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白色矮星は、主に電子縮退物質で構成された恒星の中心核の残骸である。白色矮星は非常に高密度で、地球サイズの体積に太陽に匹敵する質量が詰まっている。白色矮星では核融合は起こらず、放射される光は残留熱によるものである。[1]最も近い既知の白色矮星はシリウスBで、8.6光年離れており、シリウス連星の小さい方の構成要素である。現在、太陽に最も近い100の恒星系の中に8つの白色矮星があると考えられている。[2]白色矮星の異常な暗さは、1910年に初めて認識された。[3] : 1 白色矮星という名前は、1922年に ウィレム・ヤコブ・ロイテンによって造られた。
白色矮星は、中性子星やブラックホールになるには質量が足りない恒星の最終的な進化状態であると考えられている。これには、天の川銀河の97%以上の恒星が含まれる。[4] ：§1 低質量または中質量の主系列星の水素融合期間が終了すると、そのような星は赤色巨星に膨張し、トリプルアルファ過程によって中心核でヘリウムを炭素と酸素に融合する。赤色巨星の質量が炭素の融合に必要な中心核温度（約10 9 K）を超えると、炭素と酸素の不活性な塊が中心に蓄積される。このような恒星が外層を脱ぎ捨てて惑星状星雲を形成した後、残存白色矮星である核が残る。[5]通常、白色矮星は炭素と酸素（CO 白色矮星）で構成される。前駆物質の質量が 太陽質量の 7 〜 9 倍（M ☉）の場合、核の温度は炭素を融合するのに十分であるがネオンを融合するには十分ではないため、酸素-ネオン-マグネシウム（ONeMgまたはONe）白色矮星が形成される可能性がある。[6]非常に質量の低い恒星はヘリウムを融合できないため、相互作用する連星系での質量損失によってヘリウム白色矮星[7] [8]が形成される可能性がある。[9]
白色矮星の物質はもはや核融合反応を起こさないため、重力崩壊に対抗するための熱源が欠如している。代わりに、白色矮星は電子縮退圧によってのみ支えられており、非常に高密度になっている。縮退の物理的性質により、非回転白色矮星の最大質量はチャンドラセカール限界（ M ☉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る。炭素-酸素白色矮星は、典型的には伴星からの質量移動によってこの限界に近づき、炭素爆発と呼ばれる過程を経てIa型超新星として爆発する可能性がある。[1] [5] SN 1006は可能性のある例である。
白色矮星は、形成されると非常に高温になるが、エネルギーを放射するにつれて徐々に冷えていく。この放射は、最初は色温度が高いが、時間の経過とともに弱まり、赤みを帯びてくる。最終的に白色矮星は十分に冷え、その物質は中心核から結晶化し始める。もはや大きな熱や光を放射しなくなり、冷たい黒色矮星になる。[5]白色矮星がこの最終状態に達するのにかかる時間は、現在知られている宇宙の年齢（約138億年）よりも長いと計算されているため、[10]黒色矮星は存在しないと考えられている。[1] [4]最も古い既知の白色矮星は、今でも数千ケルビンの温度で放射しており、これが宇宙の最大年齢の観測限界を確立している。[11]
発見
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エリダニ座40番星Aを含む三重星系で、その周囲を白色矮星のエリダニ座40番星Bと主系列赤色矮星のエリダニ座40番星Cの連星系が遠くを周回している。エリダニ座40番星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た。 [12] 1910年、ヘンリー・ノリス・ラッセル、エドワード・チャールズ・ピカリング、ウィリアミナ・フレミングは、エリダニ座40番星Bが暗い星であるにもかかわらず、スペクトル型 A、つまり白色であることを発見した。[13] 1939年、ラッセルはこの発見を振り返り、ピカリングがそのような例外はブレークスルーにつながり、この場合は白色矮星の発見につながると示唆していたと述べた。[3] : 1 エリダヌス座40番星Bのスペクトル型は1914年にウォルター・アダムスによって正式に記載されました。[14]
次に発見されたのは、シリウスの伴星である白色矮星シリウスBである。19世紀には、いくつかの星の位置測定が精度を高め、位置の小さな変化を測定できるようになった。フリードリヒ・ベッセルは位置測定を用いて、シリウス（おおいぬ座α星）とプロキオン（こいぬ座α星）の位置が周期的に変化し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。[15]
ベッセルはシリウスの伴星の周期をおよそ半世紀と見積もった。[15] CAFピーターズは1851年にその軌道を計算した。[16]アルヴァン・グラハム・クラークがシリウスの近くにこれまで見られなかった星を観測したのは1862年1月31日になってからであり、後にそれが予測された伴星であると特定された。[16] ウォルター・アダムズは1915年にシリウスBのスペクトルがシリウスのものと似ていることを発見したと発表した。[17]
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・マーネンの星を発見した。 [18]最初に発見されたこれらの3つの白色矮星は、いわゆる古典的白色矮星である。[3] : 2 最終的に、固有運動が大きい多くの暗い白色星が発見され、それらは地球に近い低光度の星、つまり白色矮星である疑いがあることが示された。 1922年にウィレム・ルイテンがこの種類の星を調査した際に、白色矮星という用語を最初に使用したと思われる。 [13] [19] [20] [21] [22]この用語は後にアーサー・エディントンによって普及した。[13] [23]これらの疑いにもかかわらず、最初の非古典的白色矮星は1930年代まで明確に特定されなかった。 1939年までに18個の白色矮星が発見された。 [3] : 3 ルイテンらは1940年代も白色矮星の探索を続けた。1950年までに100個以上が知られるようになり、[24] 1999年までに2000個以上が知られるようになった。[25]それ以来、スローン・デジタル・スカイ・サーベイによって9000個以上の白色矮星が発見されており、そのほとんどは新しいものである。[26]
構成と構造
白色矮星
白色矮星の推定質量は0.17 M ☉ [27]から1.33 M ☉ [28]まで 知られているが 、質量分布は0.6 M ☉に強くピークがあり、大多数は0.5 M ☉ から0.7 M ☉の間にある。[28]観測された白色矮星の推定半径は、典型的には太陽半径の0.8～2%である。[29]これは、地球の半径が太陽半径の約0.9%であることと同程度である。つまり、白色矮星は、太陽に匹敵する質量を、典型的には太陽の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100万倍、つまりおよそ10 6 g/cm 3、つまり1立方センチメートルあたり1 トンである。[1]典型的な白色矮星の密度は10 4から 白色矮星は、知られている物質の中で最も密度が高いものの一つで、中性子星や仮説上のクォーク星などの他のコンパクトな星に次ぐ密度です。[30] [ 31]
白色矮星は発見されてすぐに極めて高密度であることがわかった。シリウス B や 40 エリダヌス B のように連星系にある恒星の場合は、連星軌道の観測から質量を推定することができる。これは 1910 年までにシリウス B に対して行われ、 [32]質量推定値は 0.94 M ☉となったが、これはより現代的な推定値である 1.00 M ☉とよく匹敵する。[33]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、恒星の表面輝度は実効表面温度から、またスペクトルから推定することができる。恒星までの距離がわかれば、絶対光度も推定できる。絶対光度と距離から、恒星の表面積と半径を計算することができる。このような推論から、当時の天文学者を困惑させた認識が生まれました。シリウスBとエリダヌス40番星Bは、比較的高い温度と比較的低い絶対光度のため、非常に密度が高いに違いないということです。エルンスト・エピックが1916年にいくつかの視覚連星の密度を推定したとき、エリダヌス40番星Bの密度は1000万キログラムを超えました。太陽の25000倍の 高さであり、それはあまりに高かったので彼は「不可能」だと言った。[34]アーサー・エディントンは1927年に次のように述べている。 [35] : 50
私たちは星の光がもたらすメッセージを受け取り、解釈することで星について学びます。シリウスの伴星のメッセージは、解読されたとき次のように書かれていました。「私は、あなたが今までに出会ったどんなものよりも 3000 倍も密度の高い物質でできています。私の物質 1 トンは、マッチ箱に入れることができる小さな塊ほどです。」このようなメッセージに対して、どのような返答ができるでしょうか。1914 年に私たちのほとんどが返した返答は、「黙れ。無意味なことを言うな」でした。
エディントンが1924年に指摘したように、この程度の密度は、一般相対性理論によれば、シリウスBからの光が重力によって赤方偏移するはずであることを意味していた。[23]これは、アダムスが1925年にこの赤方偏移を測定したときに確認された。 [36]
このような密度が可能なのは、白色矮星の物質が化学結合でつながった原子ではなく、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からである。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距離よりも原子核を近づけることに障害はない。 [23]エディントンは、このプラズマが冷えて原子をイオン化したままにするエネルギーが十分でなくなったら何が起こるのか疑問に思った。[40]このパラドックスは、1926年にRHファウラーによって、新たに考案された量子力学を応用して解決された。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、フェルミ-ディラック統計に従わなければならない。フェルミ-ディラック統計は、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。[41]したがって、温度ゼロでは、電子が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ない。それらのいくつかはより高いエネルギー状態を占めなければならず、利用可能な最低エネルギー状態の帯、フェルミ海を形成する。電子のこの状態は縮退と呼ばれ、白色矮星は零度まで冷却されても依然として高いエネルギーを保持できることを意味した。[40] [42]
白色矮星を圧縮すると、一定の体積内の電子の数が増加します。パウリの排他原理を適用すると、電子の運動エネルギーが増加し、圧力が増加します。[40] [43]この電子の縮退圧力により、白色矮星は重力崩壊から守られます。圧力は密度のみに依存し、温度には依存しません。縮退物質は比較的圧縮性が高いため、高質量の白色矮星の密度は低質量の白色矮星の密度よりもはるかに大きく、質量が増加するにつれて白色矮星の半径は減少します。[1]
白色矮星がこれを超えると中性子星に崩壊してしまうという限界質量が存在することも、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年にウィルヘルム・アンダーソン[44]と1930年にエドモンド・C・ストーナー[45]によって、理想的な一定密度の星の場合に計算された。この値は、密度プロファイルの静水力平衡を考慮して補正され、現在知られている限界値は、1931年にスブラマニアン・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。[46]回転しない白色矮星の場合、この限界質量は約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。[47] : 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ため、そのような星ではμ e を2と見なすべきであり、 [42]一般的に引用される値1.4 M ☉につながります。 （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りました。[45] : 955 そのため、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、限界値を0.91 M ☉としました 。） 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、この研究と他の研究により1983年にノーベル賞を受賞しました。 [48]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ます。[49]
炭素酸素白色矮星が、チャンドラセカール限界の約1.44太陽質量（非自転星の場合）に達するほどの物質を蓄積すると、電子縮退圧によってその質量の大部分を支えることができなくなり[50]、核反応がなければ崩壊し始める。[51] [52] しかし、現在の見解では、この限界は通常は達成されない。限界に近づくにつれて（約1％以内まで）、中心核内の温度と密度が上昇し、炭素核融合が起こり、崩壊が始まる。[52] [53]対照的に、中心核が主に酸素、ネオン、マグネシウムで構成されている場合、崩壊する白色矮星は通常、中性子星を形成する。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ある。[50]
白色矮星が伴星から十分な物質を蓄積して中心核の温度を上昇させ、炭素核融合反応を点火すると、 暴走核融合反応を起こし、完全に崩壊する。この爆発は、伴星からの物質の安定した集積、2つの白色矮星の衝突、または集積によって殻が点火し、それが中心核に点火するという3つの経路で起こると理論化されている。Ia型超新星が生成される主なメカニズムは不明である。[54] Ia型超新星の生成方法に関する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、銀河間距離での標準光源として有用である。高赤方偏移での異常な光度の超新星の特性の緩やかな変化や異なる周波数、および光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化を補正するために、何らかの較正が必要である。[55] [56] [57]
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・ラッセル図の下部に位置する。白色矮星は、中心核が熱圧によって部分的に支えられている水素融合 赤色矮星[58]や、さらに低温の褐色矮星[59]など、主系列の低質量端にある低光度天体と混同してはならない。
質量と半径の関係
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、[60] : 25
ここで、Rは半径、Mは白色矮星の質量、下付き文字は太陽に対する相対値を示す。化学ポテンシャルは、電子が1つ追加または削除されたときのエネルギー変化を示す熱力学的特性であり、星の組成に関係する。より完全なモデルの数値処理は、観測データに対して良好な一致でテストされている。[61]
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、非相対論的である。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 （cは光速）に近づき、フェルミ気体モデルは超相対論的極限で安定した平衡を持たないことが示される。特に、この解析により白色矮星の最大質量が次のように示される。[60]
多くの白色矮星の観測から、白色矮星は太陽と同程度の質量を持って誕生したか、あるいは何か劇的な出来事によって質量が減少したかのいずれかであることが示唆されている。[60]
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、白色矮星の物質内の密度と圧力の関係を記述する状態方程式を計算する必要があります。密度と圧力が両方とも星の中心からの半径の関数として等しく設定されている場合、静水力方程式と状態方程式からなる方程式系を解くことで、平衡時の白色矮星の構造を見つけることができます。非相対論的なケースでは、半径は質量の3乗根に反比例します。[47] ：式(80) 相対論的補正により結果が変わり、質量の有限値で半径がゼロになります。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力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（青い曲線）と相対論的モデル（緑の曲線）の半径が質量によってどのように変化するかを示している。どちらのモデルも、白色矮星を静水圧平衡にある冷たいフェルミガスとして扱っている。電子あたりの平均分子量μeは2に設定されている。半径は標準太陽半径で測定され、質量は標準太陽質量で測定される。[47] [62]
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、回転フレーム内での作業から生じる遠心力の擬似力を考慮して、静水圧平衡の方程式を修正する必要がある。[63]均一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。恒星が不均一に回転することを許容し、粘性を無視した場合、1947 年にフレッド・ホイルが指摘したように、[64]モデル白色矮星が静的平衡状態にあることが可能な質量に制限はない。これらのモデル星のすべてが動的に安定するわけではない。[65]
回転する白色矮星と、その回転角速度から推定されるその直径は、厳密な数学文献で扱われている。[66]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。[67]
放射と冷却
白色矮星の大部分を構成する縮退物質は不透明度が非常に低い。これは、光子を吸収するには電子がより高い空の状態に移行する必要があり、光子のエネルギーがその電子に可能な量子状態と一致しない可能性があるため、それが不可能な場合があるからである。そのため、白色矮星内の放射熱伝達は低い。ただし、白色矮星は高い熱伝導率を持つ。その結果、白色矮星の内部は冷却されてもほぼ均一な温度を維持し、白色矮星の形成直後には約10 8 Kから始まり、 最も低温の既知の白色矮星では10 6 K 未満に達する。 [30]縮退していない物質の外殻が縮退核の上に位置している。内部よりも低温である最外層は、おおよそ黒体として放射する。白色矮星は、その薄い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、長期間にわたって観測可能です。[30]
白色矮星から放射される可視光線は、O型、B型、A型主系列星の白っぽい青色から、後期K型または初期M型星の黄橙色まで、幅広い色の範囲にわたります。[68]白色矮星の有効表面温度は、150 000 K [25] から4000 Kをわずかに下回る程度までの範囲である。 [69] [70]シュテファン・ボルツマンの法則によれば、光度は表面温度の上昇とともに増加する（T 4に比例する）。この表面温度範囲は、太陽の100倍以上の光度から1 ⁄未満の光度までに相当する。太陽の10,000倍である。[70]表面温度が太陽の10,000倍を超える高温の白色矮星は、30000 K以下の天体は、軟X線（低エネルギーX線）の源として観測されている。これにより、軟X線や極端紫外線の観測によって、その大気の組成や構造を調べることができる。[71]
白色矮星はウルカ過程を通じてニュートリノを放射する。[72]この過程はより高温で若い白色矮星に大きな影響を及ぼす。ニュートリノは恒星の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る。このメカニズムは白色矮星が存在し始めてから最初の約2000万年間の冷却に大きく寄与した。[30]
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発生源から物質を吸収しない限り、その放射は補充されない蓄熱から生じます。 [73] [74] ：§2.1 白色矮星は熱を放射する表面積が非常に小さいため、徐々に冷え、長時間熱いままになります。[5]白色矮星が冷えると、表面温度が低下し、放出する放射が赤くなり、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ります。冷却率は、水素大気を持つ0.59 M ☉の炭素白色矮星について推定されています。表面温度7140 Kまで冷却するのに約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3億年かかりますが、次の約500ケルビンの2つのステップ（6030 Kと5550 Kまで）には最初に4億年、次に11億年かかります。[75] ：表2
観測された白色矮星のほとんどは、8000 Kから40 000 K。[26] [76]しかし、白色矮星は、高温よりも低温でその生涯を過ごすことが多いため、高温の白色矮星よりも低温の白色矮星の方が多いと予想されます。高温で明るい白色矮星の方が観測しやすいという選択効果を考慮すると、調査する温度範囲を狭めると白色矮星が多く見つかることがわかります。[77]この傾向は、極端に低温の白色矮星に達すると止まります。表面温度が 40 000 K を下回る白色矮星はほとんど観測されません。4000 Kであり、[78]これまでに観測された中で最も低温のWD J2147–4035の表面温度は約 3050 K である。[79]その理由は、宇宙の年齢が有限であるためである。[80] [81]白色矮星がこの温度以下に冷却するのに十分な時間がなかった。したがって、白色矮星の光度関数を使用して、ある領域で星が形成され始めた時期を見つけることができる。この方法で見つかった銀河系円盤の年齢の推定値は 80 億年である。[77]白色矮星は最終的に、数兆年かけて冷却し、周囲および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。[1]
非常に低い温度（<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衝突誘起吸収（CIA）の影響を受ける。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な赤色および赤外線の明るさに影響を与える。このため、この種の大気を持つ古い白色矮星は、主な冷却過程よりも青くなる。WD J2147–4035などの水素の少ない大気を持つ白色矮星はCIAの影響が少なく、黄色からオレンジ色をしている。[82] [79]
白色矮星の中心核の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、最初は流体状態にある。1960年代には、冷却の最終段階で中心から固体に結晶化すると理論的に予測された。 [83]結晶構造は体心立方格子であると考えられている。[4] [84] 1995年には、脈動白色矮星の星震学的観測が結晶化理論の潜在的なテストをもたらすことが示唆され、 [85] 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た。[86] [87] [88]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る。[89]白色矮星の核が固体に結晶化すると、潜熱が放出され、それが熱エネルギー源となり、冷却を遅らせます。[90]一部の白色矮星の冷却が遅れているように見える理由として考えられるもう1つのメカニズムは、固体-液体蒸留プロセスです。核で形成された結晶は浮力があり、浮き上がり、重い液体を下方に押しのけ、重力エネルギーが正味で放出されます。[91]プラズマ混合物中のイオン種間の化学分別により、同様の、あるいはそれ以上の量のエネルギーが放出されます。[92] [93] [94]このエネルギー放出は、2019年に、冷却シーケンス中に1000万個以上のイオンが積み重なっていることが確認された後に初めて確認されました。ガイア衛星が観測した15000個の白色矮星。[95]
低質量ヘリウム白色矮星（質量 < 0.20 M ☉）は、しばしば極低質量白色矮星（ELM WD）と呼ばれ、連星系で形成されます。水素に富んだ外殻を持つため、CNOサイクルによる残留水素燃焼により、これらの白色矮星は数億年にわたって高温を保つ可能性があります。[96]さらに、冷却軌道に到達するまで最大20億年間、膨張した原始白色矮星段階にとどまります。[97]
大気とスペクトル
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、分光法では通常、その放射光は水素またはヘリウムが優勢であると観測される大気から来ていることが示されている。優勢元素は通常、他のすべての元素よりも少なくとも1000倍豊富である。1940年代にシャッツマンが説明したように、高い表面重力が重力で大気を分離し、重い元素が下に、軽い元素が上にあり、この純粋さを引き起こしていると考えられている。[99] [100] ：§§5–6 この大気は、白色矮星で唯一目に見える部分であり、 AGB段階の星の外層が残した外層の上部であると考えられており、星間物質から降着した物質も含まれている可能性がある。外層は、質量が恒星の全質量の1 ⁄ 100以下のヘリウムに富む層で構成されていると考えられており、大気が水素優勢である場合、質量が約1 ⁄ 100の水素に富む層がその上に重なる。星の総質量の10000倍である。 [70][101] : §§4–5
これらの外層は薄いですが、白色矮星の熱的進化を決定します。白色矮星の大部分にある縮退した電子は熱をよく伝導します。そのため、白色矮星の質量の大部分はほぼ同じ温度（等温）にあり、高温でもあります。表面温度が8000 Kと16000Kはコア 温度がおよそ5 000 000 Kと白色矮星は、外層の放射線に対する不透明性によってのみ、急速に冷却されないようになっている。 [ 70 ]
白色矮星のスペクトルを分類する最初の試みは、1941年にGPカイパーによって行われたようで、 [68] [102]それ以来、さまざまな分類体系が提案され、使用されてきた。[103] [104]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・グリーンスタインおよび共著者によって導入され、その後数回改訂されている。このシステムでは、頭文字D、スペクトルの主な特徴を表す文字、それに続くスペクトルの二次的な特徴を表す任意の文字列（隣の表を参照）、および温度指数（温度指数は、温度をDで割って算出）で構成される記号でスペクトルを分類する。50 400 Kを有効温度で割った値です。例えば、スペクトルにHe I線のみを持ち、有効温度が15,000 Kの白色矮星はDB3に分類されるが、温度測定の精度が保証されればDB3.5に分類される。同様に、偏極磁場を持つ白色矮星は、有効温度が17000 Kで、 He I線が支配的なスペクトルに水素の特徴も含まれている場合は、DBAP3に分類できます。正しい分類が不明な場合は、「？」と「：」の記号も使用できます。[25] [68]
主なスペクトル分類がDAである白色矮星は、水素を主成分とする大気を持ち、観測されている白色矮星の約80％を占めています。[70]次に多いのはDBで、約16％です。[105]高温の、上記のクラスは、15000 Kでは、DQクラス（約0.1％）は炭素優位の大気を持っています。[106] DB、DC、DO、DZ、クールDQに分類されるものはヘリウム優位の大気を持っています。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よって異なります。100 000 Kから45,000 Kでは、スペクトルはDOに分類され、一価イオン化したヘリウムが優勢になります。30 000 Kから12 000 Kでは、スペクトルはDBとなり、中性ヘリウム線を示し、それ以下では12000Kではスペクトルは特徴がなくDCに分類される。 [ 101] ：§2.4 [70]
いくつかの白色矮星の大気のスペクトルでは水素分子（H2 ）が検出されている。[107]理論的研究では、ある種の白色矮星には恒星コロナが存在する可能性があることが示唆されているが、コロナが最も検出されやすいX線や電波の波長での探索は成功していない。[108] [109]
金属を豊富に含む白色矮星
白色矮星の約25～33%はスペクトルに金属線を持っていますが、白色矮星内の重元素は恒星の寿命のほんの一部で恒星の内部に沈んでいくはずなので、これは注目に値します。[110]金属が豊富な白色矮星の一般的な説明は、最近岩石質の微惑星が集積したというものです。[110]集積した天体の全体的な構成は、金属線の強度から測定できます。たとえば、2015年に行われた白色矮星トン345の研究では、その金属存在比は、漸近巨星分岐期に主星の風によってマントルが侵食された分化した岩石質惑星の金属存在比と一致するという結論が出ました。[111]
磁場
白色矮星の表面での磁場の強さが約100 万ガウス(100 テスラ) であることは、1947 年にPMS ブラックエットによって予測されました。これは、彼が提唱した物理法則の結果としてのことでした。その法則では、電荷を帯びていない回転体は、その角運動量に比例した磁場を発生するはずであると述べられていました。[112]ブラックエット効果と呼ばれることもあるこの仮定上の法則は、一般に受け入れられることはなく、1950 年代までには、ブラックエットですらこの法則が反証されたと感じていました。[113] : 39–43 1960 年代には、白色矮星は、その前駆星の段階で存在していた全表面磁束が保存されるため、磁場を持つ可能性があると提案されました。[114]したがって、前駆星の段階での表面磁場が約100 ガウス (0.01 T) であれば、表面磁場は約 100 ガウス (0.01 T) になります。 100 × 100 2 = 100万ガウス（100 T）であり、恒星の半径が100分の1に縮小した。[100] : §8 [115] : 484 最初に発見された磁性白色矮星はGJ 742 （ GRW +70 8247としても知られる）であり、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、円偏光を放射することで磁場をホストしていることが確認された。[116]表面磁場は約3億ガウス（30 kT）であると考えられている。[100] : §8
1970年以来、200個を超える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 から 100 kT) を超える磁場を持つ白色矮星が知られている。[ 117]現在知られている磁性白色矮星の多くは、低解像度の分光法によって特定されており、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。したがって、基本的な特定プロセスによって磁場が発見されることもある。 [118]白色矮星の磁場は、広帯域円偏光測定法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を介した電波放射の周波数の測定によって測定することもできる。[109] 白色矮星の少なくとも 10 % は 100 万ガウス (100 T) を超える磁場を持つと推定されている。[119] [120]白色矮星の磁場は、イオン結合と共有結合に加えて、新しいタイプの化学結合である垂直常磁性結合の存在を可能にする可能性があるが、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。[121]
連星系ARスコーピウスの高度に磁化された白色矮星は、コンパクトな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年に特定されました。 [122] 2番目の白色矮星パルサーは2023年に発見されました。[123]
変動性
初期の計算では、約 10 秒周期で光度が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。 [100] : §7.1.1 [126]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。[127]この周期が予測よりも長い理由は、HL Tau 76 の変動が、既知の他の脈動変光白色矮星と同様に、非放射状重力波脈動によって発生するためです。[100] : §7 既知の脈動白色矮星のタイプには、 DAVまたはZZ Ceti の星があり、HL Tau 76 は水素が優勢な大気を持ち、スペクトル型は DA です。[100] : 891、895 DBV、またはV777 Her、ヘリウム優勢の大気を持ち、スペクトル型が DB である星。[70] : 3525 およびGW Vir 星は、ヘリウム、炭素、酸素が優勢な大気を持つDOV星とPNNV星に細分されることもある。 [125] [128] GW Vir 星は厳密に言えば白色矮星ではないが、ヘルツシュプルング・ラッセル図上で漸近巨星枝と白色矮星領域の間に位置する星である。これらは前白色矮星と呼ばれることがある。[125] [129]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から生じる、光出力の小さな (1%～30%) 変動を示す。これらの変化を観測することで、白色矮星の内部についての恒星震学的な証拠が得られる。 [130]
形成
白色矮星は、質量が約0.07～10 M☉の主系列星の 恒星進化の終着点であると考えられている。[4] [131]生成される白色矮星の組成は、星の初期質量に依存する。現在の銀河モデルでは、天の川銀河には現在約100億個の白色矮星が含まれていると示唆されている。[132]
質量が非常に小さい星
主系列星の質量が太陽質量の約半分より小さい場合、中心核でヘリウムを点火・核融合させるほど高温になることは決してない。[133]宇宙の年齢（約138億年）を大幅に超える寿命を経て、 [10]そ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となり、主にヘリウム4原子核からな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る。[134]このプロセスには非常に長い時間がかかることから、観測されているヘリウム白色矮星の起源はこれではないと考えられている。むしろ、それらは主に連星系における質量損失の産物であると考えられている。[5] [7] [8] [135] [136] [137]連星系に属していないヘリウム白色矮星を説明する提案としては、大きな惑星の伴星による質量損失、伴星が超新星として爆発することで恒星から物質が剥ぎ取られること、さまざまな種類の恒星の合体などがある。[138] [139]
低質量から中質量の星
主系列星の質量が 0.5 から 8 M ☉の場合、[133] [140]その中心核は、トリプルアルファ過程を経てヘリウムを炭素と酸素に融合させるのに十分な熱さになりますが、炭素をネオンに融合させるのに十分な熱さになることはありません。核融合反応を起こす期間の終わり近くには、そのような星は、核融合反応を起こさない炭素酸素中心核を持ち、その周囲をヘリウム燃焼内殻と水素燃焼外殻が取り囲みます。ヘルツシュプルング・ラッセル図では、漸近巨星枝上に位置します。その後、炭素酸素中心核だけが残るまで、その外側の物質のほとんどを放出して惑星状星雲を形成します。このプロセスにより、観測される白色矮星の大部分を形成する炭素酸素白色矮星が形成されます。[135] [141] [142]
中質量から高質量の星
恒星が十分に重い場合、その中心核は最終的に炭素をネオンに融合し、次にネオンを鉄に融合できるほど十分に高温になります。そのような恒星は白色矮星にはなりません。なぜなら、最初は電子の縮退圧によって支えられていた中心の非融合核の質量が、最終的には縮退圧によって支えられる最大質量を超えるからです。この時点で恒星の中心核は崩壊し、中心核崩壊型超新星として爆発し、そのあとには中性子星、ブラックホール、あるいはもっとエキゾチックな形のコンパクト星が残ります。[131] [143] 8 ～10 M☉程度の主系列星の中には 、炭素をネオンとマグネシウムに融合できるほど十分に重いものもありますが、ネオンを融合するには質量が不十分なものもあります。そのような恒星は、その中心核が崩壊せず、核融合が超新星爆発で恒星を吹き飛ばすほど激しく進行しない限り、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。[144] [140]このタイプの可能性がある白色矮星はいくつか確認されているが、その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、ネオン、マグネシウム、およびその他の中間質量元素の豊富さを示しており、これは酸素・ネオン・マグネシウム白色矮星への物質の集積によってのみ説明できると思われる。[6] [145] [146]
Iax型超新星
白色矮星によるヘリウムの集積を伴うIax型超新星は、このタイプの恒星残骸の変化の経路であると提案されている。このシナリオでは、Ia型超新星で発生する炭素の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のみであるが、非対称爆発を引き起こし、ゾンビ星として知られる恒星を超高速星の高速にまで加速させる。失敗した爆発で処理された物質は白色矮星に再集積され、鉄などの最も重い元素が中心核に落ちて蓄積される。[147]これらの鉄芯白色矮星は、同様の質量の炭素-酸素型よりも小さく、それらよりも速く冷却され結晶化する。[148]
運命
白色矮星は一旦形成されると安定し、ほぼ無限に冷え続け、最終的には黒色矮星になる。宇宙が膨張し続けると仮定すると、10 19～ 10 20年で銀河は蒸発し、その中の恒星は銀河間空間に逃げ出すと考えられている。[149] : §IIIA 白色矮星は通常銀河の分散を生き延びるが、白色矮星同士の偶発的な衝突により、新たな核融合星やチャンドラセカール質量を超える白色矮星が生成され、 Ia 型超新星爆発を起こすことがある。[149] : §§IIIC, IV 白色矮星のその後の寿命は、少なくとも 10 34～10 35年であることが知られてい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。いくつかの大統一理論では、陽子の寿命は10 30～ 10 36年であると予測されている。これらの理論が妥当でない場合、陽子は複雑な核反応や仮想ブラックホールを伴う量子重力過程によって崩壊する可能性がある。この場合、寿命は10, 200年以下と推定される。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、最終的に質量が失われて非縮退物質の塊となり、最終的に完全に消滅する。[149] : §IV
白色矮星は伴星によって共食いされたり蒸発したりして質量を失い、惑星質量天体になることもある。その結果、伴星だった現在の主星を周回する天体はヘリウム惑星またはダイヤモンド惑星となる可能性がある。[150] [151] [152]
破片円盤と惑星
白色矮星の恒星系と惑星系は、その祖先の恒星から受け継がれ、さまざまな方法で白色矮星と相互作用する可能性があります。白色矮星に残存惑星系があることを示す兆候がいくつかあります。
残存惑星系の最も一般的な観測可能な証拠は、金属吸収線による白色矮星のスペクトルの汚染である。白色矮星の27～50%は金属で汚染されたスペクトルを示すが[155]、これらの重元素は白色矮星の低温の大気中に沈殿する。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に由来すると考えられており、リチウムは地殻物質に由来し、ベリリウムは太陽系外衛星 に由来すると考えられている。[ 159 ]
あまり一般的ではない観測可能な証拠は、平坦で光学的に厚いデブリディスクによる赤外線超過であり、白色矮星の約1％～4％に見られる。[157]赤外線超過を伴う最初の白色矮星は、1987年にザッカーマンとベックリンによってギクラス29-38の近赤外線で発見され[162]、後にデブリディスクであることが確認された。[ 163]27,000 Kでは、岩石天体の潮汐破壊によって形成されたすべての塵が昇華し、デブリディスクの形成が妨げられる。より低温の白色矮星では、岩石天体は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強制される可能性がある。この抗力は、質量の小さい白色矮星ではより強くなる。ポインティング・ロバートソン抗力によって、塵は次第に白色矮星に近づく軌道を描き、最終的には昇華してディスクは消滅する。デブリディスクの寿命は、1900 K より高温の白色矮星では数百万年程度である。10 000 K。より低温の白色矮星のディスク寿命は数千万年で、これは潮汐力によって2番目の岩石天体が破壊され、LSPM J0207+3331の周りの2つのリングのような白色矮星の周りに2番目のディスクが形成されるのに十分な時間です。[164]
惑星系の観測可能な証拠として最も珍しいのは、大惑星や小惑星の検出である。白色矮星の周囲には、少数の巨大惑星と少数の小惑星しか知られていない。[165] [166]
太陽系外惑星軌道 WD 1856+534
NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡によるらせん星雲の中心星の赤外線分光観測では、彗星の衝突によって生じたと思われる塵の雲の存在が示唆されている。この塵の雲から落ちてくる物質が中心星からX線を放射する可能性がある。[167] [168]同様に、2004年の観測では、若い白色矮星G29-38（約5億年前にAGBの祖先から形成されたと推定）の周囲に塵の雲があることが示された。この塵の雲は、白色矮星の近くを通過する彗星の潮汐力による破壊によって生成された可能性がある。 [163]白色矮星の大気の金属含有量に基づく推定では、少なくとも15％の白色矮星に惑星や小惑星、あるいは少なくともその破片が周回している可能性があると考えられている。[169]もう一つの提案されたアイデアは、白色矮星は、赤色巨星の段階では生き残ったが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というものである。それらの惑星の残骸はおそらく金属でできているであろうことを考えると、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するものである。[170]白色矮星が塵で汚染される方法について提案された他のアイデアは、惑星による小惑星の散乱[171] [172] [173]または惑星間散乱によるものである。[174]系外衛星がホスト惑星から解放されると、塵による白色矮星の汚染が発生する可能性がある。解放によって小惑星が白色矮星に向かって散乱するか、系外衛星が白色矮星のロッシュ半径内に散乱される可能性がある。 [175]連星系における白色矮星の汚染の背後にあるメカニズムも調査された。これらの系には主要な惑星が存在しない可能性が高いためであるが、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。[176]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伴う白色矮星は、2018年に約30億年の冷却年齢を持つLSPM J0207 + 3331が発見されるまで検出されなかった[177]。白色矮星は2つの塵の成分を示しており、温度の異なる2つのリングで説明されている。[157]
白色矮星の周りの惑星系を検出する別の方法は、電波放射を利用することである。2004年と2005年に、AJ WillesとK. Wuは、太陽系外惑星が白色矮星の磁気圏を通過すると、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が発生する可能性があるという仮説を立てた。しかし、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では、これまでのところ何も見つかっていない。[109]
金属に富む白色矮星WD 1145+017は、崩壊する小惑星が恒星を通過するのが観測された最初の白色矮星である。[178] [179]微惑星の崩壊により、4.5時間ごとに恒星の前を通過する破片雲が発生し、恒星の光学的明るさが5分間低下する。[179]通過の深さは非常に変動が大きい。[179]
巨大惑星WD J0914+1914bは、高温の白色矮星の強い紫外線によって蒸発している。蒸発した物質の一部は、白色矮星の周囲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、巨大惑星の存在が明らかになった。[180]
白色矮星WD 0145+234は、 NEOWISEデータで中間赤外線で明るくなっていることが確認されている。 2018年以前には見られなかったこの明るさは、小惑星の潮汐破壊によるものである可能性があり、このような現象が観測されたのは初めてである。[181]
WD 1856+534は、白色矮星を周回する最初のトランジット惑星として観測され、2023年現在唯一の例となっている。[182] [183] マイクロレンズ効果によって発見された白色矮星MOA-2010-BLG-477Lにも巨大惑星が存在することが知られている。[184] [166]
GD 140とLAWD 37は、ヒッパルコス-ガイア固有運動の異常により、巨大な太陽系外惑星を持っていると疑われている。GD 140は木星の数倍の質量を持つ惑星である疑いがあり、LAWD 37は木星より質量が小さい惑星である疑いがある。 [185] [186]さらに、WD 0141-675は、ガイア天文測定に基づいて、公転周期が33.65日の超木星を持っていると疑われている。WD 0141-675は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て汚染を引き起こす巨大惑星をホストしていると長い間疑われてきたため、これは注目に値する。[187] GD 140とWD 0141は、惑星によって引き起こされる赤外線超過を検出することを目的として、JWSTサイクル2で観測される予定です。 [188]しかし、WD 0141-675の惑星候補は、ソフトウェアエラーによる誤検出であることが判明しました。[189]
居住性
表面温度が100℃未満の白色矮星の周りを周回する仮想的な地球型惑星の探査が提案されている。10 000 K。このような恒星は、約 0.005 から 0.02 AUの距離に30 億年以上続く居住可能領域を持つ可能性があります。これは非常に近いため、居住可能な惑星は潮汐ロックされます。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日食を引き起こします。[190]
最近の研究では、この考えに疑問が投げかけられている。なぜなら、仮想惑星が親星の周りを接近して周回すると、強い潮汐力にさらされ、温室効果を引き起こして居住不可能になる可能性があるからだ。[191]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。白色矮星を取り囲む降着円盤からの形成は別として、惑星がこの種の星の周りを接近して周回する結末を迎えるには2つの方法がある。赤色巨星期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、白色矮星形成後に内側に移動する。前者は低質量天体の場合、恒星に吸収されて生き残る可能性は低いため、ありそうにない。後者の場合、惑星は白色矮星との潮汐相互作用を通じて、非常に多くの軌道エネルギーを熱として放出しなければならないため、居住不可能な残り火として終わる可能性が高い。[192]
連星と新星
白色矮星が連星系内にあり、伴星から物質を集積している場合、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る。また、伴星から物質を集積する速度が十分速く、表面での核融合を維持できる場合は、超軟X線源になることもある。 [193]一方、連星系における潮汐相互作用や恒星円盤相互作用などの現象は、磁場の影響の有無にかかわらず、集積中の白色矮星の回転に影響を及ぼす。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ある（最も速いのはCTCV J2056-3014の白色矮星である）。[194] 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するため、互いの軌道が徐々に縮小し、最終的には星が合体する。[195] [196]
Ia型超新星
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。 [197]連星系の白色矮星は、伴星から物質を吸収し、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核融合の爆発的な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。[50]
Ia型超新星の祖先システムを説明できるモデルが2つある。単一縮退モデルと二重縮退モデルである。単一縮退モデルでは、炭素-酸素白色矮星が質量を獲得し、伴星である非縮退星から質量を引っ張って中心核を圧縮する。[198] : 14 質量がチャンドラセカール限界に近づくと、中心核の圧縮加熱によって炭素核融合が点火されると考えられている。 [198]白色矮星は熱圧力ではなく量子縮退圧力によって重力に逆らって支えられているため、星の内部に熱を加えても温度は上昇するが圧力は上昇せず、そのため白色矮星はそれに応じて膨張したり冷却したりしない。むしろ、温度上昇によって核融合反応の速度が加速し、暴走プロセスが自己増殖する。熱核融合の炎は数秒のうちに白色矮星の大部分を消費し、恒星を消滅させるIa型超新星爆発を引き起こす。[1] [198] [199] 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、連星系内の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形成され、そこで炭素核融合が点火される。[198] : 14 どちらの場合も、白色矮星はIa型超新星を生き延びることはないと予想されている。[200]
単一縮退モデルはIa型超新星の有力なメカニズムであったが、現在では観測により二重縮退モデルの方がより可能性の高いシナリオであると考えられている。白色矮星同士の合体の予測率はIa型超新星の合体率に匹敵し、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る。[201]しかし、Ia型超新星の主なメカニズムは未解決の問題である。[202]単一縮退シナリオでは、白色矮星への降着率はその質量に依存する狭い範囲内に収まる必要があり、そうすることで白色矮星の表面での水素燃焼が安定する。降着率が低すぎると、白色矮星の表面の新星が降着物質を吹き飛ばしてしまう。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殻内に入る。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ことが防止される。[201]単一縮退モデルでは伴星が生き残ると予想されるが、Ia型超新星の近くにそのような星があるという強い証拠はない。[200]二重縮退のシナリオでは、白色矮星は非常に近い連星である必要がある。そうでなければ、それらの渦巻き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り中心核の崩壊が起こる可能性が高い。白色矮星は物質を急速に吸収するため、中心核が中心から外れて発火する可能性があり、それが重力不安定性につながり、中性子星が形成される可能性がある。[200]
歴史的に明るいSN 1006は、白色矮星からのIa型超新星であったと考えられており、おそらく2つの白色矮星の合体によるものと思われる。 [203] 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。[204] WD 0810–353は、太陽から11パーセク離れた白色矮星であり、 Ia型超新星から放出された超高速暴走である可能性があるが、これには異論がある。[205] [206]
ポスト共通エンベロープバイナリ
ポスト共通エンベロープ連星（PCEB）は、白色矮星または高温亜矮星と、潮汐力で密接に固定された赤色矮星（赤色矮星ではなく褐色矮星である場合もある）で構成される連星である。 [207]これらの連星は、赤色矮星が赤色巨星段階に飲み込まれたときに形成される。赤色矮星が共通エンベロープ内を公転する際、より高密度の環境で減速する。この減速した軌道速度は、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われる。赤色矮星は核に向かって内側に螺旋状に回転し、核と融合する可能性がある。これが起こらず、代わりに共通エンベロープが放出された場合、連星は白色矮星と赤色矮星からなる近い軌道に留まる。このタイプの連星は、ポスト共通エンベロープ連星と呼ばれる。 PCEBの進化は、2つの矮星が磁気ブレーキと重力波の放出によってますます接近するにつれて続く。その後、この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る：高磁場の磁気白色矮星、白色矮星パルサー、二重縮退連星、またはIa型超新星。[208] [209] PCEBはある時点で激変星に進化する可能性があるため、そのうちのいくつかは前激変星とも呼ばれる。[210] [187]
激変変数
物質の集積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、表面に集積した水素に富む物質が、水素の核融合を動力源とする、破壊力の少ないタイプの熱核爆発で発火する可能性がある。これらの表面爆発は、白色矮星の中心核が損なわれない限り繰り返される可能性がある。このより弱い種類の反復性激変現象は、（古典的）新星と呼ばれる。天文学者はまた、古典的新星よりも小さく頻繁な光度のピークを持つ矮新星を観測している。これらは、核融合によるエネルギーの解放によるものではなく、降着円盤の一部が恒星に崩壊するときに重力による位置エネルギーが解放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、伴星から物質を集積する白色矮星を含む連星系は激変星と呼ばれる。新星や矮新星の他に、極型変光星や中間極型変光星など、いくつかの他のクラスも知られています。これらはいずれも高磁場の白色矮星を特徴としています。[1] [198] [211] [212]核融合と集積の両方で駆動される激変光星は、X線源として観測されています。[212]
その他の多重星系
その他の連星系には、主系列星（または巨星）と白色矮星からなるものもある。連星系シリウスABはこのタイプの例である。[213]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も存在することがある。分解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がある。[214]興味深い分野の1つは、白色矮星の周りの残骸惑星系の研究である。恒星から数AUを周回する惑星は、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ている。さらに、白色矮星は、その祖先よりもはるかに小さく、それに応じて明るさも低いため、周回する天体よりも明るくなる可能性は低い。このため、白色矮星は太陽系外惑星や褐色矮星の直接撮像探索に適したターゲットとなっている。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の伴星であった。 [215]最近では、白色矮星WD 0806−661に、褐色矮星[216] [ 217]や太陽系外惑星[218]などと様々に表現される、恒星質量未満の冷たい伴天体があることがわかった。
最も近い
参照
- 黒色矮星 – 理論上の恒星残骸
- 褐色矮星 – 惑星よりも大きい恒星下天体の一種
- チャンドラセカールの白色矮星方程式
- 縮退物質 – 物理学における高密度エキゾチック物質の一種
- 白色矮星の一覧
- 中性子星 – 巨大な恒星の崩壊した核
- PG 1159 スター
- 惑星状星雲 – 死にゆく赤色巨星によって作られた散光星雲の一種
- 巨大なバリオン天体の強固な連合 – 提案された星団のタイプ
- 恒星の分類 – スペクトル特性に基づく恒星の分類
- 白色矮星、中性子星、超新星のタイムライン – 知識と記録の発展の時系列リスト
参考文献
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さらに読む
- Kawaler, SD (1997)。「白色矮星」。Kawaler, SD、Novikov, I.、Srinivasan, G. (編)。恒星残骸。1997年。ISBN 978-3-540-61520-0。
- ブラックホール、白色矮星、中性子星：コンパクト天体の物理学、スチュアート・L・シャピロ、ソール・A・テウコルスキー、ニューヨーク：ワイリー、1983年。ISBN 0-471-87317-9
外部リンク
- 「エネルギー等分配から恒星パラメータを推定する」。sciencebits.com。— 単純なエネルギーの議論を使用して、白色矮星の質量と半径の関係および質量の限界を見つける方法について説明します。
- McCook, GP; Sion, EM, 編 (2013年9月9日). 「白色矮星カタログ WD」. ヴィラノバ大学. 2024年7月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- 天文写真集「Astronomy Picture of the Day」の白色矮星の画像
