This HTML5 document contains 539 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

Prefix	IRI
dbpedia-fr	http://fr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-la	http://la.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mr	http://mr.dbpedia.org/resource/
dbr	http://dbpedia.org/resource/
n81	http://su.dbpedia.org/resource/
dbpedia-no	http://no.dbpedia.org/resource/
dbpedia-uk	http://uk.dbpedia.org/resource/
n100	http://jv.dbpedia.org/resource/
n99	http://mzn.dbpedia.org/resource/
n71	http://pa.dbpedia.org/resource/
n49	http://www.davegentile.com/thesis/
foaf	http://xmlns.com/foaf/0.1/
dbpedia-et	http://et.dbpedia.org/resource/
n64	http://
dbpedia-el	http://el.dbpedia.org/resource/
n73	https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-ro	http://ro.dbpedia.org/resource/
n94	http://my.dbpedia.org/resource/
dbp	http://dbpedia.org/property/
n28	http://uz.dbpedia.org/resource/
n39	http://ta.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nn	http://nn.dbpedia.org/resource/
n44	http://ur.dbpedia.org/resource/
dbpedia-zh	http://zh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-it	http://it.dbpedia.org/resource/
n63	http://apod.nasa.gov/apod/
dbpedia-ca	http://ca.dbpedia.org/resource/
wikipedia-en	http://en.wikipedia.org/wiki/
dbpedia-pl	http://pl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-id	http://id.dbpedia.org/resource/
dbpedia-pnb	http://pnb.dbpedia.org/resource/
dbpedia-es	http://es.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eo	http://eo.dbpedia.org/resource/
rdf	http://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
dbpedia-az	http://az.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ga	http://ga.dbpedia.org/resource/
n103	http://ml.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ar	http://ar.dbpedia.org/resource/
dbpedia-an	http://an.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hr	http://hr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-th	http://th.dbpedia.org/resource/
dbpedia-is	http://is.dbpedia.org/resource/
rdfs	http://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
n20	https://onlinelibrary.wiley.com/doi/abs/10.1111/
prov	http://www.w3.org/ns/prov#
dbpedia-de	http://de.dbpedia.org/resource/
dbpedia-da	http://da.dbpedia.org/resource/
n43	http://scn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ka	http://ka.dbpedia.org/resource/
n48	http://lv.dbpedia.org/resource/
n55	http://ast.dbpedia.org/resource/
dbpedia-lb	http://lb.dbpedia.org/resource/
dbpedia-gl	http://gl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ms	http://ms.dbpedia.org/resource/
n59	http://hy.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hu	http://hu.dbpedia.org/resource/
n72	http://hi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cs	http://cs.dbpedia.org/resource/
n76	http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/
dbpedia-he	http://he.dbpedia.org/resource/
dcterms	http://purl.org/dc/terms/
n58	http://www.astronomy.villanova.edu/WDCatalog/
dbpedia-sq	http://sq.dbpedia.org/resource/
n104	http://si.dbpedia.org/resource/
dbpedia-tr	http://tr.dbpedia.org/resource/
n89	http://ht.dbpedia.org/resource/
dbpedia-be	http://be.dbpedia.org/resource/
dbo	http://dbpedia.org/ontology/
n13	http://d-nb.info/gnd/
owl	http://www.w3.org/2002/07/owl#
dbpedia-ko	http://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kk	http://kk.dbpedia.org/resource/
n101	http://lt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fi	http://fi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fa	http://fa.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sl	http://sl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sh	http://sh.dbpedia.org/resource/
dbt	http://dbpedia.org/resource/Template:
dbpedia-pt	http://pt.dbpedia.org/resource/
n69	https://web.archive.org/web/20070205132930/http:/cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/var/
dbpedia-ja	http://ja.dbpedia.org/resource/
n19	http://kn.dbpedia.org/resource/
wikidata	http://www.wikidata.org/entity/
dbpedia-sw	http://sw.dbpedia.org/resource/
gold	http://purl.org/linguistics/gold/
dbpedia-sk	http://sk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-simple	http://simple.dbpedia.org/resource/
xsdh	http://www.w3.org/2001/XMLSchema#
dbpedia-af	http://af.dbpedia.org/resource/
n97	http://bs.dbpedia.org/resource/
n29	http://tt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-bg	http://bg.dbpedia.org/resource/
n88	http://www.sciencebits.com/
n14	http://dbpedia.org/resource/File:
n8	http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
dbpedia-ru	http://ru.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sv	http://sv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mk	http://mk.dbpedia.org/resource/
n30	http://mg.dbpedia.org/resource/
dbpedia-sr	http://sr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-br	http://br.dbpedia.org/resource/
dbpedia-nl	http://nl.dbpedia.org/resource/
n35	http://bn.dbpedia.org/resource/
freebase	http://rdf.freebase.com/ns/
dbpedia-vi	http://vi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eu	http://eu.dbpedia.org/resource/
dbc	http://dbpedia.org/resource/Category:

Statements

Subject Item

dbr:White_dwarf

rdf:type

dbo:Place owl:Thing

rdfs:label

백색왜성 Katai putih Witte dwerg Abhac bán 白色矮星 White dwarf Белый карлик Nana blanca Λευκός νάνος Enana blanca Biały karzeł Nano zuri Nana bianca قزم أبيض Vit dvärg Bílý trpaslík Weißer Zwerg Naine blanche Blanka nano 白矮星 Білий карлик Anã branca

rdfs:comment

Réalta bheag dhoiléir ag druidim chun deireadh a héabhlóide is ea abhac bán. Timpeall 1.4 oiread mhais na Gréine i gcás gach cinn atá ar eolas. Réalta mharbh atá tite isteach uirthi féin, timpeall trastomhas an Domhain, ionas go bhfuil sí buanaithe, a cuid leictreon mar ghás caillte, le brú a chothromaíonn a fórsa imtharraingthe. Een witte dwerg is een van de mogelijke eindfasen van een ster die aan het einde van haar levenscyclus is gekomen. In de witte dwerg vinden dus geen kernreacties meer plaats. De massa van de kern moet kleiner zijn dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet) om de ster in een witte dwerg te laten veranderen. Is de massa groter, dan eindigt de ster als een neutronenster of een zwart gat. Με τον όρο λευκός νάνος (white dwarf) χαρακτηρίζεται το υπόλειμμα του πυρήνα ενός αστέρα μικρής ή μεσαίας μάζας που απομένει μετά τον θάνατο του αστέρα αυτού. Οι λευκοί νάνοι είναι το ένα από τα τρία είδη «αστρικών πτωμάτων» (τα άλλα δύο είναι οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες). Ο Ήλιος μας θα μετατραπεί (για την ακρίβεια τα εσωτερικά του στρώματα) σε ένα λευκό νάνο σε περίπου πέντε δισεκατομμύρια χρόνια. Em astronomia, uma anã branca é um remanescente estelar composto principalmente por matéria eletronicamente degenerada. Uma anã branca é altamente densa: sua massa é comparável com a do Sol, enquanto seu volume é comparável com o volume da Terra. A fraca luminosidade de uma anã branca tem sua origem na emissão de energia térmica de reserva; não há fusão dentro de uma anã branca, processo no qual massa é convertida em energia. A anã branca mais próxima do Sistema Solar é Sirius B, a uma distância de 8,6 anos-luz, a menor componente da estrela binária Sirius. Atualmente, há oito anãs brancas detectadas entre as centenas de sistemas estelares próximos do Sol. O brilho fraco das anãs brancas foi primeiramente reconhecido em 1910. O nome anã branca foi proposto por Willem Luyten em 1922. Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de trois à quatre masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille jusqu'à 8 fois moindre, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ». Una nana blanca és un romanent estel·lar que es genera quan una estrella de massa menor a 9-10 masses solars ha esgotat el seu combustible nuclear. De fet, es tracta d'una etapa de l'evolució estel·lar que travessarà el 97% de les estrelles que es coneixen, incloent-hi el Sol. Les nanes blanques són, juntament amb les nanes roges, les estrelles més abundants a l'Univers. El físic Stephen Hawking, al glossari de la seva coneguda obra Història del temps, defineix la nana blanca de la següent manera: Бі́лі ка́рлики — зорі низької світності з масами, порівняними із масою Сонця, та високими ефективними температурами. Назва білі карлики пов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу — Сіріуса B та 40 Ерідана B. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони розташовані на 10—12m нижче зір головної послідовності такого ж спектрального класу. За сучасними уявленнями білі карлики — кінцевий продукт еволюції нормальних зір із масами від сонячної маси до 8—10 сонячних мас. Вони утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії у надрах зорі та скидання оболонки. Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr geringe Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. Während Hauptreihensterne wie die Sonne Radien in der Größenordnung von 106 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges mit 7000 bis 14.000 km nur 1 bis 2 Erdradien. Dennoch haben Weiße Zwerge die Masse eines Sterns. Sie bestehen im Normalfall aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte, umgeben von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre. Bílý trpaslík je astronomický objekt vznikající zhroucením hvězdy o průměrné nebo podprůměrné hmotnosti. Tyto hvězdy nejsou dostatečně hmotné, aby dosáhly ve svém jádře teplot potřebných k fúzi uhlíku. Poté, co se stanou rudým obrem během své fáze spalování hélia, odhodí své vnější vrstvy a ty vytvoří planetární mlhovinu. Na místě původní hvězdy zůstane jen neaktivní jádro skládající se převážně z uhlíku a kyslíku. 白矮星，也稱為簡併矮星，是一種主要由電子簡併物質構成的恆星核殘骸。白矮星具有非常高的密度：它的質量與太陽相當，但體積與地球相近。白矮星沒有核融合來產生能量，微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射。已知距離最近的白矮星是天狼星B，是在8.6光年的聯星，天狼星A的伴星。目前，在距離太陽最近的百顆恆星系統中，有8顆白矮星。異常昏暗的白矮星在1910年首次被確認；白矮星這名稱是威廉·魯伊登在1922年命名的。 白矮星被認為是恆星演化的最終狀態之一，是初始質量大約在10M☉以下（這包括銀河系中超過97%的恆星），質量不夠高，因而不足以演化成為中子星。在主序帶末端的中、低質量的恆星結束氫融合階段後，將膨脹成為紅巨星，在此期間將通過3氦過程將在核心的氦融合成碳和氧。如果一顆紅巨星的質量不足以產生融合碳所需要的核心溫度（約1億K），其將成為惰性的碳和氧積聚的核心。這樣的恆星在脫落其外層，並形成行星狀星雲後，它會留下一個核心，即殘存的白矮星。通常，這種白矮星主要由碳和氧組成，稱為碳氧白矮星（CO white dwarf）。如果初始質量介於8至10.5M☉（太陽質量)之間，核心的溫度足以融合碳，但仍不足以融合氖，這可能會形成氧氖鎂白矮星（ONeMg或ONe white dwarf ）。質量非常低的恆星無法燃燒氦，因此氦白矮星可能是在聯星系統中經由質量流失形成的。 القزم الأبيض هو نوع من أنواع النجوم في مجرتنا مجرة درب التبانة، أو الطريق اللبني، ولهُ حجم صغير في حدود حجم الكوكب (ولذلك أطلق عليه اسم قزم مقارنة بأحجام النجوم) ولكن كثافته عالية، تصل إلى مليون مرة قدر كثافة الشمس. وألوانها ما بين اللون الأبيض والأصفر. تعتبر الأقزام البيضاء نجومًا تحتضر وسطوحها ساخنة بدرجة غير اعتيادية، بسبب انكفائِها على نفسها تحت تأثير الجاذبية، وهي تفقد حرارتها رويدًا رويدًا عن طريق الإشعاع. En vit dvärg är en stjärna som varit normalstor men kollapsat till en dvärgstjärna med mycket liten storlek efter att den gjort slut på sitt kärnbränsle. En typisk vit dvärg har en radie som är 1 procent av solens, men den har grovt räknat samma massa. Detta motsvarar en täthet på cirka 1 ton per kubikcentimeter. 白色矮星（はくしょくわいせい、英: white dwarf）は、大部分が電子が縮退した物質によって構成されている恒星の残骸であり、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つである。白色矮星は非常に高密度であり、その質量は太陽と同程度であるにもかかわらず、体積は地球と同程度しかない。白色矮星の低い光度は天体に蓄えられた熱の放射に起因するものであり、白色矮星内では核融合反応は発生していない。白色矮星の異常な暗さが初めて認識されたのは1910年のことである。"White dwarf" という名称は1922年にウィレム・ヤコブ・ルイテンによって名付けられた。 Biały karzeł – niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca) spalają hel, dając białe karły węglowe lub węglowo-tlenowe. Pozostałością gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu. Una nana bianca (o nana degenere o anche stella sui generis) è una stella di piccole dimensioni, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco. Nonostante le ridotte dimensioni, paragonabili a quelle della Terra, la massa dell'astro è simile o lievemente superiore a quella del Sole; è quindi un oggetto molto compatto, dotato di un'elevatissima densità e gravità superficiale. Data la loro bassa luminosità, ma alta temperatura, le nane bianche occupano la parte inferiore sinistra del diagramma Hertzsprung-Russell. Nano zuria masa gutxiko izarra da. Izar txikiek, 8 eguzki masa artekoak, nano zuri bezala bukatzen dute bizitza, gas asko edo gehiena bota ondoren, nebulosa planetario izeneko fenomenoa sortuz. Adibidez, izeneko nano zuriak eguzki-masa bat dauka (beraz, Lurra baino 333.000 bider gehiago) eta bere zabalerak 40.000 km ditu. Nano zurien masa 1,4 eguzki-masa baino txikiagoa izaten da. Bertan, batez besteko, zentimetro kubiko bakoitzean 800 kg daude (Lurrean, 5,5 gramo). Nano zurien azaleko tenperatura 10.000 K gradu arte igotzen ahal da (Eguzkiarena 6.000koa da). 백색왜성(白色矮星, 영어: white dwarf, 문화어: 백색잔별)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 핵융합을 마치고 도달하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵이 붕괴되어 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 못한다. 대신, 헬륨 융합 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다. 더 에너지를 생성할 수 없는 백색왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색왜성이라 할지라도 여전히 수천 도의 온도를 유지하고 있다.(출처 뉴턴의 하이라이트) 백색왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6% 정도를 차지하고 있다. A white dwarf is a stellar core remnant composed mostly of electron-degenerate matter. A white dwarf is very dense: its mass is comparable to the Sun's, while its volume is comparable to the Earth's. A white dwarf's faint luminosity comes from the emission of residual thermal energy; no fusion takes place in a white dwarf. The nearest known white dwarf is Sirius B, at 8.6 light years, the smaller component of the Sirius binary star. There are currently thought to be eight white dwarfs among the hundred star systems nearest the Sun. The unusual faintness of white dwarfs was first recognized in 1910. The name white dwarf was coined by Willem Luyten in 1922. En astronomio, blanka nano priskribas la finan staton de steloj kies maso estas inter triono kaj okoblo de la maso de la Suno. La stelo estas subtenata kontraŭ gravita kolapso pro elektrona degenereca premo. Maksimuma ebla maso de blanka nano estas donita per la limigo de Chandrasekhar. Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar. Katai putih adalah tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah (sekitar 0,07 M☉ sampai 10 M☉ ; M☉ = Massa matahari). Katai putih sangat padat dengan batas 1,4 massa matahari Ambang batas massa ini disebut “Chandrasekhar Limit”, diambil dari nama seorang astronom India yang menghitungnya pada tahun 1930, Sebagian besar bintang katai putih ditemukan memiliki massa sekitar 60 persen massa Matahari. Namun, karena ukurannya hanya sebesar planet Bumi, secara umum massa jenis (kepadatan) katai putih bisa mencapai 1 juta kali lebih tinggi daripada Matahari ,katai putih terdiri dari . Katai putih tidak lagi memiliki bahan bakar berupa hidrogen untuk melakukan fusi, bintang melakukan fusi Бе́лые ка́рлики — звёзды, состоящие из электронно-ядерной плазмы, лишённые источников термоядерной энергии и светящиеся благодаря своей тепловой энергии, постепенно остывая в течение миллиардов лет. Ближайший известный белый карлик — Сириус B, находящийся на расстоянии в 8,6 световых лет. Предполагается, что среди ста ближайших к Солнцу звёздных систем белыми карликами являются восемь звёзд. В настоящее время белые карлики составляют, по разным оценкам, от 3 до 10 % звёздного населения нашей галактики (неопределённость оценки обусловлена трудностью наблюдения удалённых белых карликов из-за их малой светимости). Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor que 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear, y ha expulsado mucho de esta masa en una Nebulosa planetaria. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo.​ El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define la enana blanca de la siguiente manera:

owl:differentFrom

dbr:Degenerate_star

rdfs:seeAlso

dbr:List_of_white_dwarfs

foaf:homepage

n64:sciencebits.com

foaf:depiction

n8:Whitedwarfsevolution.png n8:White_dwarfs_circling_each_other_and_then_colliding.gif n8:Artist’s_impression_of_debris_around_a_white_dwarf_star.jpg n8:Illustration_of_Rocky_Debris_around_a_White_Dwarf.jpg n8:Ngc2440_hst2.jpg n8:Gaia_hrd_wds2.png n8:ChandrasekharLimitGraph.svg n8:Size_IK_Peg.png n8:Sirius_A_and_B_Hubble_photo.editted.png n8:Comet_falling_into_white_dwarf_(artist's_impression).jpg n8:NASA-ExoplanetOrbitingWhiteDwarfStarWD1856+534.jpg

dcterms:subject

dbc:Star_types dbc:Stellar_evolution dbc:Stellar_phenomena dbc:Articles_containing_video_clips dbc:Exotic_matter dbc:White_dwarfs

dbo:wikiPageID

33501

dbo:wikiPageRevisionID

1123756404

dbo:wikiPageWikiLink

dbr:Thermal_conductivity dbr:Main_sequence dbr:Proton dbr:Hypervelocity_star dbr:Spitzer_Space_Telescope dbr:Henry_Norris_Russell dbr:Accretion_disk dbr:Nuclear_fusion dbr:Tycho's_Supernova dbr:Wilhelm_Anderson dbr:Accretion_(astrophysics) dbr:Mount_Wilson_Observatory dbr:Magnetic_flux dbr:Asteroseismology dbr:Helium-4 dbr:Binary_(astronomy) dbr:Compact_star dbr:Circularly_polarized n14:White_Dwarf_Ages.ogv dbr:SN_1006 dbr:ZTF_J0328-1219 dbr:NN_Serpentis dbr:Color_temperature dbr:Carbon-burning_process dbr:Red_giant dbr:Exoplanet dbr:Stellar_spectrum dbr:Covalent_bond n14:White_dwarfs_circling_each_other_and_then_colliding.gif dbr:Stellar_evolution dbr:Friedrich_Wilhelm_Bessel dbr:Greenhouse_effect dbr:Exomoon dbr:Supernova dbr:Potential_energy dbr:Standard_candle dbr:Silicon dbr:Super-soft_x-ray_source dbr:Habitable_zone dbr:X-ray_astronomy dbr:Fraunhofer_lines dbc:Star_types dbr:Procyon dbr:Standard_temperature_and_pressure dbr:Kinetic_energy dbr:Tonne dbr:Metallicity dbr:Gliese_3991 dbr:Type_Ia_supernovae dbr:Nobel_Prize_in_Physics dbr:Centrifugal_pseudo-force dbr:Ice_giant n14:NASA-ExoplanetOrbitingWhiteDwarfStarWD1856+534.webm dbr:Walter_Sydney_Adams dbr:Tesla_(unit) dbr:G._P._Kuiper dbr:Stefan–Boltzmann_law dbr:Van_Maanen's_Star dbr:LP_145-141 dbr:Van_Maanen_2 dbr:Fermi_sea dbr:Photoevaporation dbr:GJ_742 dbr:Viscosity dbr:Galactic_disk dbr:Dynamics_(mechanics) dbr:Comet dbr:Gravitational_potential_energy dbr:Nova dbr:Sub-brown_dwarf dbr:Stellar_nucleosynthesis dbr:Angular_momentum dbr:Methods_of_detecting_exoplanets dbr:Sodium dbr:Luminosity dbr:Solar_mass dbr:Tidally_locked dbr:Surface_gravity dbr:Blackett_effect dbr:Virtual_black_hole dbr:Zombie_star dbr:Hydrostatic_equation n14:Artist’s_impression_of_the_WDJ0914+1914_system.tif dbr:Williamina_Paton_Stevens_Fleming dbr:Roche_limit dbr:Magnetic_braking_(astronomy) dbr:Vanadium dbr:Body-centered_cubic dbr:Effective_temperature dbr:Thermal_runaway dbr:G_240-72 dbr:Transit_(astronomy) dbr:G_29-38 dbr:Quantum_gravity dbr:X-ray dbr:Plasma_(physics) dbr:Eclipse dbr:R._H._Fowler dbr:WD_J1953-1019 dbr:Black_hole dbr:Iron dbr:Byr dbr:Astronomy_Picture_of_the_Day dbr:Standard_atomic_weight dbr:Stein_2051 dbr:Leon_Mestel dbr:Astronomical_unit dbr:Rocky_planet dbr:Hydrogen_fusion dbr:Carbon dbr:Titanium dbr:Adriaan_van_Maanen n14:Whitedwarfsevolution.png dbr:Core-collapse_supernova dbr:ZTF_J0139+5245 dbr:General_relativity dbr:Evry_Schatzman dbr:James_Webb_Space_Telescope dbr:Stellar_classification dbr:DePaul_University dbr:Atomic_nuclei dbr:Atomic_orbital dbr:Black_dwarf dbr:Ionic_bond dbr:Absorption_line dbr:Fred_Hoyle dbr:Gauss_(unit) dbr:Cosmic_background_radiation dbr:Nuclear_reaction dbr:Electron_degeneracy_pressure dbr:Grand_unified_theory dbr:P._M._S._Blackett dbr:NEOWISE dbr:Edmund_C._Stoner dbr:G29-38 dbr:Reduced_Planck_constant dbr:Strontium dbr:Brown_dwarf dbr:Quantum_mechanics dbr:Neon-burning_process dbr:Variable_star dbr:Hertzsprung–Russell_diagram dbr:Beryllium dbr:Tidal_force dbr:Gravity dbr:General_Catalog_of_Variable_Stars dbr:Elliptical_galaxy dbr:Molecular_hydrogen dbr:Main-sequence_star dbr:Potassium dbr:Gravity_wave dbr:Universe dbr:WD_0145+234 dbr:Intermediate_polar dbr:Gaia_(spacecraft) dbr:Density dbr:WD_0346+246 dbr:WD_0806−661 dbr:Edward_Charles_Pickering dbr:WD_0810-353 dbr:Tidal_disruption_event dbr:WD_1145+017 dbr:Asymptotic_giant_branch dbr:Triple-alpha_process dbr:Mass dbr:Post_common_envelope_binary dbr:Kuiper_Belt_Objects dbc:Stellar_evolution dbc:Stellar_phenomena dbr:Quantum_state dbr:H-alpha dbr:Poynting–Robertson_effect dbr:Sirius dbr:Atomic_nucleus dbr:Magnetic_field dbr:Triple_star_system dbr:Atomic_number dbr:PSR_B1620−26 dbr:Cobalt dbr:SDSS_J1228+1040_b dbr:William_Alfred_Fowler dbr:Dwarf_nova dbr:Stellar_system dbr:Calcium dbr:WD_J0914+1914 dbr:WD_1856+534 dbr:Selection_effect dbr:Lithium dbr:Gravitational_redshift dbr:Molecules_in_stars dbr:Isothermal dbr:Polar_(cataclysmic_variable_star) dbr:Gravitational_wave dbr:40_Eridani dbr:GW_Vir_stars dbr:Phosphorus n14:Gaia_hrd_wds2.png dbr:Edward_M._Sion dbr:Crystallize dbr:Nickel n14:Size_IK_Peg.png dbr:HL_Tau_76 dbr:Gravitational_constant dbr:Black_body dbr:Sulfur n14:ChandrasekharLimitGraph.svg n14:Sirius_A_and_B_Hubble_photo.editted.PNG dbr:Asteroid dbr:Sirius_B dbr:Kelvin dbr:Oxygen dbr:Pauli_exclusion_principle dbr:Uncertainty_principle dbr:BPM_37093 dbr:William_Herschel dbr:Spectroscopic_notation dbr:Thermal_radiation dbr:Nitrogen dbr:Binary_star dbr:Osmium dbr:Ernst_Öpik dbr:UV_astronomy dbr:Sun dbr:Carbon_burning_process dbr:Metal dbr:Helium_planet dbr:Opacity_(optics) dbr:Manganese dbr:Spectroscopy dbr:Chromium dbr:Red_dwarf dbr:Room_temperature dbr:Electron dbr:Magnesium dbr:Quark_star dbr:Neon dbr:Common_envelope dbr:Compression_(physical) dbr:Crust_(geology) dbr:Light_year dbr:Galaxy dbr:Blue_dwarf_(red-dwarf_stage) dbr:Pulsar dbr:Subrahmanyan_Chandrasekhar dbr:Hydrogen dbr:Aluminium dbr:Proper_motion dbr:Hertzsprung-Russell_diagram dbr:Scandium dbr:Perpendicular_paramagnetic_bond dbr:Cataclysmic_variable dbr:Solar_radius dbr:White_dwarf_luminosity_function dbc:Articles_containing_video_clips dbr:Ground_state dbr:Neutron_star dbr:Degenerate_matter dbr:Equation_of_state dbr:Carbon_planet dbr:Arthur_Stanley_Eddington dbr:Alvan_Graham_Clark dbr:Milky_Way dbr:F-type_star dbr:Rotating_frame dbr:Copper dbr:Speed_of_light dbr:Age_of_the_universe n14:Comet_falling_into_white_dwarf_(artist's_impression).jpg dbr:Neutrino dbr:Planetary_mass_object dbr:Planetary_nebula dbr:Gravitational_collapse dbr:Accretion_disc dbr:Fermi–Dirac_statistics dbr:Gaia_DR2 dbr:Electron-degenerate_matter dbr:Christian_August_Friedrich_Peters dbr:AR_Scorpii dbr:Helium dbr:Chemical_bond dbr:Urca_process dbr:Sloan_Digital_Sky_Survey dbr:Gliese_223.2 dbr:40_Eridani_A dbr:40_Eridani_B dbr:40_Eridani_C dbc:Exotic_matter dbr:Gram_per_cubic_centimetre dbr:Earth dbr:Planetary_system dbr:Billion dbr:Type_Ia_supernova dbr:Interstellar_medium dbc:White_dwarfs dbr:Carbon_detonation dbr:Thermonuclear dbr:Helix_Nebula dbr:Absolute_magnitude dbr:Fermi_gas n14:Artist’s_impression_of_debris_around_a_white_dwarf_star.jpg dbr:Atom dbr:Willem_Luyten dbr:Star dbr:LSPM_J0207+3331 dbr:Proton_decay dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Heat

dbo:wikiPageExternalLink

n20:j.1365-2966.2007.12288.x n49:white_dwarfs.html n58:index.html n63:ap090303.html n63:ap091231.html n63:ap100221.html n63:ap050601.html n63:ap060307.html n63:ap080727.html n69:ezz.htx n76:ezz.htx n88:StellarEquipartition

owl:sameAs

dbpedia-sv:Vit_dvärg dbpedia-be:Белы_карлік dbpedia-vi:Sao_lùn_trắng n13:4189501-0 dbpedia-br:Korrez_wenn dbpedia-eu:Nano_zuri dbpedia-lb:Wäissen_Zwerg dbpedia-nn:Kvit_dverg n19:ಶ್ವೇತ_ಕುಬ್ಜ dbpedia-sh:Bijeli_patuljak dbpedia-an:Nana_blanca dbpedia-ja:白色矮星 dbpedia-ko:백색왜성 dbpedia-fa:کوتوله_سفید n28:Oq_mitti_yulduzlar n29:Ак_кәрлә n30:Kintana_sahozanina_fotsy dbpedia-bg:Бяло_джудже dbpedia-hu:Fehér_törpe dbpedia-pnb:سفید_بونا dbpedia-he:ננס_לבן n35:শ্বেত_বামন dbpedia-it:Nana_bianca dbpedia-ms:Kerdil_putih dbpedia-ca:Nana_blanca n39:வெண்_குறுமீன் dbpedia-de:Weißer_Zwerg dbpedia-nl:Witte_dwerg dbpedia-sk:Biely_trpaslík n43:Nana_janca n44:سفید_بونا dbpedia-zh:白矮星 dbpedia-simple:White_dwarf dbpedia-af:Witdwerg n48:Baltais_punduris dbpedia-kk:Ақ_ергежейлі dbpedia-el:Λευκός_νάνος dbpedia-az:Ağ_cırtdanlar dbpedia-fr:Naine_blanche dbpedia-ru:Белый_карлик n55:Nana_blanca dbpedia-ar:قزم_أبيض dbpedia-th:ดาวแคระขาว n59:Սպիտակ_թզուկ dbpedia-sr:Beli_patuljak dbpedia-hr:Bijeli_patuljak dbpedia-sq:Xhuxhi_i_bardhë dbpedia-la:Pumilio_alba dbpedia-es:Enana_blanca dbpedia-gl:Anana_branca n71:ਚਿੱਟਾ_ਬੌਣਾ_ਤਾਰਾ n72:सफ़ेद_बौना n73:4mA7n dbpedia-fi:Valkoinen_kääpiö dbpedia-mr:श्वेत_बटू wikidata:Q5871 dbpedia-sl:Bela_pritlikavka dbpedia-et:Valge_kääbus freebase:m.083l8 n81:Katé_bodas dbpedia-sw:Nyota_kibete_nyeupe dbpedia-tr:Beyaz_cüce dbpedia-id:Katai_putih dbpedia-uk:Білий_карлик dbpedia-mk:Бело_џуџе n89:Nèn_blan dbpedia-ga:Abhac_bán dbpedia-da:Hvid_dværg dbpedia-ka:თეთრი_ჯუჯა dbpedia-pl:Biały_karzeł n94:ကြယ်ဖြူပု dbpedia-eo:Blanka_nano dbpedia-ro:Pitică_albă n97:Bijeli_patuljak dbpedia-no:Hvit_dverg n99:اسپه_تسک n100:Katé_putih n101:Baltoji_nykštukė dbpedia-is:Hvítur_dvergur n103:വെളുത്ത_കുള്ളൻ n104:සුදු_වාමන_තරු dbpedia-pt:Anã_branca dbpedia-cs:Bílý_trpaslík

dbp:wikiPageUsesTemplate

dbt:Portal_bar dbt:Authority_control dbt:Center dbt:Val dbt:Use_dmy_dates dbt:Rp dbt:Mvar dbt:Frac dbt:Annotated_link dbt:Redirect-distinguish dbt:Multiple_image dbt:Reflist dbt:Star_nav dbt:Other_uses dbt:Jupiter_mass dbt:Solar_luminosity dbt:Solar_mass dbt:Math dbt:Solar_radius dbt:Star dbt:Block_indent dbt:Colbegin dbt:Featured_article dbt:Colend dbt:ISBN dbt:See_also dbt:Commons_category dbt:Cite_journal dbt:Cite_web dbt:Cite_thesis dbt:Short_description dbt:Cite_book dbt:White_dwarf dbt:Neutron_star dbt:Main dbt:Cite_AV_media

dbo:thumbnail

n8:Sirius_A_and_B_Hubble_photo.editted.png?width=300

dbp:align

right

dbp:direction

vertical

dbp:header

Exoplanet orbits WD 1856+534

dbp:image

NASA-ExoplanetOrbitingWhiteDwarfStarWD1856+534.webm NASA-ExoplanetOrbitingWhiteDwarfStarWD1856+534.jpg

dbp:width

250

dbo:abstract

Réalta bheag dhoiléir ag druidim chun deireadh a héabhlóide is ea abhac bán. Timpeall 1.4 oiread mhais na Gréine i gcás gach cinn atá ar eolas. Réalta mharbh atá tite isteach uirthi féin, timpeall trastomhas an Domhain, ionas go bhfuil sí buanaithe, a cuid leictreon mar ghás caillte, le brú a chothromaíonn a fórsa imtharraingthe. Bílý trpaslík je astronomický objekt vznikající zhroucením hvězdy o průměrné nebo podprůměrné hmotnosti. Tyto hvězdy nejsou dostatečně hmotné, aby dosáhly ve svém jádře teplot potřebných k fúzi uhlíku. Poté, co se stanou rudým obrem během své fáze spalování hélia, odhodí své vnější vrstvy a ty vytvoří planetární mlhovinu. Na místě původní hvězdy zůstane jen neaktivní jádro skládající se převážně z uhlíku a kyslíku. Toto jádro nemá další zdroj energie, takže zvolna vyzařuje energii nashromážděnou za aktivního života hvězdy a chladne. Protože není chráněno před gravitačním kolapsem fúzními reakcemi, stalo se extrémně hustým – typicky je polovina hmotnosti Slunce obsažena v objemu odpovídajícím objemu Země. Bílý trpaslík je udržován tlakem . Maximální hmotnost bílého trpaslíka, po jejímž překročení již není schopen odolat gravitaci, je asi 1,4 hmotností Slunce. Bílý trpaslík, který přesáhne tuto hodnotu (známou jako Chandrasekharova mez), obvykle přenosem hmoty ze svého hvězdného průvodce, exploduje jako supernova typu Ia. Pokud se tak nestane, ochladí se za stovky miliard let natolik, že již nebude viditelný a stane se černým trpaslíkem. Vezmeme-li v úvahu celou dosavadní historii vesmíru (asi 13,8 miliardy let), musí i ten nejstarší bílý trpaslík stále vyzařovat na teplotách několik tisíc kelvinů. Bílý trpaslík se občas vyskytuje v dvojhvězdném páru s rudým obrem. Tyto hvězdy obíhají okolo společného těžiště v takové blízkosti, že se gravitačně ovlivňují a bílý trpaslík na sobě hromadí hmotu svého hvězdného souseda. Jakmile dosáhne dostatečného množství vodíku, prudce zažehne termonukleární reakci a je možné pozorovat novu. Με τον όρο λευκός νάνος (white dwarf) χαρακτηρίζεται το υπόλειμμα του πυρήνα ενός αστέρα μικρής ή μεσαίας μάζας που απομένει μετά τον θάνατο του αστέρα αυτού. Οι λευκοί νάνοι είναι το ένα από τα τρία είδη «αστρικών πτωμάτων» (τα άλλα δύο είναι οι αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες). Ο Ήλιος μας θα μετατραπεί (για την ακρίβεια τα εσωτερικά του στρώματα) σε ένα λευκό νάνο σε περίπου πέντε δισεκατομμύρια χρόνια. Σύμφωνα με την πρότυπη αστρική εξέλιξη, οι αστέρες μικρής σχετικώς μάζας δεν ασκούν αρκετή βαρυτική πίεση στην κεντρική τους περιοχή ώστε να συνεχίσουν πυρηνικές αντιδράσεις μετά την εκεί μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο ικανές να συγκρατήσουν τη δομή του. Αφού τότε ο αστέρας μετατραπεί σε ερυθρό γίγαντα, απωθεί τα αραιότατα εξωτερικά του στρώματα, που μετατρέπονται σε πλανητικό νεφέλωμα, αφήνοντας έναν αδρανή αστρικό πυρήνα που καταρρέει βαρυτικά σε ένα σώμα δεκάδες φορές μικρότερο. Συνήθως αυτό αποτελείται από πυρήνες κυρίως άνθρακα και οξυγόνου, οι οποίοι έχουν δημιουργηθεί κατά τη συμπίεση που οφείλεται στην τελική κατάρρευση. Βέβαια έχουν ανακαλυφθεί και τέτοια σώματα αποτελούμενα κυρίως από ήλιο (βλ.π.χ. Liebert,J.;et al.: "A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass", The Astrophysical Journal, τόμος 606, σ.L147, έτος 2004) και σπάνια από οξυγόνο και νέο. Σε αυτό το ουράνιο σώμα δεν συμβαίνουν πυρηνικές αντιδράσεις, ούτε άλλη διαδικασία που να παράγει ενέργεια. Συνεπώς βαθμιαία ακτινοβολεί τη θερμική του ενέργεια ως ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και ψύχεται. Ωστόσο, είναι τόσο πυκνό και θερμό (η αρχική θερμοκρασία αγγίζει τις 100 χιλιάδες βαθμούς), ώστε η ψύξη του από τις τυπικές αστρικές θερμοκρασίες να χρειάζεται πολλές δεκάδες δισεκατομμύρια γήινα χρόνια, διάρκεια μεγαλύτερη από την ηλικία του Σύμπαντος. Για τον λόγο αυτό, όλα τα παραχθέντα μέχρι τώρα τέτοια αστρικά πτώματα ακτινοβολούν έντονα σε υψηλές σχετικώς θερμοκρασίες, συνεπώς εκπέμπουν άφθονο ορατό φως και έτσι παρατηρούνται ως μικροί λευκοί αστέρες. Από το γεγονός αυτό προέρχεται και η ονομασία τους: λευκοί νάνοι. Οι συνήθεις διαστάσεις ενός λευκού νάνου είναι συγκρίσιμες με τις διαστάσεις της Γης, δηλαδή η διάμετρός του είναι περίπου εκατό φορές μικρότερη από τη διάμετρο του Ήλιου. Η συγκράτηση της ύλης από παραπέρα βαρυτική κατάρρευση οφείλεται σε μία καθαρώς κβαντομηχανική ιδιότητά της, που ονομάζεται . Η μέγιστη μάζα ενός λευκού νάνου πέρα από την οποία η πίεση αυτή δεν μπορεί πλέον να αποτρέψει παραπέρα βαρυτική κατάρρευση, είναι 1,44 ηλιακή μάζα, και είναι πολύ γνωστή στην Αστροφυσική ως Όριο Chandrasekhar. Ουσιαστικά ο μόνος τρόπος να φθάσει κάποτε αυτό το όριο ένας λευκός νάνος είναι να ανήκει σε ένα διπλό αστρικό σύστημα και να δέχεται μάζα από τον άλλο αστέρα του συστήματος. Τότε μπορεί να εκραγεί σε μία έκρηξη υπερκαινοφανούς τύπου Ia. Οι λευκοί νάνοι είναι αρκετά συνηθισμένοι, καθώς οι περισσότεροι αστέρες καταλήγουν να δώσουν ένα: το 6% περίπου όλων των αστέρων στην περιοχή μας του Γαλαξία είναι στην πραγματικότητα λευκοί νάνοι. Και αστέρες με μεγαλύτερη μάζα από 1,44 ηλιακή, μέχρι και 8 ηλιακές μάζες, δίνουν λευκούς νάνους, αφού το μεγαλύτερο μέρος της ύλης τους εκτινάσσεται μακριά κατά τον θάνατό τους. Ο πλησιέστερος στη Γη λευκός νάνος (και με το φωτεινότερο φαινόμενο μέγεθος, 8,44) είναι ο συνοδός του Σειρίου, γνωστός ως Σείριος Β, σε απόσταση από εμάς 8,56 έτη φωτός. Nano zuria masa gutxiko izarra da. Izar txikiek, 8 eguzki masa artekoak, nano zuri bezala bukatzen dute bizitza, gas asko edo gehiena bota ondoren, nebulosa planetario izeneko fenomenoa sortuz. Adibidez, izeneko nano zuriak eguzki-masa bat dauka (beraz, Lurra baino 333.000 bider gehiago) eta bere zabalerak 40.000 km ditu. Nano zurien masa 1,4 eguzki-masa baino txikiagoa izaten da. Bertan, batez besteko, zentimetro kubiko bakoitzean 800 kg daude (Lurrean, 5,5 gramo). Nano zurien azaleko tenperatura 10.000 K gradu arte igotzen ahal da (Eguzkiarena 6.000koa da). Una nana blanca és un romanent estel·lar que es genera quan una estrella de massa menor a 9-10 masses solars ha esgotat el seu combustible nuclear. De fet, es tracta d'una etapa de l'evolució estel·lar que travessarà el 97% de les estrelles que es coneixen, incloent-hi el Sol. Les nanes blanques són, juntament amb les nanes roges, les estrelles més abundants a l'Univers. El físic Stephen Hawking, al glossari de la seva coneguda obra Història del temps, defineix la nana blanca de la següent manera: Les nanes blanques es componen d'àtoms en estat de plasma, però com en el seu nucli no es produeix fusió nuclear, l'estrella no té cap font d'energia que en freni el col·lapse gravitatori, i per això la nana blanca es va comprimint sobre si mateixa. A mesura que la gravetat va comprimint la nana blanca, la distància entre els àtoms al centre de l'estel disminueix radicalment, per la qual cosa els electrons tenen menys espai per moure's, i es pressionen els uns als altres a grans velocitats, i es diu llavors que els electrons es troben degenerats. Així doncs, l'única força que frena el col·lapse gravitatori és la pressió de degeneració dels electrons. Això permet que les nanes blanques puguin arribar a densitats tan enormes que una massa similar a la del Sol cabria en un volum semblant al de la Terra, és a dir, diverses tones per cm³. Aquestes densitats són només superades per les que presenten les estrelles de neutrons i els forats negres. Aquest tipus d'estrella emet solament energia tèrmica emmagatzemada, i per això té una lluminositat molt feble. Les estrelles que acaben els seus dies com nanes blanques, en acabar la fusió de l'hidrogen, s'expandeixen com una gegant vermella per fusionar al seu nucli l'heli en carboni i oxigen. Si la gegant vermella no té suficient temperatura com per fusionar el carboni i l'oxigen, es comprimeix a causa de la força gravitatòria, produint així una nebulosa planetària i formant un romanent estel·lar: la nana blanca. El 99% d'una nana blanca està constituït bàsicament de carboni i oxigen, que són els residus de la fase de fusió de l'heli. No obstant això, sobre la superfície es troba una capa d'hidrogen i heli premsats i poc degenerats, que formen l'atmosfera de la nana blanca. Només unes poques estaran formades íntegrament per heli en no haver arribat a cremar-lo, o per oxigen, neó i magnesi, productes de la combustió del carboni. Recentment formades, les nanes blanques tenen temperatures molt altes però, en no produir energia, es van refredant gradualment. En teoria, les nanes blanques es refredarien amb el temps fins a tal punt que la seva lluentor no seria visible, per aleshores convertir-se en una nana negra. No obstant això, el procés de refredament és tan lent, que l'edat de l'Univers des del Big Bang és massa curta perquè s'hagi creat una d'aquestes nanes negres. De fet, les nanes blanques més fredes que es coneixen tenen temperatures de diversos milers de kèlvins. El terme "nana blanca" va ser encunyat per Willem Luyten el 1922. Бі́лі ка́рлики — зорі низької світності з масами, порівняними із масою Сонця, та високими ефективними температурами. Назва білі карлики пов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу — Сіріуса B та 40 Ерідана B. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони розташовані на 10—12m нижче зір головної послідовності такого ж спектрального класу. Радіуси білих карликів приблизно у 100 разів менші сонячного, відповідно, їх світність у ~10 000 разів менша сонячної. Густина речовини білих карликів становить 106—109 г/см³, що в мільйони разів більше за густину речовини в зорях головної послідовності. За чисельністю білі карлики становлять 3—10% зір Галактики. Однак відома лише невелика їх частина, тому що через низьку світність виявлено лише ті, відстань до яких не перевищує 200–300 пк. За сучасними уявленнями білі карлики — кінцевий продукт еволюції нормальних зір із масами від сонячної маси до 8—10 сонячних мас. Вони утворюються після вичерпання джерел термоядерної енергії у надрах зорі та скидання оболонки. Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de trois à quatre masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille jusqu'à 8 fois moindre, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ». Une naine blanche possède typiquement une masse inférieure quoique comparable à celle du Soleil pour un volume similaire à celui de la Terre. Sa masse volumique est ainsi de l’ordre d’une tonne par centimètre cube, plusieurs dizaines de milliers de fois plus élevée que celle des matériaux observés sur Terre. Sa température de surface, qui peut dépasser au départ 100 000 kelvins, provient de la chaleur emmagasinée par son étoile parente, chaleur dont le transfert thermique est très lent du fait de la faible surface de l'astre. C'est aussi du fait de cette faible surface que, malgré sa température élevée, la luminosité d'une naine blanche reste limitée à une valeur de l’ordre d’un millième de luminosité solaire, et décroît au cours du temps. Début 2009, le projet Research Consortium on Nearby Stars dénombre huit naines blanches dans les cent systèmes stellaires les plus proches du Système solaire, mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie. Du fait de l'évolution de leur étoile parente (dictée par sa masse), les naines blanches existant aujourd'hui sont habituellement composées de carbone et d'oxygène. Quand l'étoile parente est suffisamment massive (probablement entre huit et dix masses solaires), il est possible qu'elle donne naissance à une naine blanche sans carbone, mais comprenant du néon et du magnésium en plus de l'oxygène. Il est également possible qu'une naine blanche soit principalement composée d'hélium, si son étoile parente a été sujette à un transfert de matière dans un système binaire. Dans ces deux cas, la naine blanche correspond au cœur mis à nu de l'étoile parente, alors que les couches externes de celle-ci ont été expulsées et ont formé une nébuleuse planétaire. Il n'existe pas de naines blanches issues d'étoiles de moins d'une demi-masse solaire, car la durée de vie de celles-ci est supérieure à l'âge de l'Univers. Ces étoiles-là évolueront selon toute vraisemblance en des naines blanches composées d'hélium. La structure interne d'une naine blanche est déterminée par l'équilibre entre la gravité et les forces de pression, ici produite par un phénomène de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence. Les calculs indiquent que cet équilibre ne peut subsister pour des astres de plus de 1,4 masse solaire. Il s'agit donc de la masse maximale que peut posséder une naine blanche lors de sa formation ou de son évolution. C'est cette masse maximale qui fixe la masse maximale initiale de huit masses solaires que peut avoir une étoile pour que celle-ci évolue en naine blanche, la différence entre ces deux valeurs correspondant aux pertes de masse subies par l'étoile lors de son évolution. Une naine blanche isolée est un objet d'une très grande stabilité, qui va simplement se refroidir au cours du temps pour, à très long terme, devenir une naine noire. Si par contre une naine blanche possède un compagnon stellaire, elle pourra éventuellement interagir avec ce compagnon, formant ainsi une variable cataclysmique. Elle se manifestera sous différentes formes suivant le processus d'interaction : nova classique, , nova naine, polaire ou polaire intermédiaire. Ces interactions tendent à faire augmenter la masse de la naine blanche par accrétion. Dans l'éventualité où celle-ci atteint la masse critique de 1,4 (par accrétion voire par collision avec une autre naine blanche), elle achèvera sa vie de façon paroxystique en une gigantesque explosion thermonucléaire appelée . En spectroscopie, les naines blanches forment la classe D de la classification spectrale des étoiles et de leurs résidus. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes — DA, DB, DC, DO, DQ et DZ — en fonction des caractéristiques de leur spectre. Una nana bianca (o nana degenere o anche stella sui generis) è una stella di piccole dimensioni, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco. Nonostante le ridotte dimensioni, paragonabili a quelle della Terra, la massa dell'astro è simile o lievemente superiore a quella del Sole; è quindi un oggetto molto compatto, dotato di un'elevatissima densità e gravità superficiale. La prima nana bianca fu scoperta verso la fine del XVIII secolo, ma la reale natura di tali oggetti venne riconosciuta solamente nel 1910; il termine stesso nana bianca fu coniato nel 1922. Si conoscono oltre 11.000 oggetti appartenenti a questa peculiare classe stellare; di questi, otto si trovano entro 6,5 parsec (circa 21 anni luce) di distanza dal Sole e sono annoverati tra i cento sistemi stellari più vicini alla Terra. Si ritiene che le nane bianche siano l'ultima fase dell'evoluzione delle stelle di massa piccola e medio-piccola, le quali costituirebbero oltre il 97% delle stelle della Galassia. Queste, dopo aver concluso la sequenza principale e le fasi di instabilità ad essa successive, attraversano delle ulteriori fasi di forte instabilità che le portano ad espellere i propri strati più esterni, mentre i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche. Non essendo più soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte; l'unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degeneri. La fisica della materia degenere impone per una nana bianca una massa limite, il limite di Chandrasekhar, che, per un oggetto che non compie una veloce rotazione su se stesso, equivale a 1,44 masse solari (M☉). Nel caso di una nana bianca al carbonio-ossigeno, il tipo più comune di nana bianca nell'universo, l'avvicinamento o eventualmente il superamento di tale limite, che normalmente avviene a causa del trasferimento di massa in un sistema binario, ne può provocare l'esplosione in una nova o in una supernova di tipo Ia. Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, un'alta temperatura di colore ed una temperatura effettiva altrettanto elevata, la quale diminuisce gradualmente in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante. Il graduale raffreddamento della stella la porta ad assumere un colore via via sempre più tendente al rosso, sino allo stadio terminale di nana nera; si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è ancora stata scoperta alcuna nana nera. Gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'universo. Data la loro bassa luminosità, ma alta temperatura, le nane bianche occupano la parte inferiore sinistra del diagramma Hertzsprung-Russell. Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar. Katai putih adalah tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah (sekitar 0,07 M☉ sampai 10 M☉ ; M☉ = Massa matahari). Katai putih sangat padat dengan batas 1,4 massa matahari Ambang batas massa ini disebut “Chandrasekhar Limit”, diambil dari nama seorang astronom India yang menghitungnya pada tahun 1930, Sebagian besar bintang katai putih ditemukan memiliki massa sekitar 60 persen massa Matahari. Namun, karena ukurannya hanya sebesar planet Bumi, secara umum massa jenis (kepadatan) katai putih bisa mencapai 1 juta kali lebih tinggi daripada Matahari ,katai putih terdiri dari . Katai putih tidak lagi memiliki bahan bakar berupa hidrogen untuk melakukan fusi, bintang melakukan fusi dan menghasilkan energi serta tekanan yang menuju keluar inti, hal ini diseimbangkan oleh energi gravitasi yang menuju ke dalam. Akan tetapi, katai putih tidak lagi melakukan fusi sehingga semua materinya tertarik menuju inti sehingga katai putih menjadi sangat padat. Hal yang sama juga dialami bintang bermassa besar tapi gaya gravitasinya jauh lebih kuat sehingga tarikan ke inti menjadi lebih dahsyat dan akhirnya meledak membentuk lubang hitam atau bintang neutron. Katai putih tidak mempunyai sumber energi sehingga lama kelamaan katai putih akan mendingin sampai tidak memiliki cahaya lagi untuk dipancarkan tetapi itu sangat lama karena katai putih berumur sampai 10 miliar lebih lama dari alam semesta ini, katai putih berubah menjadi katai hitam(hipotesis). Waktu yang diperlukan untuk menjadi katai hitam diperkirakan lebih lama dari usia alam semesta saat ini (13,8 miliar tahun), karena itulah ilmuwan percaya belum ada katai hitam yang tercipta. Matahari kita akan menjadi Katai putih ini sekitar 6 miliar tahun mendatang. Ketidakbiasaan katai putih pertama kali dikenali pada tahun 1910 oleh Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering dan ; nama katai putih pertama kali digunakan oleh Willem Luyten tahun 1922. Katai putih terdekat bumi adalah Sirius B yang mengiringi bintang Sirius A yang merupakan bintang tercerah di langit malam. 白矮星，也稱為簡併矮星，是一種主要由電子簡併物質構成的恆星核殘骸。白矮星具有非常高的密度：它的質量與太陽相當，但體積與地球相近。白矮星沒有核融合來產生能量，微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射。已知距離最近的白矮星是天狼星B，是在8.6光年的聯星，天狼星A的伴星。目前，在距離太陽最近的百顆恆星系統中，有8顆白矮星。異常昏暗的白矮星在1910年首次被確認；白矮星這名稱是威廉·魯伊登在1922年命名的。 白矮星被認為是恆星演化的最終狀態之一，是初始質量大約在10M☉以下（這包括銀河系中超過97%的恆星），質量不夠高，因而不足以演化成為中子星。在主序帶末端的中、低質量的恆星結束氫融合階段後，將膨脹成為紅巨星，在此期間將通過3氦過程將在核心的氦融合成碳和氧。如果一顆紅巨星的質量不足以產生融合碳所需要的核心溫度（約1億K），其將成為惰性的碳和氧積聚的核心。這樣的恆星在脫落其外層，並形成行星狀星雲後，它會留下一個核心，即殘存的白矮星。通常，這種白矮星主要由碳和氧組成，稱為碳氧白矮星（CO white dwarf）。如果初始質量介於8至10.5M☉（太陽質量)之間，核心的溫度足以融合碳，但仍不足以融合氖，這可能會形成氧氖鎂白矮星（ONeMg或ONe white dwarf ）。質量非常低的恆星無法燃燒氦，因此氦白矮星可能是在聯星系統中經由質量流失形成的。 白矮星不再進行核融合反應，因此它已经彻底耗尽了全部的燃料。所以，它不能通過核融合產生熱來抗拒重力以阻止重力崩潰，而只能靠電子簡併壓力來支撐，这導致它有極高的密度。簡併物理學推導出無自轉的白矮星的最大質量是1.44M☉，即錢德拉塞卡極限，超過此上限，電子簡併壓力即無法支撐。接近這個質量極限的碳氧白矮星，通常通過伴星的質量轉移，可能經由一種稱為碳引爆的過程，爆炸成為一顆Ia超新星；SN 1006就被認為是個著名的例子。 白矮星在形成之初仍十分炽熱，但是由于後續沒有能量來源，它會因為不斷的輻射能量而逐漸冷卻。這意味著，白矮星會經由它的輻射，從最初的高色溫，隨著時間的推移而降温和轉紅。在极为漫长的一段冷却時間裡，白矮星内的物質將從核心開始結晶。這顆恆星残骸的低溫意味著它將不再發出顯著的熱量或光，最終將成為冰冷的黑矮星。不过白矮星達到這種狀態所要經歷的時間，經由理論推算，比當前的宇宙年齡（約138億年）還要長，所以認為還沒有黑矮星存在。现存最古老的白矮星仍然在以幾千度K的溫度持续輻射能量。 En astronomio, blanka nano priskribas la finan staton de steloj kies maso estas inter triono kaj okoblo de la maso de la Suno. La stelo estas subtenata kontraŭ gravita kolapso pro elektrona degenereca premo. Maksimuma ebla maso de blanka nano estas donita per la limigo de Chandrasekhar. A white dwarf is a stellar core remnant composed mostly of electron-degenerate matter. A white dwarf is very dense: its mass is comparable to the Sun's, while its volume is comparable to the Earth's. A white dwarf's faint luminosity comes from the emission of residual thermal energy; no fusion takes place in a white dwarf. The nearest known white dwarf is Sirius B, at 8.6 light years, the smaller component of the Sirius binary star. There are currently thought to be eight white dwarfs among the hundred star systems nearest the Sun. The unusual faintness of white dwarfs was first recognized in 1910. The name white dwarf was coined by Willem Luyten in 1922. White dwarfs are thought to be the final evolutionary state of stars whose mass is not high enough to become a neutron star or black hole. This includes over 97% of the other stars in the Milky Way. After the hydrogen-fusing period of a main-sequence star of low or medium mass ends, such a star will expand to a red giant during which it fuses helium to carbon and oxygen in its core by the triple-alpha process. If a red giant has insufficient mass to generate the core temperatures required to fuse carbon (around 1 billion K), an inert mass of carbon and oxygen will build up at its center. After such a star sheds its outer layers and forms a planetary nebula, it will leave behind a core, which is the remnant white dwarf. Usually, white dwarfs are composed of carbon and oxygen (CO white dwarf). If the mass of the progenitor is between 8 and 10.5 solar masses (M☉), the core temperature will be sufficient to fuse carbon but not neon, in which case an oxygen–neon–magnesium (ONeMg or ONe) white dwarf may form. Stars of very low mass will be unable to fuse helium; hence, a helium white dwarf may form by mass loss in binary systems. The material in a white dwarf no longer undergoes fusion reactions, so the star has no source of energy. As a result, it cannot support itself by the heat generated by fusion against gravitational collapse, but is supported only by electron degeneracy pressure, causing it to be extremely dense. The physics of degeneracy yields a maximum mass for a non-rotating white dwarf, the Chandrasekhar limit — approximately 1.44 times M☉ — beyond which it cannot be supported by electron degeneracy pressure. A carbon–oxygen white dwarf that approaches this mass limit, typically by mass transfer from a companion star, may explode as a type Ia supernova via a process known as carbon detonation; SN 1006 is thought to be a famous example. A white dwarf is very hot when it forms, but because it has no source of energy, it will gradually cool as it radiates its energy away. This means that its radiation, which initially has a high color temperature, will lessen and redden with time. Over a very long time, a white dwarf will cool and its material will begin to crystallize, starting with the core. The star's low temperature means it will no longer emit significant heat or light, and it will become a cold black dwarf. Because the length of time it takes for a white dwarf to reach this state is calculated to be longer than the current age of the known universe (approximately 13.8 billion years), it is thought that no black dwarfs yet exist. The oldest known white dwarfs still radiate at temperatures of a few thousand kelvins, which establishes an observational limit on the maximum possible age of the universe. Em astronomia, uma anã branca é um remanescente estelar composto principalmente por matéria eletronicamente degenerada. Uma anã branca é altamente densa: sua massa é comparável com a do Sol, enquanto seu volume é comparável com o volume da Terra. A fraca luminosidade de uma anã branca tem sua origem na emissão de energia térmica de reserva; não há fusão dentro de uma anã branca, processo no qual massa é convertida em energia. A anã branca mais próxima do Sistema Solar é Sirius B, a uma distância de 8,6 anos-luz, a menor componente da estrela binária Sirius. Atualmente, há oito anãs brancas detectadas entre as centenas de sistemas estelares próximos do Sol. O brilho fraco das anãs brancas foi primeiramente reconhecido em 1910. O nome anã branca foi proposto por Willem Luyten em 1922. Anãs brancas são objetos resultantes do processo evolutivo de estrelas de até 10 MSol, o que significa dizer que cerca de 98% de todas as estrelas evoluirão até a fase de anã branca. Entretanto, somente 6% dos objetos nas vizinhanças do Sol são anãs brancas. Estrelas com até 10 MSol não são massivas o suficiente para que a temperatura em seu núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir carbono em reações de nucleossíntese. Após terem se tornado gigantes vermelhas durante a fase de queima nuclear de Hélio/Hidrogênio, elas ejetarão sua camada externa, formando uma nebulosa planetária e deixando para trás um núcleo composto praticamente de carbono e oxigênio. Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso que o Sol e com uma temperatura efetiva que pode chegar a 150 000 K, ele não tem uma fonte de energia adicional e irá gradualmente irradiar sua energia e esfriar. O núcleo, sem o suporte contra o colapso gravitacional oferecido pelas reações de fusão termonuclear, torna-se extremamente denso, com uma massa típica de 0,6 MSol contida em um volume comparável ao da Terra. O colapso gravitacional da anã branca é barrado apenas pela pressão de degenerescência eletrônica.A maior massa de uma anã branca, além da qual a pressão da matéria degenerada não pode mais suportá-la, é em torno de 1,4 MSol. Uma anã branca com massa maior do que este limite (conhecido como limite de Chandrasekhar ) pode explodir em uma supernova. À medida que esfriam, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de instabilidade do diagrama HR,quando começam a pulsar, tornando-se . Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, seriam necessários centenas de bilhões de anos para que uma anã branca esfriasse o suficiente para deixar de ser visível, se transformando em anãs negras. Como a idade do universo é atualmente estimada em 13,7 bilhões de anos, elas ainda não tiveram tempo suficiente para esfriar a ponto de deixarem de ser visíveis. Mesmo as anãs brancas mais velhas do disco de nossa galáxia ainda estão visíveis, com luminosidades acima de 3x10-5 LSol e temperaturas superficiais efetivas da ordem de 3 700 K. Бе́лые ка́рлики — звёзды, состоящие из электронно-ядерной плазмы, лишённые источников термоядерной энергии и светящиеся благодаря своей тепловой энергии, постепенно остывая в течение миллиардов лет. Ближайший известный белый карлик — Сириус B, находящийся на расстоянии в 8,6 световых лет. Предполагается, что среди ста ближайших к Солнцу звёздных систем белыми карликами являются восемь звёзд. В настоящее время белые карлики составляют, по разным оценкам, от 3 до 10 % звёздного населения нашей галактики (неопределённость оценки обусловлена трудностью наблюдения удалённых белых карликов из-за их малой светимости). Белые карлики образуются в процессе эволюции звёзд, чья масса недостаточна для превращения в нейтронную звезду, а именно не превышает около 10 масс Солнца, каковых в нашей галактике более 97 % от общего количества. Когда звезда главной последовательности малой или средней массы заканчивает превращение водорода в гелий, она расширяется, становясь красным гигантом. Красный гигант поддерживается термоядерными реакциями превращения гелия в углерод и кислород. Если масса красного гиганта оказывается недостаточной для подъёма температуры ядра до уровня, необходимого для термоядерных реакций с участием полученного углерода, происходит его накопление в ядре звезды, вместе с кислородом. Звезда сбрасывает внешнюю оболочку, формируя планетарную туманность, а бывшее ядро звезды становится белым карликом, состоящим из углерода и кислорода. В зависимости от исходной массы звезды, термоядерные реакции также могут остановиться на гелии (для звёзд с очень малой массой, характерных для двойных звёздных систем) или на неоне (для звёзд массой от 8 до 10,5 солнечных), что приведёт к образованию белых карликов, состоящих соответственно из гелия или кислорода, неона и магния. Сформировавшиеся белые карлики представляют собой компактные звёзды с массами, сравнимыми или бо́льшими, чем масса Солнца, но с радиусами в 100 раз меньшими и, соответственно, болометрическими светимостями в ~10 000 раз меньше солнечной. Средняя плотность вещества белых карликов в пределах их фотосфер 105—109 г/см3, что почти в миллион раз выше плотности звёзд главной последовательности. Una enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor que 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear, y ha expulsado mucho de esta masa en una Nebulosa planetaria. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo.​ El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define la enana blanca de la siguiente manera: Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones.​ Hawking, Stephen: Historia del tiempo 백색왜성(白色矮星, 영어: white dwarf, 문화어: 백색잔별)은 중간 이하의 질량을 지닌 항성이 핵융합을 마치고 도달하는 천체이다. 이러한 종류의 항성은 상대적으로 가벼운 질량 때문에, 중심핵이 붕괴되어 온도와 압력이 상승하더라도 탄소 핵융합을 일으킬 만큼 충분한 온도에 도달하지 못한다. 대신, 헬륨 융합 과정 동안 적색거성이 된 다음에, 외부 대기는 우주공간으로 방출되며 행성상 성운을 형성하고, 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵만이 남아 백색왜성을 형성하게 된다. 백색왜성에서는 핵융합이 더 일어나지 않는다. 따라서 에너지를 생성할 수 없기 때문에 점차 식어가게 되며, 또한 핵이 중력에 의해 붕괴하는 것을 막지 못하고, 결국 매우 밀도가 높은 상태가 된다. 대개는 지구 정도의 부피에 태양 절반 정도의 질량이 응집되게 된다. 하지만 전자축퇴압에 의해 더 이상 붕괴는 이루어지지 않으며 부피를 유지할 수 있게 된다. 전자축퇴압이 버틸 수 있는 최대의 질량은 대략 태양의 1.44배 정도이다. 이를 찬드라세카르 한계라고 한다. 백색왜성은 이 한계를 넘지 못한 별을 일컬으며, 찬드라세카르 한계를 넘어섬과 동시에 질량이 태양의 약 3배 이내이면 중성자별, 3배를 넘어가면 블랙홀이 된다. 더 에너지를 생성할 수 없는 백색왜성은 수백억 년 이상의 세월을 지나며 식어가고, 결국은 관찰할 수 없는 수준에 이르게 된다. 하지만 137억 년 정도로 추정되는 우주의 현재 나이로 유추해볼 때, 아무리 오래된 백색왜성이라 할지라도 여전히 수천 도의 온도를 유지하고 있다.(출처 뉴턴의 하이라이트) 백색왜성은 매우 흔하며, 전체 항성 가운데 6% 정도를 차지하고 있다. القزم الأبيض هو نوع من أنواع النجوم في مجرتنا مجرة درب التبانة، أو الطريق اللبني، ولهُ حجم صغير في حدود حجم الكوكب (ولذلك أطلق عليه اسم قزم مقارنة بأحجام النجوم) ولكن كثافته عالية، تصل إلى مليون مرة قدر كثافة الشمس. وألوانها ما بين اللون الأبيض والأصفر. والأقزام البيضاء نجوم قليلة اللمعان في السماء وبالرغم من كونها داكنة وصغيرة الحجم كحجم كوكب الزهرة، فهي تحوي كثافة مادية عالية جدًا. وهذه المادة في داخل القزم الأبيض مكدسة بشكل مضغوط حيث تكون كثافة السنتيمتر المكعب ما بين طن إلى عشرة أطنان من المادة تقريبا. ويرجع سبب ضعف ضوئها إلى أن نجوم الأقزام البيضاء لا تولد الطاقة النووية، إذ ان عمر نجم متوسط الحجم (كَشمسِنا) تنتهي حياته في هيئة قزم أبيض. يكون النجم قد استنفذ معظم الهيدروجين فيه ويتوقف الاندماج النووي فينكفِئ على نفسه وتتكدس كل كتلته في قلبه لذي يصبح شديد الكثافة ولكن قليل الضياء. تعتبر الأقزام البيضاء نجومًا تحتضر وسطوحها ساخنة بدرجة غير اعتيادية، بسبب انكفائِها على نفسها تحت تأثير الجاذبية، وهي تفقد حرارتها رويدًا رويدًا عن طريق الإشعاع. 白色矮星（はくしょくわいせい、英: white dwarf）は、大部分が電子が縮退した物質によって構成されている恒星の残骸であり、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つである。白色矮星は非常に高密度であり、その質量は太陽と同程度であるにもかかわらず、体積は地球と同程度しかない。白色矮星の低い光度は天体に蓄えられた熱の放射に起因するものであり、白色矮星内では核融合反応は発生していない。白色矮星の異常な暗さが初めて認識されたのは1910年のことである。"White dwarf" という名称は1922年にウィレム・ヤコブ・ルイテンによって名付けられた。 Ein Weißer Zwerg ist ein kleiner, sehr kompakter alter Stern. Er hat trotz seiner hohen Oberflächentemperatur nur eine sehr geringe Leuchtkraft, liegt also im Hertzsprung-Russell-Diagramm weit unterhalb der Hauptreihe. Der hohen Temperatur verdankt er seine weiße Farbe, der geringen Leuchtkraft – die auf eine entsprechend kleine Sternoberfläche hinweist – die Bezeichnung „Zwerg“. Während Hauptreihensterne wie die Sonne Radien in der Größenordnung von 106 km haben, beträgt der Radius eines Weißen Zwerges mit 7000 bis 14.000 km nur 1 bis 2 Erdradien. Dennoch haben Weiße Zwerge die Masse eines Sterns. Sie bestehen im Normalfall aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte, umgeben von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre. Weiße Zwerge sind nach dem Ende jeglicher Kernfusion das Endstadium der Entwicklung der meisten Sterne, deren nuklearer Energievorrat versiegt ist. Sie sind die heißen Kerne Roter Riesen, die übrig bleiben, wenn jene ihre äußere Hülle abstoßen. Voraussetzung dafür ist, dass die Restmasse unterhalb eines Schwellenwertes von 1,44 Sonnenmassen (M☉) bleibt, der sogenannten Chandrasekhar-Grenze. Andernfalls entsteht nach einem Supernova-Ausbruch ein Neutronenstern oder (bei einer Kernmasse von mehr als 2 1⁄2 M☉) ein Schwarzes Loch. Neutronensterne und Schwarze Löcher setzen relativ massive stellare Vorgänger voraus mit mindestens etwa 8 M☉, da die Sterne gegen Ende ihrer Existenz einen hohen Masseverlust erleiden. Daher erreicht die Kernmasse entsprechend selten die benötigten 1,44 M☉, um ein anderes Objekt als einen Weißen Zwerg entstehen zu lassen. Een witte dwerg is een van de mogelijke eindfasen van een ster die aan het einde van haar levenscyclus is gekomen. In de witte dwerg vinden dus geen kernreacties meer plaats. De massa van de kern moet kleiner zijn dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet) om de ster in een witte dwerg te laten veranderen. Is de massa groter, dan eindigt de ster als een neutronenster of een zwart gat. Hoewel witte dwergen heel talrijk zijn, kan er geen enkele met het blote oog worden waargenomen. De eerst waargenomen witte dwerg (al werd die op het moment zelf nog niet als zodanig geklasseerd) was Sirius B in 1862 (door Alvan Clark) – aanwijzingen voor zijn aanwezigheid werden al in 1844 gevonden door Friedrich Bessel als onregelmatigheden in de baan van Sirius. En vit dvärg är en stjärna som varit normalstor men kollapsat till en dvärgstjärna med mycket liten storlek efter att den gjort slut på sitt kärnbränsle. En typisk vit dvärg har en radie som är 1 procent av solens, men den har grovt räknat samma massa. Detta motsvarar en täthet på cirka 1 ton per kubikcentimeter. Den höga tätheten hos vita dvärgar förklaras av att de består av degenererad materia. Mer specifikt har elektronerna i den vita dvärgens materia blivit degenererade av den höga tätheten. En vit dvärgs största massa bestäms av chandrasekhargränsen, som är ungefär 1,4 solmassor. Över den storleken kan degenerationstrycket inte stå emot gravitationen från den vita dvärgens massa och stjärnan störtar samman till en neutronstjärna eller ett svart hål. Under chandrasekhargränsen hålls materien upp av degenerationstrycket. Solen kommer att sluta som en vit dvärg, eftersom dess massa ligger under chandrasekhargränsen. En vit dvärg kommer efter miljardtals år att ha kylts ner så mycket att den inte längre avger något synligt ljus och antas slutligen bli en svart dvärg. Eftersom universum uppskattas till 13,8 miljarder år, avger även de äldsta vita dvärgarna strålning från temperaturer på några tusen grader. Biały karzeł – niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny składający się ze zdegenerowanej materii, emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji jądrowych w gwieździe o małej lub średniej masie. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 M☉) nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do ok. 4 mas Słońca) spalają hel, dając białe karły węglowe lub węglowo-tlenowe. Pozostałością gwiazd o masach w zakresie 4-8 mas Słońca (na ciągu głównym) są białe karły z domieszką tlenu, neonu i magnezu.

gold:hypernym

dbr:Remnant

prov:wasDerivedFrom

wikipedia-en:White_dwarf?oldid=1123756404&ns=0

dbo:wikiPageLength

156142

foaf:isPrimaryTopicOf

wikipedia-en:White_dwarf