzt, dass sein Kern nicht zusammenbricht, und vorausgesetzt, dass Fusion so gewaltsam nicht weitergeht, um einzeln den Stern in einer Supernova zu blasen. Obwohl ein isoliertes Weiß überragt, sind identifiziert worden, der von diesem Typ sein kann, kommen die meisten Beweise für die Existenz solcher Sterne aus dem novae genannt ONeMg oder Neon novae. Die Spektren dieser novae stellen Überfluss an Neon, Magnesium und anderen Zwischenmassenelementen aus, die scheinen, nur durch die Zunahme des Materials auf ein Sauerstoff-Neonmagnesium weißer Zwerg erklärbar zu sein.

Schicksal

Ein weißer Zwerg ist einmal gebildet stabil und wird fortsetzen, fast unbestimmt kühl zu werden; schließlich wird es ein schwarzer weißer Zwerg, auch genannt einen schwarzen Zwerg werden. Annehmend, dass das Weltall fortsetzt sich auszubreiten, wird es gedacht, dass in 10 bis 10 Jahre die Milchstraßen verdampfen werden, als ihre Sterne in den intergalaktischen Raum flüchten. Weiß ragt über sollte allgemein das überleben, obwohl eine gelegentliche Kollision zwischen dem Weiß überragt, kann einen neuen durchbrennenden Stern oder einen super-Chandrasekhar weißen Massenzwerg erzeugen, der in einem Typ Ia Supernova sprengen wird. Die nachfolgende Lebenszeit des Weißes ragt über wird gedacht, auf der Ordnung der Lebenszeit des Protons, bekannt zu sein, mindestens 10 Jahre zu sein. Einige einfache großartige vereinigte Theorien sagen eine Protonenlebenszeit von nicht mehr als 10 Jahren voraus. Wenn diese Theorien nicht gültig sind, kann das Proton durch mehr komplizierte Kernprozesse, oder durch das Quant Gravitationsprozesse verfallen, die mit einem virtuellen schwarzen Loch verbunden sind; in diesen Fällen, wie man schätzt, ist die Lebenszeit nicht mehr als 10 Jahre. Wenn Protone wirklich verfallen, wird die Masse eines weißen Zwergs sehr langsam mit der Zeit abnehmen, weil seine Kerne verfallen, bis es genug Masse verliert, um ein nichtdegenerierter Klumpen der Sache zu werden, und schließlich völlig verschwindet.

Sternsystem

Ein stellares und planetarisches System eines weißen Zwergs wird von seinem Ahn-Stern geerbt und kann mit dem weißen Zwerg auf verschiedene Weisen aufeinander wirken. Spektroskopische Infrarotbeobachtungen, die durch das Raumfernrohr von Spitzer der NASA des Hauptsterns des Spirale-Nebelflecks gemacht sind, deuten die Anwesenheit einer Staub-Wolke an, die durch cometary Kollisionen verursacht werden kann. Es ist möglich, dass das infalling Material davon Röntgenstrahl-Emission vom Hauptstern verursachen kann. Ähnlich haben 2004 gemachte Beobachtungen die Anwesenheit einer Staub-Wolke um den jungen weißen Zwergstern G29-38 angezeigt (geschätzt, sich von seinem AGB Ahnen vor ungefähr 500 Millionen Jahren geformt zu haben), der durch die Gezeitenstörung eines Kometen geschaffen worden sein kann, der in der Nähe vom weißen Zwerg geht.

Wenn ein weißer Zwerg in einem binären Sternsystem ist und Sache von seinem Begleiter anwachsen lässt, kann eine Vielfalt von Phänomenen, einschließlich novae und Typs Ia supernovae vorkommen. Es kann auch eine superweiche Röntgenstrahl-Quelle sein, wenn es im Stande ist, Material von seinem Begleiter schnell genug zu nehmen, um Fusion auf seiner Oberfläche zu stützen. Ein nahes binäres System von zwei weißen ragt über kann Energie in der Form von Gravitationswellen ausstrahlen, ihre gegenseitige Bahn veranlassend, bis zur Sternverflechtung fest zurückzuweichen.

Typ Ia supernovae

Die Masse eines isolierten, nichtrotierenden weißen Zwergs kann die Grenze von Chandrasekhar von ~1.4 Sonnenmassen nicht überschreiten. (Diese Grenze kann zunehmen, wenn der weiße Zwerg schnell und ungleichförmig rotiert.) Weiß ragt in binären Systemen jedoch über, kann Material von einem dazugehörigen Stern anwachsen lassen, sowohl ihre Masse als auch ihre Dichte zunehmend. Da sich ihre Masse der Grenze von Chandrasekhar nähert, konnte das entweder zum explosiven Zünden der Fusion im weißen Zwerg oder zu seinem Zusammenbruch in einen Neutronenstern theoretisch führen.

Zunahme stellt den zurzeit begünstigten Mechanismus, das einzeln-degenerierte Modell, für den Typ Ia supernovae zur Verfügung. In diesem Modell ein Kohlenstoff-Sauerstoff lässt weißer Zwerg Material von einem dazugehörigen Stern anwachsen, seine Masse vergrößernd und seinen Kern zusammenpressend. Es wird geglaubt, dass die Compressional-Heizung des Kerns zu Zünden der Kohlenstoff-Fusion führt, weil sich die Masse der Grenze von Chandrasekhar nähert. Weil der weiße Zwerg gegen den Ernst durch den Quant-Entartungsdruck statt durch den Thermaldruck unterstützt wird, hinzufügend, dass die Hitze zum Interieur des Sterns seine Temperatur, aber nicht seinen Druck vergrößert, so breitet sich der weiße Zwerg nicht aus und wird als Antwort kühl. Eher beschleunigt die vergrößerte Temperatur die Rate der Fusionsreaktion in einem flüchtigen Prozess, der mit sich füttert. Die thermonukleare Flamme verbraucht viel vom weißen Zwerg in ein paar Sekunden, einen Typ Ia Supernova-Explosion verursachend, die den Stern auslöscht. In einem anderen möglichen Mechanismus für den Typ Ia supernovae, das doppelt-degenerierte Modell, ragt zwei weißer Kohlenstoff-Sauerstoff in einer binären Systemverflechtung über, einen Gegenstand mit der Masse schaffend, die größer ist als die Grenze von Chandrasekhar, in der Kohlenstoff-Fusion dann entzündet wird.

Beobachtungen haben gescheitert, Zeichen der Zunahme zu bemerken, die bis zum Typ Ia supernovae führt, und, wie man jetzt denkt, ist das, weil der Stern zuerst bis zu über der Grenze von Chandrasekhar geladen wird, während man auch bis zu einer sehr schnellen Rate durch denselben Prozess gesponnen wird. Sobald die Zunahme anhält, verlangsamt sich der Stern allmählich, bis die Drehung nicht mehr schnell genug ist, um die Explosion zu verhindern.

Erschütternde Variablen

Bevor die Zunahme des Materials einen weißen Zwerg in der Nähe von der Grenze von Chandrasekhar stößt, hat sich vereinigt das wasserstoffreiche Material auf der Oberfläche kann sich in einem weniger zerstörenden Typ der thermonuklearen durch die Wasserstofffusion angetriebenen Explosion entzünden. Da der Kern des weißen Zwergs intakt bleibt, können diese Oberflächenexplosionen wiederholt werden, so lange Zunahme weitergeht. Diese schwächere Art des wiederholenden erschütternden Phänomenes wird einen (klassischen) nova genannt. Astronomen haben auch Zwergnovae beobachtet, die kleinere, häufigere Lichtstärke-Spitzen haben als klassischer novae. Wie man denkt, werden diese durch die Ausgabe der potenziellen Gravitationsenergie verursacht, wenn ein Teil der Akkretionsscheibe auf den Stern, aber nicht durch die Fusion zusammenbricht. Im Allgemeinen werden binäre Systeme mit einer weißen sich vereinigenden Zwergsache von einem Sternbegleiter erschütternde Variablen genannt. Sowie novae und Zwergnovae, mehrere andere Klassen dieser Variablen sind bekannt. Wie man beobachtet hat, sind sowohl Fusion - als auch akkretionsangetriebene erschütternde Variablen Röntgenstrahl-Quellen gewesen.

Siehe auch

• Planetarischer Nebelfleck
• 1159-Stern der Parentalen Guidance
• Pulsierender weißer Zwerg-
• Sternklassifikation
• Die Zeitachse des Weißes, ragt Neutronensterne und supernovae über
• Degenerierte Sache
• Schwarzer Zwerg-
• Supernova
• Roter Zwerg-
• Brauner Zwerg-
• Robuste Vereinigungen von massiven Gegenständen von Baryonic (RAMBOs)
• Neutronenstern

Außenverbindungen und weiterführende Literatur

Allgemein

Physik

• Schwarze Löcher, weiß, ragt und Neutronensterne über: die Physik von Kompaktgegenständen, Stuart L. Shapiro und Saul A. Teukolsky, New York: Wiley, 1983. Internationale Standardbuchnummer 0-471-87317-9.
• Weiße Zwergsterne und die Grenze von Chandrasekhar, Dave Gentile, die These des Masters, DePaul Universität, 1995.
• Das Schätzen von Sternrahmen von der Energie Equipartition, sciencebits.com. Bespricht, wie man findet, dass Massenradius-Beziehungen und Massengrenzen für das Weiß verwendende einfache Energieargumente überragen.

Veränderlichkeit

Magnetisches Feld

Frequenz

Beobachtungs-

• Universität von Villanova weißer Zwergkatalog WD, G. P. McCook und E. M. Sion.

Images

• Astronomie-Bild des Tages
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• Staub und der Spirale-Nebelfleck 2009 am 31. Dezember
• Der Spirale-Nebelfleck von La Silla Observatory 2009 am 3. März
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• Eine Nahe gelegene Supernova in der Spiralförmigen Milchstraße M100 2006 am 7. März
• Weiße Zwergsternspirale 2005 am 1. Juni