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白色矮星は非常に密度の高い恒星の一種で、地球サイズの体積に太陽に匹敵する質量が詰まっています。白色矮星は核融合ではなく、残留熱と最終的な結晶化によって光を放射します。太陽のように質量が中性子星やブラックホールに崩壊するほど大きくない恒星は、進化の過程で白色矮星になると予想されています。現在知られている最も近い白色矮星はシリウスBで、8.6光年の距離にあり、シリウス連星の小さい方の恒星です。
1910年、ヘンリー・ノリス・ラッセル、エドワード・チャールズ・ピッカリング、ウィリアミナ・フレミングは、40エリダニBが暗い星であるにもかかわらず、スペクトル型がA型、つまり白色であることを発見した。これは後に最初の白色矮星として知られるようになる。白色矮星という名称は、1922年にウィレム・ヤコブ・ルイテンによって命名された。1931年、スブラマニアン・チャンドラセカールは白色矮星の物理モデルを開発し、星の進化に関する研究で1983年のノーベル物理学賞を受賞した。
これらのコンパクトな星は、主に高度に圧縮された物質で構成されています。生成される白色矮星の組成は、星の初期質量に依存します。白色矮星が形成されると、その物質はもはや核融合反応を起こさなくなり、重力崩壊を防ぐ熱源がなくなります。代わりに、電子縮退圧によってのみ支えられ、極めて高密度になります。縮退の物理学により、回転しない白色矮星の最大質量はチャンドラセカール限界（ 太陽質量の約1.44倍）となり、これを超えると電子縮退圧では支えられなくなります。観測されている白色矮星の質量は、主に0.5～0.7太陽質量です。
白色矮星は形成時には非常に高温ですが、エネルギーを放射するにつれて徐々に冷えていきます。この放射は、最初は高い色温度を持っていますが、時間の経過とともに弱まり、赤みを帯びていきます。最終的には、白色矮星は十分に冷えて物質が結晶化し始める可能性がありますが、10 38年間は存在すると予想されています。[ 1 ]
最初に発見された白色矮星は、比較的明るい主系列星である40 Eridani Aと、その周囲を回る白色矮星 40 Eridani B と主系列赤色矮星 40 Eridani C からなるより近い連星系を含む40 Eridaniの三重星系にありました。 40 Eridani B/C のペアは、1783 年 1 月 31 日にウィリアム・ハーシェルによって発見されました。 [ 2 ] 1910 年に、ヘンリー・ノリス・ラッセル、エドワード・チャールズ・ピッカリング、ウィリアミナ・フレミングは、40 Eridani B は暗い星であるにもかかわらず、スペクトル型がA、つまり白色であることを発見しました。[ 3 ]この星は、ラッセルが最初に作成した、現在では有名な光度 (明るさ) 対スペクトル型 (色) の図の通常のパターンから大きく外れていました。ラッセルは公には、スペクトル型が正しくない可能性があると示唆しました。[ 4 ] : 114しかし、40 Eridani B のスペクトル型は、1914 年にウォルター・アダムスによって独立して確認された。[ 5 ] 1939 年にラッセルはこの発見を振り返り、ピッカリングがそのような例外がブレークスルーにつながると示唆しており、この場合は白色矮星の発見につながったと指摘した。[ 6 ] : 1 [ 4 ]
シリウスの伴星である白色矮星シリウス Bが次に発見された。19世紀には、いくつかの星の位置測定が、その位置のわずかな変化を測定できるほど正確になった。フリードリヒ・ベッセルは位置測定を用いて、シリウス（ 大犬座α）とプロキオン（ こいぬ座α）が周期的に位置を変えていることを突き止めた。1844年、彼は両方の星に目に見えない伴星があると予測した。[ 7 ]ベッセルはシリウスの伴星の周期を約半世紀と概算した。[ 7 ] CAF ピーターズは1851年にその軌道を計算した。[ 8 ] 1862年1月31日になって初めて、アルバン・グラハム・クラークがシリウスの近くにあるこれまで見えなかった星を観測し、後にそれが予測された伴星であると特定された。[ 8 ]アダムスは1915年に、シリウスBのスペクトルが シリウスのスペクトルと似ていることを発見したと発表した。[ 9 ]
1917年、アドリアーン・ファン・マーネンは孤立した白色矮星であるファン・マーネン星を発見した。[ 10 ]これら3つの白色矮星は、最初に発見されたもので、いわゆる古典的白色矮星である。[ 6 ]： 2
1922年、ウィレム・ルイテンは、固有運動が大きい暗い白色星に関する3つの論文を発表しました。これは、地球に近い低光度の白色星であることを意味します。彼の3番目の論文[ 11 ]では、矮星という用語が使われていました。この用語は後にアーサー・エディントンによって白色矮星として普及しました。[ 4 ]： 118 [ 12 ] 1939年までに18個の 白色矮星が発見されました。[ 6 ]： 3ルイテンらは1940年代にも白色矮星の探索を続けました。1950年までに100個以上が知られており[ 13 ]、1999年までに2000個以上が知られていました。[ 14 ]それ以来、スローン・デジタル・スカイ・サーベイは9000個以上の白色矮星を発見しており 、そのほとんどは新しいものです。[ 15 ]
白色矮星の極端な密度は、当初は理論上の謎でした。シリウスB や 40エリダニBのように、星が連星系にある場合、連星の軌道の観測からその質量を推定することが可能です。これは1910 年までにシリウス B に対して行われ、[ 16 ] 0.94 M ☉という質量推定値が得られました(これは、より現代的な推定値1.00 M ☉とよく一致しています)。[ 17 ]高温の天体は低温の天体よりも多くのエネルギーを放射するため、星の表面輝度は有効表面温度から推定でき、星のスペクトルから温度がわかります。星までの距離がわかっている場合は、絶対光度も推定できます。絶対光度と距離から、星の表面積と半径を計算できます。このような推論から、当時天文学者を困惑させた事実が明らかになった。それは、シリウスBと40エリダニBは、比較的高い温度と比較的低い絶対光度のため、非常に高密度であるに違いないということだった。 1916年にエルンスト・エーピックが連星系の密度を推定したところ、40エリダニBの密度は1000万個/立方メートル以上であることがわかった。 太陽 の2万5千倍という高さは、あまりにも高かったため、彼はそれを「不可能」と呼んだ。[ 18 ]エディントンは1927年にこう述べている。
私たちは、星の光がもたらすメッセージを受け取り、解釈することによって、星について学びます。シリウスの伴星からのメッセージが解読されたとき、それは「私は あなたがこれまでに出会ったどんなものよりも3000倍密度の高い物質で構成されています。私の物質1トンは、マッチ箱に入れられるほどの小さな塊です」というものでした。このようなメッセージに、私たちはどう答えることができるでしょうか？1914年当時、私たちのほとんどが答えたのは、「黙れ。くだらないことを言うな」でした。[ 19 ]： 50
このような密度が可能になるのは、白色矮星の物質が化学結合で結ばれた原子で構成されているのではなく、結合していない原子核と電子のプラズマで構成されているためです。したがって、通常の物質によって制限される電子軌道によって通常許容されるよりも原子核を近づけることに障害はありません。 [ 12 ]エディントンは、このプラズマが冷えて原子をイオン化状態に保つエネルギーがもはや十分でなくなったときに何が起こるのか疑問に思いました。このパラドックスは、 1926 年にR.H. ファウラーによって、新しく考案された量子力学の適用によって解決されました。[ 20 ]電子はパウリの排他原理に従うため、2 つの電子が同じ状態を占めることはできず、パウリの排他原理を満たす粒子の統計的分布を決定するために 1926 年に導入されたフェルミ・ディラック統計に従わなければなりません。[ 21 ]したがって、ゼロ温度では、電子はすべて最低エネルギー、つまり基底状態を占めることはできません。それらのいくつかはより高いエネルギー状態を占める必要があり、利用可能な最低エネルギー状態のバンド、フェルミ海を形成する。縮退と呼ばれるこの電子の状態は、白色矮星が零度まで冷えてもなお高いエネルギーを持つことができることを意味する。[ 20 ]
白色矮星が中性子星に崩壊することなく超えることのできない限界質量の存在は、電子縮退圧によって支えられていることのもう一つの結果である。このような限界質量は、1929年にヴィルヘルム・アンダーソン[ 22 ]によって、1930年にエドモンド・C・ストーナー[ 23 ]によって、理想化された一定密度の星の場合について計算された。この値は、密度プロファイルの静水圧平衡を考慮して修正され、現在知られている限界値は、1931年にスブラマニヤン・チャンドラセカールが論文「理想的な白色矮星の最大質量」で初めて発表した[ 24 ] 。回転しない白色矮星の場合、それは約5.7 M☉ / μ e 2 に等しく、μ eは星の電子あたりの平均分子量である。[ 25 ] :式(63) 炭素-酸素白色矮星を主に構成する炭素-12と酸素-16はどちらも原子番号が原子量の半分に等しいので、そのような星ではμ eを2とすべきであり、その結果、一般的に引用される1.4 M☉の値が得られる。(20世紀初頭には、星は主に重元素で構成されていると信じる理由があったため、[ 23 ] : 955チャンドラセカールは1931年の論文で、電子あたりの平均分子量μ eを2.5に設定し、0.91 M☉の限界を与えた。 ) チャンドラセカールは、ウィリアム・アルフレッド・ファウラーとともに、この研究やその他の研究で1983年にノーベル賞を受賞した。 [ 26 ]この限界質量は現在、チャンドラセカール限界と呼ばれている。[ 27 ]
銀河モデルによると、天の川銀河には現在約100億個の白色矮星が存在すると推定されている。[ 28 ]現在、太陽に最も近い100個の恒星系には8個の白色矮星が存在すると考えられている。[ 29 ]最も近く、最も明るい既知の白色矮星はシリウスBで、8.6 光年の距離にあり、シリウス連星の小さい方の恒星である。[ 30 ]
白色矮星の数は増加すると予想されている。質量が約0.07～10太陽質量の既存の恒星は、天の川銀河の恒星の97%以上を占めており、これらの恒星は白色矮星へと進化するだろう。[ 31 ]： §1
白色矮星の推定質量は、0.17 M☉ [ 32 ] から 1.33 M☉ [ 33 ] までと知られているが、質量分布は0.6 M☉付近に強く集中しており、大部分は0.5 ～ 0.7 M☉の間にある[ 33 ]。観測された白色矮星の推定半径は、通常、太陽半径の0.8 ～ 2% である[ 34 ]。これは、地球の半径が太陽半径の約 0.9% であることに匹敵する。したがって、白色矮星は、太陽に匹敵する質量を、通常、太陽の 100 万分の 1 の体積に詰め込んでいる。したがって、白色矮星内の物質の平均密度は、非常に大まかに、 太陽の平均密度の約1,000,000倍、つまり約10⁶ g /cm³ 、 つまり1立方センチメートルあたり1トン。 [ 35 ]典型的な白色矮星の密度は10⁴～ 10 7 g/cm 3 。白色矮星は、中性子星や仮説上のクォーク星などの他のコンパクト星に次いで、既知の物質の中で最も密度の高い形態の1つで構成されています。[ 36 ]
このような密度では、星内部の原子核は通常の物質の原子核よりもはるかに接近している。白色矮星の2つの原子核は約1.2 × 10 −12 m 、ボーア半径よりかなり小さい、5.3 × 10 −11 m、水素原子のおおよその大きさ。白色矮星の物質は圧力によって電離しており、束縛電子軌道が存在する余地はない。太陽の中心部のような高温の熱ガスではなく、白色矮星の中心部の熱は振動する原子核に関連しており、圧力を与えるガスのような様相は自由電子によるものである。[ 38 ]： 575
この異常な圧力源は電子縮退圧力として知られており、量子力学の結果である。不確定性原理は位置の不確定性と、、運動量の不確実性、 換算プランク定数の半分より大きい値であること：位置の不確定性が小さい場合、運動量の不確定性は増加しなければならない。さらに、量子力学のパウリの排他原理は、すべての電子が識別可能であることを要求しており、それはつまり、電子の位置の不確定性がそれらの平均距離よりも小さくなければならないことを意味する。電子を互いに近づける（平均距離を小さくする）と、位置の不確定性が減少し、運動量の不確定性が増加します。運動量の不確定性が大きいほど、運動量も大きくなります。この増加した運動量は、星を圧縮する重力に対抗する力として現れます。[ 39 ] [ 38 ]： 567
白色矮星の中心部の平衡圧力は、太陽の中心部の圧力の約150万倍になる。中心部の温度は1000万Kを超える。これらの条件は水素核融合を引き起こすが、白色矮星の光度が低いことから、必要な原子核は存在しないと考えられる。[ 38 ]： 560
典型的な白色矮星であるCO 白色矮星は、質量の 99% が炭素と酸素で、残りは薄い He と H の層です。10 M ☉の上限質量に近い主系列星は、炭素を融合してネオンを生成し、O-Ne 白色矮星を形成すると考えられています。0.6 M ☉未満の非常に軽い星は、He を炭素と酸素に融合しないため、 He 核白色矮星を形成します。[ 36 ] : 4軽い星が燃料を燃焼し尽くすには宇宙の年齢よりも長い時間がかかるため、観測された He 核白色矮星は、相互作用する連星系の伴星への質量損失の結果であると予想されます。[ 40 ]
炭素-酸素白色矮星が、約 1.44太陽質量のチャンドラセカール限界(非回転星の場合) に達するほどの物質を集積すると、電子縮退圧によって質量の大部分を支えることができなくなり[ 41 ]、核反応がない場合は崩壊し始めます。[ 42 ] [ 43 ] 現在の見解では、この限界は通常は達成されません。崩壊が始まる前に、星が限界に近づくにつれて (約 1% 以内)、中心部の温度と密度が上昇し、炭素核融合が起こります。[ 43 ] [ 44 ]対照的に、主に酸素、ネオン、マグネシウムで構成される中心部の場合、崩壊する白色矮星は通常、中性子星を形成します。この場合、崩壊中に放出されるのは星の質量のほんの一部だけです。[ 41 ]
白色矮星が伴星から十分な物質を集めて中心温度を炭素核融合を起こすのに十分な温度まで上昇させると、暴走核融合を起こして完全に破壊される。この爆発が起こると理論づけられている経路は 3 つある。伴星からの安定した物質の降着、2 つの白色矮星の衝突、またはシェル内で着火を引き起こし、その後中心核に着火する降着である。Ia 型超新星が生成される主なメカニズムは依然として不明である。[ 45 ] Ia 型超新星がどのように生成されるかについてのこの不確実性にもかかわらず、Ia 型超新星は非常に均一な特性を持ち、銀河間距離にわたって有用な標準光源である。特性の緩やかな変化や高赤方偏移での異常光度超新星の異なる頻度、および光度曲線の形状やスペクトルによって識別される明るさの小さな変動を補正するために、いくつかの較正が必要である。[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ]
白色矮星の質量と半径の関係は、非相対論的フェルミ気体状態方程式を用いて推定することができ、その結果は[ 49 ]： 25となる。
ここで、 Rは半径、Mは白色矮星の質量、添え字は太陽を示しているので、は太陽半径の単位での半径であり、は太陽質量の単位で表した質量です。化学ポテンシャルは、は、電子が1つ追加または除去されたときのエネルギーの変化を示す熱力学的性質であり、星の組成に関係しています。より完全なモデルの数値処理は、観測データと比較して良好な一致を示しました。[ 50 ]
この解析では運動エネルギーに非相対論的公式p 2 / 2 mを使用しているため、非相対論的です。白色矮星内の電子速度が光速に近い場合、運動エネルギーの公式はpcに近づき、ここでcは光速です。フェルミガスモデルは超相対論的極限で安定平衡を持たないことが示されます。特に、この解析から白色矮星の最大質量が得られます。それは次のようになります。[ 49 ]
多くの白色矮星の観測は、それらが太陽と同程度の質量で始まったか、あるいは質量を減少させるような劇的な出来事が起こったことを示唆している。[ 49 ]
白色矮星の質量と半径の関係および限界質量をより正確に計算するには、白色矮星物質の密度と圧力の関係を表す状態方程式を計算する必要があります。密度と圧力の両方を星の中心からの半径の関数として設定すると、静水圧方程式と状態方程式からなる連立方程式を解いて、平衡状態にある白色矮星の構造を求めることができます。非相対論的の場合、半径は質量の立方根に反比例します。[ 25 ]：式(80)相対論的補正により、質量が有限の値になると半径がゼロになるように結果が変わります。これが質量の限界値であり、チャンドラセカール限界と呼ばれ、この値を超えると白色矮星は電子縮退圧によって支えられなくなります。右のグラフは、このような計算の結果を示しています。これは、白色矮星の非相対論的モデル（青線）と相対論的モデル（緑線）における半径が質量によってどのように変化するかを示しています。どちらのモデルも、白色矮星を静水圧平衡状態にある低温フェルミガスとして扱っています。電子あたりの平均分子量μeは2に設定されています。半径は標準太陽半径、質量は標準太陽質量で測定されています。[ 25 ] [ 51 ]
これらの計算はすべて、白色矮星が回転していないことを前提としている。白色矮星が回転している場合は、回転座標系で作用することによって生じる遠心擬似力を考慮に入れるために、静水圧平衡の式を修正する必要がある。[ 52 ]一様に回転する白色矮星の場合、限界質量はわずかに増加するだけである。星が不均一に回転することを許容し、粘性を無視すると、 1947年にフレッド・ホイルが指摘したように、 [ 53 ]モデル白色矮星が静的平衡状態にあることができる質量には限界がない。これらのモデル星のすべてが力学的に安定であるとは限らない。[ 54 ]
回転する白色矮星とその直径の角速度による推定については、厳密な数学文献で扱われてきた。[ 55 ]白色矮星の自由境界の微細構造も、数学的に厳密に解析されている。[ 56 ]
白色矮星は光度が低いため、恒星の光度と色または温度の関係を示すヘルツシュプルング・ラッセル図の下部の帯状領域に位置します。白色矮星は、水素 核融合を起こし熱圧によって部分的に支えられている赤色矮星[ 57 ]や、さらに低温の褐色矮星[ 58 ]など、主系列星の低質量端にある低光度天体と混同してはなりません。 白色矮星から放出される可視光は、O型、B型、A型の主系列星の白っぽい青色から、後期K型または初期M型の星の黄橙色まで、幅広い色域にわたります[ 59 ] 。白色矮星の光度は、太陽の100倍以上から1/2000未満まで、7桁もの範囲にわたります。太陽の10,000倍。 [ 60 ]光度を有効表面温度の4乗に関係するステファン・ボルツマンの法則を仮定すると150,000 K [ 14 ] から 4000 Kをわずかに下回る[ 61 ] [ 60 ]高温の白色矮星は、表面温度が 150,000 K を超え、30,000 Kの 天体は、軟X線（つまり、低エネルギーX線）の発生源であることが観測されている。これにより、軟X線および極端紫外線観測によって、それらの大気の組成と構造を研究することができる。[ 62 ]
白色矮星は、Urca過程によってニュートリノも放射します。[ 63 ]この過程は、より高温で若い白色矮星に大きな影響を与えます。ニュートリノは恒星プラズマを容易に通過できるため、矮星の内部から直接エネルギーを奪うことができます。このメカニズムは、白色矮星の存在の最初の約2000万年間の冷却に大きく寄与しています。[ 36 ]
白色矮星の大部分を構成する縮退物質は、非常に低い不透明度を持っています。これは、光子の吸収には電子がより高い空状態へ遷移する必要があるためですが、光子のエネルギーがその電子が取り得る量子状態と一致しない場合があるため、遷移が不可能な場合があるからです。したがって、白色矮星内部の放射熱伝達は低いものの、熱伝導率は高いです。その結果、白色矮星の内部は、約10⁶ Kから冷却されるにつれて、ほぼ均一な温度を維持します。 白色矮星形成直後の8 K10既知の最も低温の白色矮星では6 Kである。 [ 36 ]縮退した核の上に非縮退物質の外殻が存在する。内部よりも低温の最外層は、ほぼ黒体。白色矮星は、希薄な外層大気が縮退した内部の熱をゆっくりと放射するため、長い間観測可能である。 [ 36 ]
1952 年にレオン・メステルが説明したように、白色矮星が伴星や他の源から物質を降着しない限り、その放射は補充されない蓄積された熱から生じます。 [ 64 ] [ 65 ] : §2.1白色矮星は、この熱を放射する表面積が非常に小さいため、徐々に冷え、長い間高温のままです。[ 66 ]白色矮星が冷えると、表面温度が低下し、放出される放射が赤くなり、光度が低下します。白色矮星には放射以外のエネルギーシンクがないため、時間の経過とともに冷却が遅くなることがわかります。水素大気を持つ0.59 M☉の炭素白色矮星の冷却速度が推定されています。表面温度が7140 Kまで冷却されるのに約15億年かかった後、さらに約500ケルビン冷却して6590 Kまで冷却するのに約3億年かかるが、次の2段階（約500ケルビンずつ、6030 Kと5550 Kまで）は、それぞれ4億年と11億年かかる。[ 67 ]：表2
観測された白色矮星のほとんどは、8000 K から1000 Kの間という比較的高い表面温度を持っています。40,000 K。 [ 15 ] [ 14 ] しかし、これは選択効果です。より高温で明るい白色矮星の方が観測しやすいのです。白色矮星はその寿命の大部分を低温で過ごします。高温の白色矮星よりも低温の白色矮星の方が多く存在します。[ 68 ]この傾向は極低温の白色矮星で止まります。表面温度が40,000 K以下の白色矮星はほとんど観測されていません。 白色矮星は、表面温度が約 3050 K である。[69] 白色矮星は、これまで観測された中で最も低温の白色矮星の 1 つである。[70] 白色矮星は、表面温度が約 3050 Kである。[ 71 ] [ 72 ] 白色矮星がこの温度以下に冷えるには時間が足りなかったため、この温度が観測された。白色矮星の光度関数は、ある領域で星が形成され始めた時期を特定するために使用できる。このようにして得られた銀河円盤の年齢の推定値は 80億年である。[ 68 ]白色矮星は、何兆年も経つと最終的に冷えて、周囲や宇宙背景放射とほぼ熱平衡状態にある非放射性の黒色矮星になる。黒色矮星はまだ存在しないと考えられている。[ 35 ]
極低温（<4000 K）では、大気中に水素を含む白色矮星は、水素分子がヘリウム原子と衝突する際の衝突誘起吸収（CIA）の影響を受けます。これは、水素または水素とヘリウムの混合大気を持つ白色矮星の光学的赤色および赤外線の明るさに影響を与えます。このため、このような大気を持つ古い白色矮星は、主冷却系列よりも青くなります。WD J2147–4035 のような水素の少ない大気を持つ白色矮星は、CIA の影響をあまり受けないため、黄色からオレンジ色になります。[ 73 ] [ 70 ]
白色矮星の核物質は、完全に電離したプラズマ（原子核と電子の混合物）であり、最初は流体状態です。1960年代には、冷却の後期段階で、中心部から結晶化して固体になると理論的に予測されていました。[ 74 ]結晶構造は体心立方格子であると考えられています。[ 31 ] [ 75 ] 1995年には、脈動する白色矮星の星震学的観測が結晶化理論の潜在的な検証をもたらすと示唆され、 [ 76 ] 2004年には、 BPM 37093の質量の約90%が結晶化したことを示唆する観測が行われました。[ 77 ] [ 78 ] [ 79 ]他の研究では、結晶化した質量分率は32%から82%の間であるとされています。[ 80 ]
白色矮星の核が固体相へと結晶化する過程で潜熱が放出され、これが冷却を遅らせる熱エネルギー源となる。[ 81 ]一部の白色矮星におけるこの冷却異常を説明するために提案された別のメカニズムとして、固液蒸留プロセスが挙げられる。核で形成された結晶は浮力があり上昇し、より重い液体を下方へ押し出すことで、重力エネルギーの正味放出を引き起こす。[ 82 ]プラズマ混合物中のイオン種間の化学的分画によって、同等あるいはそれ以上のエネルギーが放出される可能性がある。 [ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]このエネルギー放出は、2019年に1000万個以上の白色矮星の冷却過程における蓄積が確認された後、初めて実証された。ガイア衛星で観測された白色矮星は15,000個。[ 86 ]
低質量ヘリウム白色矮星（質量< 0.20 M☉ ）は、極低質量白色矮星（ELM WD）とも呼ばれ、連星系で形成されます。水素に富む外層のため、CNOサイクルによる残留水素燃焼によって、これらの白色矮星は何億年も高温状態を保つ可能性があります。[ 87 ]さらに、冷却過程に入る前に、最大20億年もの間、膨張した原始白色矮星の段階にとどまります。[ 88 ]
ほとんどの白色矮星は炭素と酸素で構成されていると考えられているが、分光観測では、放出される光は水素またはヘリウムが優勢な大気から来ていることが一般的に示されている。優勢な元素は通常、 他のすべての元素よりも少なくとも 1000 倍多く存在する。1940年代にシャッツマンが説明したように、高い表面重力が、大気を重力的に分離して重元素が下方に、軽い元素が上方に位置するようにすることで、この純度をもたらしていると考えられている。[ 90 ] [ 91 ]： §§5–6この大気は、我々から見える白色矮星の唯一の部分であり、 AGB段階の星の外層の残骸である外層の上部であると考えられており、星間物質から集積した物質も含まれている可能性がある。外層は、恒星の全質量の1/100以下の質量を持つヘリウムに富む層から構成されていると考えられており、大気が水素優勢であれば、その上に質量が約1/100の水素に富む層が重なっている。星の総質量の10,000倍。 [ 60 ] [ 49 ]：§§4–5
薄いながらも、これらの外層は白色矮星の熱進化を決定づける。白色矮星内部の縮退電子は熱伝導率が高い。そのため、白色矮星の質量の大部分はほぼ同じ温度（等温）であり、高温である。表面温度が の白色矮星は、8000 Kと16,000 Kの コア温度はおよそ5,000,000 K と20,000,000 K。白色矮星が急速に冷却されないのは、 外層の放射線に対する不透明度によるものだけである。[ 60 ]
白色矮星スペクトルの分類を最初に試みたのは、1941年のGPカイパーによるものと思われる[ 59 ] [ 92 ]。それ以来、様々な分類体系が提案され、使用されてきた[ 93 ] [ 94 ]。現在使用されているシステムは、 1983年にエドワード・M・シオン、ジェシー・L・グリーンスタインらが導入し、その後何度か改訂されている。このシステムは、スペクトルを記号で分類する。記号は、頭文字D、スペクトルの主要な特徴を表す文字、それに続くスペクトルの二次的な特徴を表すオプションの文字シーケンス（隣の表に示す）、および温度指数（除算によって計算される）から構成される。 有効温度による50 400 K。例えば、スペクトルにHe I線のみを持つ白色矮星で有効温度が15 000 Kは「DB3」の分類を受ける可能性があり、温度測定の精度が保証されれば「DB3.5」となる。同様に、偏極磁場を持つ白色矮星は、有効温度が17 000 K 、そして水素の特徴も持つHe I線が支配的なスペクトルはDBAP3に分類される可能性がある。正しい分類が不明な場合は、「?」と「:」の記号も使用できる。[ 14 ] [ 59 ]
スペクトル分類がDA型の白色矮星は水素が主成分の大気を持つ。これらは観測された白色矮星の大部分、約80%を占める。[ 60 ]次に多いのはDB型で、約16%である。[ 33 ]高温の白色矮星は、15,000 K 、DQクラス（約0.1%）は炭素が主成分の大気を持つ。[ 95 ] DB、DC、DO、DZ、および低温DQに分類されるものはヘリウムが主成分の大気を持つ。炭素と金属が存在しないと仮定すると、どのスペクトル分類が見られるかは有効温度に依存する。約100,000 K 45,000 Kでは 、スペクトルはDOに分類され、一価イオン化ヘリウムが支配的となる。30,000 K から12,000 Kでは スペクトルは DB となり、中性ヘリウム線が示され、それ以下では約12 000 Kでは、スペクトルは特徴がなく、DC に分類されます。[ 49 ] : §2.4 [ 60 ]
白色矮星の大気スペクトルでは分子水素（H₂ ）が検出されている。 [ 96 ]理論的研究では、一部の白色矮星には恒星コロナが存在する可能性が示唆されているが、コロナが最も容易に検出されるX線および電波波長での探索は成功していない。[ 97 ] [ 98 ]
いくつかの白色矮星では、片側が水素で、もう片側がヘリウムで支配的な不均一な大気が観測されている。[ 99 ]
白色矮星の約25～33%はスペクトルに金属線を持ち、これは注目すべき点である。なぜなら、白色矮星中の重元素は、星の寿命のほんのわずかな期間で星の内部に沈み込むはずだからである。[ 100 ]金属に富む白色矮星の有力な説明は、それらが最近岩石質の微惑星を集積したというものである。[ 100 ]集積した天体の全体的な組成は、金属線の強度から測定できる。例えば、2015年の白色矮星Ton 345の研究では、その金属存在量は、漸近巨星分枝段階で主星の恒星風によってマントルが侵食された分化した岩石質の惑星のものと一致すると結論付けられた。[ 101 ]
白色矮星の表面磁場は、表面で約 100 万ガウス (100 テスラ) の強さを持つことが、1947 年に PMS Blackett によって予測されました。これ は、彼が提唱した物理法則、すなわち電荷を持たない回転体は角運動量に比例した磁場を生成するという法則の結果として予測されたものです。[ 102 ]この想定された法則は、Blackett 効果と呼ばれることもありますが、一般には受け入れられず、1950 年代までには Blackett 自身も反証されたと感じていました。[ 103 ] : 39–43 1960 年代には、白色矮星は、その前駆星段階で存在していた全表面磁束の保存により磁場を持つ可能性があると提案されました。[ 104 ]前駆星の表面磁場が約 100ガウス (0.01 T) であれば、白色矮星の表面磁場は約 100 万ガウス (100 テスラ) になります。星の半径が100分の1に縮小すると、100 × 100 2 = 100万ガウス (100 T) になります。 [ 91 ] : §8 [ 105 ] : 484最初に発見された磁気白色矮星はGJ 742 ( GRW +70 8247としても知られる) で、1970年にジェームズ・ケンプ、ジョン・スウェドランド、ジョン・ランドストリート、ロジャー・エンジェルによって円偏光の放出から磁場を持つことが確認されました。[ 106 ]表面磁場は約3億ガウス (30 kT) であると考えられています。[ 91 ] : §8
1970年以降、200個以上の白色矮星で磁場が発見されており、2 × 10 3から10 9 ガウス (0.2 T ～ 100 kT)。[ 107 ]現在知られている磁気白色矮星の多くは、1 メガガウス以上の磁場の存在を明らかにすることができる低解像度分光法によって識別されています 。したがって、基本的な識別プロセスによって磁場が発見されることもあります。[ 108 ]白色矮星の磁場は、広帯域円偏光測定法の技術を使用してスペクトル線なしで測定することも、電子サイクロトロンメーザーによる電波放射の周波数を測定することによって測定することもできます。[ 98 ] 白色矮星の少なくとも 10% は 100万ガウス (100 T) を超える磁場を持っていると推定されています 。[ 109 ] [ 110 ]白色矮星の磁場は、イオン結合や共有結合に加えて、垂直常磁性結合という新しいタイプの化学結合の存在を可能にするかもしれないが、このように結合した分子を検出することは困難であると予想される。[ 111 ]
連星系AR Scorpiiの高磁場白色矮星は、コンパクト天体が中性子星ではなく白色矮星である最初のパルサーとして2016年に特定された。 [ 112 ] 2番目の白色矮星パルサーは2023年に発見された。 [ 113 ]
初期の計算では、光度が約 10 秒の周期で変化する白色矮星が存在する可能性が示唆されていましたが、1960 年代の探索ではこれを観測できませんでした。 [ 91 ] : §7.1.1 [ 116 ]最初に発見された変光白色矮星はHL Tau 76で、1965 年と 1966 年に発見され、約 12.5 分の周期で変化することが観測されました 。[ 117 ]この周期が予測よりも長い理由は、HL Tau 76 の変光性が、他の既知の脈動変光白色矮星と同様に、非放射状重力波脈動に起因しているためです。[ 91 ] : §7既知の脈動白色矮星の種類には、水素が主成分の大気とスペクトル型 DA を持つDAV 型またはZZ Ceti型の星 (HL Tau 76 を含む) があります。[ 91 ] : 891、895 DBV、またはV777 Her星で、ヘリウムが主成分の大気を 持ち、スペクトル型は DB です。[ 60 ] : 3525およびGW Vir 星で、DOV 星とPNNV星に細分されることもあり、大気はヘリウム、炭素、酸素が主成分です。[ 115 ] [ 118 ] GW Vir 星は厳密には白色矮星ではなく、ヘルツシュプルング・ラッセル図上で漸近巨星分枝と白色矮星領域の間にある位置にある星です。これらは前白色矮星と呼ばれることがあります。[ 115 ] [ 119 ]これらの変光星はすべて、数百秒から数千秒の周期を持つ振動モードの重ね合わせによって生じる、光出力の小さな (1%～30%) 変動を示します。これらの変動を観測することで、白色矮星の内部に関する星震学的な証拠が得られる。 [ 120 ]
低質量または中間質量の主系列星の水素核融合期が終わると、そのような星は赤色巨星分枝に膨張し、最終的には漸近巨星分枝に至ります。このとき、外側の水素殻はヘリウムに核融合し、膨張するヘリウム殻はトリプルアルファ過程によって核融合して炭素と酸素の核を形成します。ヘリウム殻と水素殻の交互の核融合により熱パルスが発生し、これらのパルスは対流と組み合わさって塵の粒子を生成し、放射圧によって外側に押し出されて強い恒星風が発生します。[ 121 ] 放出された物質は惑星状星雲を形成し、核を残します。これが残骸白色矮星です。[ 66 ]白色矮星は核融合ではなく、残留熱から光を放射します。[ 35 ]
太陽質量の25%未満の白色矮星はすべて連星系に存在する。連星系における白色矮星の割合は、質量が一定の範囲になると34%まで減少する。0.5～0.75太陽質量 。これらの天体はすべてヘリウム核を持っています。[ 122 ]宇宙の年齢（約138 億年）をはるかに超える寿命の間に、[ 123 ]このような星は最終的にすべての水素を燃焼し、しばらくの間青色矮星になり、主にヘリウム4原子核で構成されるヘリウム白色矮星として進化を終えると考えられています。[ 124 ]このプロセスには非常に長い時間がかかるため、観測されているヘリウム白色矮星の起源とは考えられていません。むしろ、それらは主に連星系での質量損失の産物であると考えられています。[ 66 ] [ 125 ] [ 126 ] [ 127 ]連星系の一部ではないヘリウム白色矮星を説明する提案には、大きな系外惑星伴星による質量損失、伴星が超新星爆発を起こして物質を剥ぎ取られる、さまざまなタイプの恒星合体などがある。[ 128 ] [ 129 ]
主系列星の質量が 0.5 ～ 8 M☉ の場合、[ 122 ] [ 130 ]その中心核は、トリプルアルファ過程によってヘリウムを炭素と酸素に融合させるのに十分な高温になりますが、ネオンを融合させるのに十分な高温には決してなりません。融合反応を起こす期間の終わりに近づくと、そのような星は、融合反応を起こさない炭素-酸素または酸素-ネオンの中心核を持ち、その周りを内側のヘリウム燃焼殻と外側の水素燃焼殻が取り囲みます。ヘルツシュプルング-ラッセル図では、漸近巨星分枝に位置します。その後、外側の物質のほとんどを放出して惑星状星雲を形成し、炭素-酸素中心核だけが残ります。[ 125 ] [ 131 ]
質量が1000万を超える白色矮星1.05 M☉の ものは超大質量白色矮星と呼ばれます。単独星系で形成される場合、これらは酸素ネオンの核を持つと予想されます。しかし、超大質量白色矮星のかなりの割合 (約 20%) は、白色矮星の合体によって形成されます。この場合、結果として炭素酸素の超大質量白色矮星ができます。[ 132 ]
星の質量が十分に大きい場合、その中心核は最終的に炭素をネオンに、そしてネオンを鉄に核融合させるのに十分な高温になります。このような星は白色矮星にはなりません。なぜなら、中心核の非核融合核の質量は、最初は電子縮退圧によって支えられていましたが、最終的には縮退圧によって支えられる最大の質量を超えるからです。この時点で星の中心核は崩壊し、中心核崩壊型超新星爆発を起こし、残骸として中性子星、ブラックホール、あるいはより特殊な形態のコンパクト星が残ります。[ 133 ] [ 134 ]おそらく8～10太陽質量の主系列星の中には、炭素をネオンやマグネシウムに核融合させるのに十分な質量を持つものもありますが、ネオンを核融合させるには質量が不十分なものもあります。このような星は、中心核が崩壊せず、核融合が激しすぎて星が超新星爆発を起こして吹き飛ばされない限り、主に酸素、ネオン、マグネシウムからなる白色矮星の残骸を残す可能性がある。[ 135 ] [ 130 ]このタイプの白色矮星がいくつか確認されているが、そのような存在の証拠のほとんどは、ONeMgまたはネオン新星と呼ばれる新星から得られている。これらの新星のスペクトルは、酸素-ネオン-マグネシウム白色矮星への物質の降着によってのみ説明できると思われるネオン、マグネシウム、およびその他の中間質量元素の存在量を示している。[ 136 ] [ 137 ]
白色矮星によるヘリウム降着を伴うIa型超新星は、この種の恒星残骸の変容経路として提唱されている。このシナリオでは、Ia型超新星で発生する炭素爆発は白色矮星を破壊するには弱すぎ、その質量のごく一部を噴出物として放出するにとどまるが、非対称な爆発を引き起こし、しばしばゾンビ星と呼ばれる恒星を超高速星の速度まで加速させる。失敗した爆発で処理された物質は、鉄などの最も重い元素が中心核に落下して蓄積され、白色矮星に再集積される。[ 138 ]これらの鉄核白色矮星は、同程度の質量の炭素酸素型の白色矮星よりも小さく、それらよりも速く冷却および結晶化するだろう。[ 139 ]
白色矮星は一度形成されると安定し、通常はほぼ無限に冷却し続けます。既知の最も古い白色矮星は依然として数千ケルビンの温度で放射しており、これは宇宙の最大年齢の観測上の限界を示しています。[ 133 ]宇宙が膨張し続けると仮定すると、 10¹⁹年から1 0²⁰年後には、銀河は白色矮星、褐色矮星、中性子星、ブラックホールで構成され、銀河が崩壊するにつれてこれらはすべてゆっくりと散逸していくと考えられています。 [ 140 ] : §IIIA
白色矮星の寿命は、少なくとも10³⁴～10³⁵年と推定される陽子の仮説上の寿命と同程度であると考えられている。陽子が崩壊する場合、白色矮星の質量は原子核の崩壊に伴って時間とともに非常にゆっくりと減少し、非縮退の塊となるのに十分な質量を失い、最終的に約10³⁸年かけて完全に消滅する。[ 140 ]： §IV
白色矮星は伴星によって取り込まれたり蒸発したりして、質量が大幅に減少し、惑星質量を持つ天体になることもあります。その結果、かつての伴星（現在は主星）の周りを公転する天体は、ヘリウム惑星またはダイヤモンド惑星である可能性があります。[ 141 ] [ 142 ] [ 143 ]
白色矮星の恒星系と惑星系は、その前駆星から受け継がれたものであり、さまざまな形で白色矮星と相互作用する可能性がある。白色矮星が残存惑星系を持っていることを示すいくつかの兆候がある。[ 146 ]
残存惑星系の最も一般的な観測可能な証拠は、白色矮星のスペクトルが金属吸収線で汚染されていることです。白色矮星の27～50%は金属で汚染されたスペクトルを示しますが、[ 147 ]これらの重元素は、より低温の白色矮星の大気中に沈降します。20,000 K。 最も広く受け入れられている仮説は、この汚染は潮汐破壊された岩石天体から来ているというものです。[ 148 ] [ 149 ]金属汚染された白色矮星の最初の観測は、1917年にマウント・ウィルソン天文台でファン・マーネン[ 10 ]によって行われ、現在では天文学における系外惑星の最初の証拠として認識されています。[ 150 ]白色矮星ファン・マーネン2は、大気中に鉄、カルシウム、マグネシウムを示していますが、 [ 151 ]ファン・マーネンはカルシウムのH線とK線に基づいて、これを最も暗いF型星と誤って分類しました。[ 152 ]白色矮星の窒素は、太陽系外カイパーベルト天体の窒素氷から来ていると考えられており、リチウムは付着した地殻物質から来ていると考えられており、ベリリウムは系外衛星から来ていると考えられています。[ 150 ]
あまり一般的ではない観測可能な証拠としては、平坦で光学的厚みが大きいデブリ円盤による赤外線過剰があり、これは白色矮星の約1%～4%に見られる。[ 149 ]赤外線過剰を持つ最初の白色矮星は、1987年にザッカーマンとベックリンによって近赤外線領域でギクラス29-38付近で発見され[ 153 ]、後にデブリ円盤であることが確認された。[ 154 ]より高温の白色矮星は27,000 Kを 超える温度では、岩石天体の潮汐破壊によって形成された塵がすべて昇華し、デブリ円盤の形成が妨げられます。より低温の白色矮星では、岩石天体がロッシュ半径付近で潮汐破壊され、ポインティング・ロバートソン抗力によって円軌道に押し込まれる可能性があります。この抗力は、質量が小さい白色矮星ほど強くなります。ポインティング・ロバートソン抗力によって塵は白色矮星にどんどん近づき、最終的には昇華して円盤は消滅します。27,000 Kを超える高温の白色矮星では、デブリ円盤の寿命は約数百万年です。10,000 K。より低温の白色矮星は、 数百万年の円盤寿命を持つことができ、これは2番目の岩石天体を潮汐破壊し、LSPM J0207+3331の周りの2つのリングのように、白色矮星の周りに2番目の円盤を形成するのに十分な時間である。[ 155 ]
惑星系の観測可能な証拠の中で最もまれなものは、主要惑星または小惑星の検出である。白色矮星の周りには、ごく少数の巨大惑星とごく少数の小惑星しか知られていない。[ 156 ] [ 157 ]
白色矮星の大気中の金属含有量に基づく推定では、少なくとも 15% の白色矮星が惑星や小惑星、あるいは少なくともそれらの残骸によって周回されている可能性があると考えられています。[ 158 ]別の提案された考えでは、白色矮星は、恒星の赤色巨星段階を生き延びたものの外層を失った岩石惑星の剥ぎ取られた核によって周回されている可能性があり、これらの惑星の残骸は金属でできている可能性が高いので、白色矮星の磁場との相互作用の痕跡を探してそれらを検出しようと試みています。[ 159 ]白色矮星が塵で汚染されるその他の提案された考えには、惑星による小惑星の散乱[ 160 ] [ 161 ] [ 162 ]、または惑星間の散乱[ 163 ]が含まれます。
系外衛星が主惑星から解放されると、白色矮星が塵で汚染される可能性がある。解放によって小惑星が白色矮星に向かって散乱されるか、系外衛星が白色矮星のロッシュ半径に散乱されるかのいずれかである。 [ 164 ]連星系では主要惑星が存在しない可能性が高いため、白色矮星の汚染のメカニズムも調査されたが、この考えでは単独の白色矮星の周囲に塵が存在することを説明できない。[ 165 ]古い白色矮星は塵の集積の証拠を示しているが、約10億年以上または7000 Kを超える塵の赤外線過剰を持つ白色矮星は、2018年にLSPM J0207+3331が発見されるまで検出されていなかった。LSPM J0207 + 3331は冷却年齢が約30億年である。この白色矮星は、温度の異なる2つのリングで説明される2つの塵の成分を示している。[ 149 ]
白色矮星の周りの惑星系を検出するもう 1 つの方法は、それらの電波放射を利用することです。2004 年と 2005 年に、AJ Willes と K. Wu は、系外惑星が白色矮星の磁気圏を通過する際に、イオが木星からの電波放射を刺激するのと同様に、白色矮星の磁極からオーロラ電波放射を生成する可能性があると仮説を立てました。アレシボ電波望遠鏡を使用した研究者による 9 つの白色矮星からのそのような電波放射の探索は、今のところ何も見つかっていません。[ 98 ]
NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡によるヘリックス星雲の中心星WD 2226-210の赤外線分光観測は、彗星の衝突によって引き起こされた可能性のある塵雲の存在を示唆している。この塵雲から落下する物質が中心星からのX線放射を引き起こしている可能性がある。[ 167 ] [ 168 ]同様に、2004年に行われた観測では、若い（約5億年前にAGB前駆星から形成されたと推定される）白色矮星G29-38の周囲に塵雲が存在することが示されており、これは白色矮星の近くを通過する彗星の潮汐破壊によって生成された可能性がある。[ 154 ]
金属に富む白色矮星WD 1145+017は、恒星を通過する崩壊中の小惑星が観測された最初の白色矮星である。[ 169 ] [ 170 ]微惑星の崩壊によって発生した残骸雲が4.5時間ごとに恒星の前を通過し 、恒星の光学的明るさが5分間低下する。[ 170 ]通過の深さは非常に変動が大きい。[ 170 ]
巨大惑星WD J0914+1914bは、白色矮星の周りを公転する最初のガス惑星であり、高温の白色矮星の強い紫外線放射によって蒸発している。蒸発した物質の一部は、白色矮星の周りのガス円盤に集積している。白色矮星のスペクトル中の弱い水素線やその他の線から、この巨大惑星の存在が明らかになった。[ 171 ]
白色矮星WD 0145+234は、 NEOWISEのデータで中間赤外線で増光していることが観測された。2018年以前には見られなかったこの増光は、小惑星の潮汐破壊によるものと考えられ、このような現象が観測されたのは今回が初めてである。[ 172 ]
WD 1856+534は、白色矮星の周りを公転する最初のトランジット大惑星として観測されており、2023 年現在もそのような例は他にありません。[ 173 ] [ 174 ]マイクロレンズ現象のおかげで発見された白色矮星MOA-2010-BLG-477Lも巨大惑星を持つことが知られています。[ 175 ] [ 157 ]
GD 140とLAWD 37 は、ヒッパルコス- ガイアの固有運動の異常により、巨大な系外惑星が存在すると疑われています。GD 140 は木星の数倍の質量を持つ惑星であると疑われ、LAWD 37 は木星より質量が小さい惑星であると疑われています。 [ 176 ] [ 177 ]さらに、WD 0141-675 は、ガイアの天体位置測定に基づいて、公転周期が 33.65 日のスーパー木星であると疑われています。これは、WD 0141-675 が金属で汚染されており、金属で汚染された白色矮星は、小惑星の軌道を乱し、汚染を引き起こす巨大惑星を宿していると長い間疑われてきたため、注目に値します。[ 178 ] GD 140 と WD 0141 の両方は、惑星によって引き起こされる赤外線過剰を検出することを目的として、サイクル 2 でJWSTによって観測される予定です。 [ 179 ] WD 0141-675 の惑星候補は、ソフトウェア エラーによる偽陽性であることが判明しました。[ 180 ]
表面温度が 100 ℃未満の白色矮星の周りを公転する地球型惑星の仮説上の通過現象の探索が提案されている。10,000 K。このような恒星は、 約0.005 ～ 0.02 AUの距離に居住可能領域を持ち、それが 30 億年以上続く可能性がある。これは非常に近いため、居住可能な惑星は潮汐固定される。白色矮星は惑星とほぼ同じ大きさであるため、このような通過は強い食を引き起こす。[ 181 ]
最近の研究では、これらの仮説上の惑星が親星の周りを近距離で公転すると、温室効果を引き起こして居住不可能になる可能性のある強い潮汐力にさらされることから、この考えに疑問が投げかけられている。[ 182 ]この考えに対するもう1つの制約は、これらの惑星の起源である。白色矮星を取り巻く降着円盤からの形成はさておき、惑星がこの種の恒星の周りを近距離で公転するようになるには2つの方法がある。1つは、恒星が赤色巨星段階にある間に恒星に飲み込まれても生き残り、その後内側に螺旋状に移動するか、白色矮星が形成された後内側に移動することである。前者のケースは、低質量の天体にとってはあり得ない。なぜなら、低質量の天体は恒星に吸収されても生き残る可能性が低いからである。後者の場合、惑星は白色矮星との潮汐相互作用によって非常に多くの軌道エネルギーを熱として放出する必要があり、おそらく居住不可能な燃えかすとして終わるだろう。[ 183 ]
白色矮星が連星系にあり、伴星から物質を降着させている場合、新星やIa型超新星など、さまざまな現象が発生する可能性があります。また、表面で核融合を維持できるほど速く伴星から物質を取り込むことができれば、超軟X線源になる可能性もあります。 [ 184 ]一方、磁場によって緩和されるか否かにかかわらず、潮汐相互作用や星と円盤の相互作用など、連星系における現象は、降着する白色矮星の自転に作用します。実際、（確実に知られている）最も速く自転する白色矮星は連星系のメンバーです（最も速いのはCTCV J2056-3014の白色矮星です）。[ 185 ] 2つの白色矮星の近接連星系は角運動量を失い、重力波の形でエネルギーを放射し、星が合体するまで互いの軌道が着実に縮小します。[ 186 ] [ 187 ]
孤立した非回転白色矮星の質量は、チャンドラセカール限界の約1.4 M☉を超えることはできません。白色矮星が高速かつ不均一に回転している場合は、この限界が増加する可能性があります。[ 188 ]連星系の白色矮星は伴星から物質を降着し、質量と密度の両方を増加させることができます。質量がチャンドラセカール限界に近づくと、理論的には、白色矮星内での核融合の爆発的点火、または中性子星への崩壊につながる可能性があります。[ 41 ]
Ia型超新星の起源系を説明できる可能性のあるモデルは2つあります。単一縮退モデルと二重縮退モデルです。単一縮退モデルでは、炭素-酸素白色矮星が質量を蓄積し、伴星である非縮退星から質量を引き込むことで中心核を圧縮します。[ 189 ] : 14中心核の圧縮加熱により、質量がチャンドラセカール限界に近づくと炭素核融合が始まると考えられています。[ 189 ]白色矮星は熱圧ではなく量子縮退圧によって重力に抗して支えられているため、星の内部に熱を加えると温度は上昇しますが圧力は上昇しないため、白色矮星はそれに応じて膨張して冷却されることはありません。むしろ、温度の上昇は核融合反応の速度を加速させ、暴走プロセスとなって自己増殖します。熱核反応の炎は数秒で白色矮星の大部分を焼き尽くし、星を消滅させるIa型超新星爆発を引き起こします。[ 35 ] [ 189 ] [ 190 ] Ia型超新星の別の可能性のあるメカニズムである二重縮退モデルでは、連星系の2つの炭素-酸素白色矮星が合体し、チャンドラセカール限界を超える質量を持つ天体が生成され、そこで炭素核融合が点火されます。[ 189 ] : 14どちらの場合も、白色矮星はIa型超新星爆発を生き残るとは予想されていません。[ 191 ]
単一縮退モデルは、 Ia型超新星の好ましいメカニズムでしたが、現在では、観測により、二重縮退モデルの方が可能性が高いシナリオと考えられています。予測される白色矮星同士の合体率は、Ia型超新星の発生率に匹敵し、Ia型超新星のスペクトルに水素が存在しないことを説明できます。[ 192 ] Ia型超新星の主なメカニズムは未解決の問題です。[ 193 ]単一縮退シナリオでは、白色矮星への降着率は、白色矮星の表面での水素燃焼が安定するように、その質量に依存する狭い範囲内にある必要があります。降着率が低すぎると、白色矮星の表面で発生する新星が降着物質を吹き飛ばします。降着率が高すぎると、白色矮星が膨張し、白色矮星と伴星が共通の外層になります。これにより白色矮星の成長が止まり、チャンドラセカール限界に達して爆発するのを防ぐ。[ 192 ]単一縮退モデルでは伴星が生き残ると予想されるが、Ia型超新星の発生場所の近くにそのような星が存在するという強い証拠はない。[ 191 ]二重縮退シナリオでは、白色矮星は非常に近い連星系にある必要がある。そうでないと、合体時間は宇宙の年齢よりも長くなる。また、Ia型超新星の代わりに、2つの白色矮星の合体によって中心核崩壊が起こる可能性もある。白色矮星は急速に物質を集積するため、中心核が中心からずれた位置で点火し、中性子星を生成する可能性のある重力不安定性を引き起こす。[ 191 ]
歴史的に明るいSN 1006は、白色矮星からのIa型超新星であり、おそらく2つの白色矮星の合体であると考えられている。[ 194 ] 1572年のティコの超新星もIa型 超新星であり、その残骸が検出されている。[ 195 ] 太陽から11パーセク離れた白色矮星WD 0810–353は、Ia型超新星から放出された超高速暴走星である可能性があるが、これについては異論がある。[ 196 ] [ 197 ]
共通外層後連星 (PCEB) は、白色矮星または高温準矮星と、潮汐固定された赤色矮星 (場合によっては赤色矮星の代わりに褐色矮星) からなる連星です。 [ 198 ]これらの連星は、赤色矮星が赤色巨星段階に飲み込まれるときに形成されます。赤色矮星が共通外層の内側を公転すると、密度の高い環境で減速します。この減速した公転速度は、赤色矮星と赤色巨星の核との間の軌道距離の減少によって補償されます。赤色矮星は核に向かって螺旋状に内側に進み、核と合体する可能性があります。これが起こらず、代わりに共通外層が放出されると、連星は白色矮星と赤色矮星からなる近接軌道に落ち着くことになります。このタイプの連星は共通外層後連星と呼ばれます。 PCEB の進化は、磁気ブレーキと重力波の放出により 2 つの矮星がますます接近して公転するにつれて続きます。その後、連星はいくつかの劇的な結果のいずれかに進化する可能性があります。高磁場白色矮星、白色矮星パルサー、二重縮退連星、または Ia 型超新星です。[ 199 ] [ 200 ] PCEB はある時点で激変星に進化する可能性があるため、それらのいくつかは前激変星とも呼ばれます。[ 201 ] [ 178 ]
物質の降着によって白色矮星がチャンドラセカール限界に近づく前に、表面に降着した水素に富む物質が、水素核融合によって駆動される破壊力の弱いタイプの熱核爆発を起こすことがある。白色矮星の核が無傷である限り、このような表面爆発は繰り返される可能性がある。このような弱いタイプの繰り返し起こる激変現象は、（古典的）新星と呼ばれる。天文学者は、古典的新星よりも小さく、より頻繁に光度のピークを示す矮星新星も観測している。これらは、核融合によるエネルギー放出ではなく、降着円盤の一部が恒星に崩壊する際に重力ポテンシャルエネルギーが放出されることによって引き起こされると考えられている。一般に、恒星伴星から物質を降着する白色矮星を持つ連星系は、激変星と呼ばれる。新星や矮新星の他に、ポーラー変光星や中間ポーラー変光星など、これらの変光星の他のいくつかの種類も知られており、どちらも強い磁場を持つ白色矮星を特徴としている。[35][189][202][203] 核融合と降着の両方によって駆動される激変星は、X線源であることが観測されている。[ 203 ]
その他の連星には、主系列星（または巨星）と白色矮星からなる連星があります。シリウスAB連星はこの種の例です。[ 204 ]白色矮星は、白色矮星のみからなる連星系または多重星系として存在することもあります。解明された三重白色矮星系の例としては、 Gaia DR2データで発見されたWD J1953−1019があります。[ 205 ]興味深い分野の一つは、白色矮星の周りの残存惑星系の研究です。恒星から数AU離れたところを公転する惑星は、恒星が主系列星から白色矮星に変化した後も生き残ると予想されます。さらに、白色矮星は、その前駆星よりもはるかに小さく、それに伴い光度も低いため、周囲を公転する天体よりも明るく輝く可能性は低いと考えられます。このため、白色矮星は系外惑星や褐色矮星の直接撮像探査にとって有利なターゲットとなる。直接撮像によって検出された最初の褐色矮星は、1988年に発見された白色矮星GD 165 Aの伴星である。 [ 206 ]さらに最近では、白色矮星WD 0806−661に亜恒星質量の低温伴星が存在することが発見され、褐色矮星[ 207 ] [ 208 ]または系外惑星[ 209 ]として様々に記述されている。
{{cite book}}ISBN /日付の不一致（ヘルプ）DR4 のエポック位置天文学の検証中に、Gaia DR3 の非単一星の結果にすでに影響を与えていたエラーが発見されました。[...] Gaia の非単一星処理に関して、[...] WD 0141-675 [...] の解は偽陽性であると結論付けることができます。