Перегляд вихідного коду сторінки Білий карлик

{{Діаграма ГР}}
'''Бі́лі ка́рлики'''&nbsp;— [[зорі]] низької [[світність|світності]] з масами, порівняними з [[маса Сонця|масою Сонця]], та високими ефективними температурами. Назва ''білі карлики'' пов'язана з кольором перших відкритих представників цього класу — ''[[Сіріус]]а B'' та ''40 Ерідана B''. На [[діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграмі Герцшпрунга — Рассела]] вони розташовані на 10—12<sup>m</sup> нижче зір [[головна послідовність|головної послідовності]] такого ж [[спектральний клас|спектрального класу]]<ref name="АЕС-Бк">{{А-Е-С|стаття=Білі карлики|сторінка=54—55|літера=b}}</ref>.

Радіуси білих карликів приблизно в 100 разів менші сонячного, відповідно, їх світність у ~10&nbsp;000&nbsp;разів менша сонячної. [[Густина]] речовини білих карликів становить 10<sup>6</sup>—10<sup>9</sup>&nbsp;г/см³, що в мільйони разів більше за густину речовини в зорях [[Головна послідовність|головної послідовності]]. За чисельністю білі карлики становлять 3—10% зір [[Галактика|Галактики]]. Однак відома лише невелика їх частина, тому що через низьку світність виявлено лише ті, відстань до яких не перевищує 200–300 [[парсек|пк]].

За сучасними уявленнями<ref name="АЕС-Бк"/> білі карлики — кінцевий продукт [[еволюція зір|еволюції нормальних зір]] із масами від [[Маса Сонця|сонячної маси]] до 8—10 сонячних мас. Вони утворюються після вичерпання джерел [[термоядерна енергія|термоядерної енергії]] у надрах зорі та скидання оболонки.

== Історія відкриття ==
=== Відкриття білих карликів ===
[[Файл:Sirius.Trajectory.png|left|thumb|Рис. 1. Траєкторія руху Сіріуса А [[небесна сфера|небесною сферою]], стрілка масштабу — 1 кутова секунда]]
Перший білий карлик був відкритий у [[Зоряна система|потрійній зоряній системі]] [[Омікрон2 Ерідана|40 Ерідана]], яка містить відносно яскраву зорю [[Головна послідовність|головної послідовності]] {{li|40 Ерідані А|text=40 Ерідана A|Q=Q1052822}}, навколо якої обертається тісна [[Подвійні зорі|подвійна система]] білого карлика {{li|40 Ерідані Б|text=40 Ерідана B|Q=Q22911751}} і [[Червоний карлик|червоного карлика]] [[Головна послідовність|головної послідовності]] {{li|40 Ерідані С|text=40 Ерідана С.|Q=Q75145855}} Пару 40 Ерідана B/C відкрив [[Фрідріх Вільям Гершель]] 31 січня 1783 року<ref>{{Cite journal|last=Herschel|first=W.|author-link=William Herschel|year=1785|title=Catalogue of Double Stars|journal=[[Philosophical Transactions of the Royal Society of London]]|volume=75|pages=40–126|bibcode=1785RSPT...75...40H|doi=10.1098/rstl.1785.0006|jstor=106749|doi-access=free}}</ref>. У 1910 році [[Генрі Норріс Расселл|Генрі Норріс Рассел]], [[Едвард Чарлз Пікерінг|Едвард Чарльз Пікерінг]] і [[Вільяміна Флемінг]] виявили, що, попри низьку світність, 40&nbsp;Ерідана&nbsp;B належить до [[Спектральна класифікація зір|спектрального класу]]&nbsp;А, тобто, має високу температуру поверхні.

[[1844]]&nbsp;року директор [[Кенігсберг|Кенігсберзької]] обсерваторії [[Бессель Фрідріх Вільгельм|Фрідріх Бессель]] виявив, що [[Сіріус]], найяскравіша на небі зоря, періодично, хоча й досить слабо, відхиляється від прямолінійної траєкторії на [[Небесна сфера|небесній сфері]]. Бессель дійшов висновку, що у Сіріуса має бути невидимий «темний» супутник, причому період обертання обох зір навколо спільного [[центр мас|центру мас]] має бути близько 50&nbsp;років. Повідомлення сприйняли скептично, оскільки темний супутник залишався невидимим, а його маса мала бути досить великою&nbsp;— порівнянною з масою Сіріуса.

[[Файл:Sirius A and B Hubble photo.jpg|right|thumb|200px|Білий карлик Сіріус B поруч із зорею Сіріус A (Сіріус B — точка у лівому нижньому квадранті)]]
У січні [[1862]]&nbsp;р. [[Кларк Елвін Грехем|Елвін Грехем Кларк]], юстуючи 18-ти&nbsp;дюймовий [[Рефрактор|рефрактор]], найбільший на той час телескоп у світі ({{lang|en|Dearborn Telescope}}), поставлений родинною фірмою Кларків до [[Чикаго|Чиказької]] обсерваторії, виявив поряд із Сіріусом тьмяну зорю. Це був темний супутник Сіріуса, Сіріус&nbsp;B, як і передбачав Бессель. Температура поверхні Сіріуса&nbsp;B становить 25&nbsp;000&nbsp;[[Кельвін|К]], що, з урахуванням його аномально низької [[світність|світності]], вказує на дуже малий радіус і, відповідно, дуже високу густину&nbsp;— 10<sup>6</sup>&nbsp;г/см³ (густина Сіріуса ~0,25&nbsp;г/см³, густина Сонця ~1&nbsp;г/см³). [[1917]]&nbsp;року [[Адріан ван Маанен]] відкрив наступний білий карлик&nbsp;— [[Зоря ван Маанена|зорю ван Маанена]] у [[Риби (сузір'я)|сузір'ї Риб]].

=== Парадокс густини ===
На початку [[XX століття]] [[Герцшпрунг Ейнар]] і [[Рассел Генрі Норріс|Генрі Рассел]] відкрили залежність [[Спектральний клас|спектрального класу]] (тобто,&nbsp;температури) та світності зір&nbsp;— [[Діаграма Герцшпрунга — Рассела]]. Здавалося, що все розмаїття зір розташовано на двох ділянках цієї діаграми&nbsp;— [[Головна послідовність|головну послідовність]] та [[відгалуження червоних гігантів]]. Під час робіт із накопичення статистики розподілу зір за спектральними класами та світністю [[1910]]&nbsp;року Рассел звернувся до професора [[Едвард Пікерінг|Е.&nbsp;Пікерінга]]. Подальші події Рассел описує так:

:''«Я був у свого друга&nbsp;… професора Е.&nbsp;Пікерінга з діловим візитом. Із властивою для нього добротою він запропонував взяти спектри всіх зір, котрі Хінкс і я спостерігали&nbsp; з метою ... визначення їх [[паралакс]]ів. Ця частина роботи, що здавалася марудною, виявилася досить плідною&nbsp;— вона призвела до відкриття того, що всі зорі дуже малої абсолютної величини (тобто низької світності) мають [[спектральний клас]]&nbsp;M (тобто дуже низьку поверхневу температуру). Я пригадую, як обговорюючи це питання, я запитав у Пікерінга про деякі інші слабкі зорі, згадав зокрема {{li|40 Ерідана B|Q=Q22911751}}. Поводячись характерно для нього, він одразу ж надіслав запит до офісу (Гарвардської) обсерваторії, і невдовзі було отримано відповідь (я вважаю, від місіс [[Вільяміна Флемінг|Флемінг]]), що спектр цієї зорі&nbsp;— A (тобто висока поверхнева температура). Навіть у ті «палеозойські» часи я знав про ці речі достатньо, щоб відразу ж усвідомити, що тут є суттєва невідповідність між тим, що ми тоді назвали б «можливими» значеннями поверхневої яскравості й густини. Я, мабуть, не приховав, що не лише здивований, а просто вражений цим винятком із правила, яке здавалося цілком нормальним для характеристики зір. Пікерінг усміхнувся до мене і сказав: «саме такі винятки й призводять до розширення наших знань»&nbsp;— і білі карлики увійшли у світ досліджуваного»''

Здивування Рассела цілком зрозуміле: 40&nbsp;Ерідана&nbsp;B належить до порівняно близьких зір, і за [[паралакс]]ом можна досить точно визначити відстань до неї та, відповідно, світність. Світність 40&nbsp;Ерідана&nbsp;B виявилася аномально низькою для її спектрального класу&nbsp;— білі карлики утворили нову ділянку на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Таке поєднання світності, маси й температури було незрозумілим і не знаходило пояснення у рамках [[Стандартна модель|стандартної моделі]] будови зір головної послідовності, розробленої у [[1920-ті|1920-х]]&nbsp;роках.

Висока густина білих карликів залишалася непоясненою з погляду класичної фізики, однак знайшла пояснення у [[Квантова механіка|квантовій механіці]] після появи [[статистика Фермі-Дірака|статистики Фермі-Дірака]]. [[1926]]&nbsp;року [[Ральф Фаулер|Фаулер]] у статті «Густа матерія» ({{lang|en|«Dense matter», Monthly Notices R.&nbsp;Astron. Soc.&nbsp;87, 114—122}}) довів, що, на відміну від зір головної послідовності, для яких [[рівняння стану]] побудовано на моделі [[Ідеальний газ|ідеального газу]] (стандартна модель [[Артур Едінгтон|Едінгтона]]), для білих карликів густина й [[тиск]] речовини визначаються властивостями [[Виродження (фізика)|виродженого]] [[електрон]]ного [[газ]]у ([[Фермі-газ]]у).

Наступним етапом у поясненні природи білих карликів стали праці [[Френкель Яків Ілліч|Я.&nbsp;І.&nbsp;Френкеля]] та [[Чандрасекар Субраманьян|Чандрасекара]]. [[1928]]&nbsp;року Френкель вказав, що для білих карликів має існувати верхня межа маси, і [[1930]]&nbsp;року Чандрасекар у праці «Максимальна маса ідеального білого карлика»<ref>{{cite journal |author=Chandrasekhar, S. |title=The maximum mass of ideal white dwarfs |journal=Astroph.&nbsp;J. |volume=74 |pages=81—82 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...81C |year=07/1931 |accessdate=7 липня 2014 |archive-date=22 серпня 2011 |archive-url=https://www.webcitation.org/618UIwdHD?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...81C }} {{ref-en}}</ref> довів, що білі карлики з масою понад 1,4&nbsp;сонячної ([[межа Чандрасекара]]) нестійкі й мають [[Гравітаційний колапс|колапсувати]].

== Походження білих карликів ==
Розв'язок Фаулера пояснив внутрішню будову білих карликів, але не пояснив механізму їх походження. У поясненні генезису білих карликів ключову роль відіграли дві ідеї: 
* думка [[Епік|Е.&nbsp;Епіка]], що [[червоні гіганти]] утворюються із зір головної послідовності в результаті вигорання ядерного пального 
* припущення [[Фесенков Василь Григорович|В.&nbsp;Г.&nbsp;Фесенкова]], зроблене невдовзі після [[Друга світова війна|Другої світової війни]], що зорі головної послідовності мають втрачати масу, і така втрата маси має істотно впливати на [[Еволюція зір|еволюцію зір]]. 
Ці припущення повністю підтвердилися.

=== Потрійна гелієва реакція та ізотермічні ядра червоних гігантів ===
У процесі еволюції зір головної послідовності відбувається «вигоряння» водню&nbsp;— [[нуклеосинтез]] з утворенням гелію (див.&nbsp;[[цикл Бете]]). Таке вигоряння призводить до припинення енерговиділення у центральній частині зорі, стиснення та, відповідно, до підвищення густини й температури в її ядрі. Зростання густини та температури в зоряному ядрі призводить до умов, за яких активізується нове джерело термоядерної енергії: вигоряння гелію (''[[потрійна гелієва реакція]]'' або потрійний альфа-процес), характерне для червоних гігантів і [[надгігант]]ів.

При температурах близько 10<sup>8</sup>&nbsp;K [[кінетична енергія]] ядер [[Гелій|гелію]] стає достатньою для подолання [[кулонівський бар'єр|кулонівського бар'єру]]: два ядра гелію ([[альфа-частинки]]) можуть зливатися з утворенням нестабільного ізотопу [[Берилій|берилію]] Be<sup>8</sup>:

:He<sup>4</sup> + He<sup>4</sup> = Be<sup>8</sup>

Більша частина Be<sup>8</sup> знову розпадається на дві альфа-частинки, але якщо за короткий час існування ядро Be<sup>8</sup> зіткнеться з високоенергетичною альфа-частинкою може утворитися стабільне ядро [[вуглець|вуглецю]] C<sup>12</sup>:

:Be<sup>8</sup> + He<sup>4</sup> = C<sup>12</sup> + 7,3 М[[еВ]].

Попри досить низьку рівноважну концентрацію Be<sup>8</sup> (наприклад, при температурі ~10<sup>8</sup>&nbsp;K відношення концентрацій [Be<sup>8</sup>]/[He<sup>4</sup>] становить ~10<sup>−10</sup>), швидкість такої ''потрійної гелієвої реакції'' виявляється достатньою для досягнення нової гідростатичної рівноваги в гарячому ядрі зорі. Енерговиділення потрійної гелієвої реакції дуже сильно залежить від температури. Так, для діапазону температур <math>T</math> ~1—2×10<sup>8</sup>&nbsp;K енерговиділення <math>\varepsilon _{3\alpha }</math> :

:<math>\varepsilon _{3\alpha } = 10^8 \rho ^2 Y^3 *\left( {{T \over {10^8 }}} \right)^{30}</math>

де <math>Y</math>&nbsp;— [[парціальна концентрація]] гелію в ядрі (у випадку повного «вигоряння» водню вона близька до одиниці).

Варто, однак, зазначити, що потрійна гелієва реакція характеризується значно меншим енерговиділенням, ніж [[цикл Бете]] в перерахунку на одиницю маси: ''енерговиділення при «горінні» гелію більш, ніж в 10&nbsp;разів нижче, ніж при «горінні» водню''. У міру вигоряння гелію й вичерпання цього джерела енергії в ядрі стають можливими складніші реакції нуклеосинтезу, однак, по-перше, для таких реакцій потрібні дедалі вищі температури і, по-друге, енерговиділення на одиницю маси таких реакцій падає зі зростанням [[масове число|масових чисел]] ядер, що вступають у реакцію.

Додатковим фактором, який вочевидь впливає на еволюцію ядер червоних гігантів, є поєднання високої температурної чутливості потрійної гелієвої реакції (див. рис.&nbsp;3) та реакцій синтезу важчих ядер із механізмом ''[[Нейтринне охолодження|нейтринного охолодження]]'': за високої температури й тиску стає можливим розсіювання [[фотон]]ів на [[електрон]]ах з утворенням [[нейтрино]]-антинейтринних пар, які вільно виносять енергію з ядра: зоря для них майже прозора. Швидкість такого ''об'ємного'' нейтринного охолодження, на відміну від класичного ''поверхневого'' фотонного охолодження, не обмежена процесами передачі енергії з надр зорі до її [[Фотосфера|фотосферу]]. У результаті реакцій нуклеосинтезу в ядрі зорі досягається нова рівновага, що характеризується однаковою температурою ядра: утворюється ''ізотермічне ядро'' (рис.&nbsp;4).

У випадку червоних гігантів з відносно невеликою масою (близько сонячної) ізотермічні ядра складаються, в основному, з гелію, у випадку масивніших зір&nbsp;— з вуглецю й важчих елементів. Однак, у будь-якому випадку густина такого ізотермічного ядра настільки висока, що відстані між електронами [[Плазма (агрегатний стан)|плазми]], що утворює ядро, стають сумірними з їх [[хвиля де Бройля|довжиною хвилі Де Бройля]] <math>\lambda  = h/mv</math>, тобто виконуються умови виродження електронного газу. Розрахунки доводять, що густина ізотермічних ядер відповідає густині білих карликів, тобто ''ядрами червоних гігантів є білі карлики''.

[[Файл: WhiteDwarf.in.NGC6397.jpg|left|thumb|Рис.&nbsp;5. Популяція білих карликів у [[Кулясте скупчення|кулястому зоряному скупченні]] [[NGC 6397]]. Сині квадрати&nbsp;— гелієві білі карлики, фіолетові кружки&nbsp;— «нормальні» білі карлики з високим вмістом вуглецю.]]
На фотографії [[Кулясте скупчення|кулястого зоряного скупчення]] [[NGC 6397]] (рис.&nbsp;5) ідентифікуються білі карлики обох типів: і гелієві білі карлики, що виникли при еволюції менш масивних зір, і вуглецеві білі карлики&nbsp;— результат еволюції зір із більшою масою.

=== Втрата маси червоними гігантами й скидання ними оболонки ===
Ядерні реакції в червоних гігантах відбуваються не лише в ядрі: у міру вигоряння гідрогену в ядрі, нуклеосинтез гелію розповсюджується на ще багаті гідрогеном ділянки зорі, утворюючи [[Сферична оболонка|сферичний шар]] на межі бідних і багатих на [[Водень|гідроген]] областей. Подібна ситуація повторюється і з потрійною гелієвою реакцією: у міру вигоряння гелію в ядрі вона також зосереджується в сферичному шарі на межі між бідними та багатими на гелій областями. Світність зір із такими «двошаровими» джерелами нуклеосинтезу значно зростає, досягаючи кількох тисяч світностей Сонця, зоря при цьому «розпухає», збільшуючи свій діаметр до розмірів земної орбіти. Зона нуклеосинтезу гелію підіймається ближче до поверхні зорі: частка маси всередині цієї зони становить ~70 % маси зорі. «Розпухання» супроводжується досить інтенсивним витоком речовини з поверхні, такі об'єкти спостерігаються як [[Планетарна туманність|протопланетарні туманності]] (див.&nbsp;рис.&nbsp;6).
[[Файл: Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large.jpg|thumb|Рис.&nbsp;6. Протопланетарна туманність HD&nbsp;44179: асиметричний викид газопилової матерії червоним гігантом.]]

Такі зорі вочевидь є нестабільними й [[1956]]&nbsp;року [[Шкловський Йосип Самуїлович|Й.&nbsp;С.&nbsp;Шкловський]] запропонував механізм утворення планетарних туманностей шляхом скидання оболонок червоних гігантів, при цьому оголення ізотермічних вироджених ядер таких зір призводить до утворення білих карликів.
Точні механізми втрати маси й подальшого скидання оболонки для таких зір поки невідомі, але можна запропонувати такі фактори, що можуть призвести до втрати оболонки{{Джерело?}}:
* У протяжних зоряних оболонках можуть розвиватися нестійкості, що призводять до сильних коливальних процесів, які супроводжуються зміною теплового режиму зорі. На рис.&nbsp;6 чітко помітні хвилі густини викинутої зоряної речовини, які можуть бути наслідками таких коливань.
* Внаслідок іонізації гідрогену в шарах, що лежать нижче [[фотосфера|фотосфери]], може розвинутися потужна [[конвекція|конвективна нестійкість]]. Аналогічну природу має [[сонячна активність]], однак у випадку червоних гігантів потужність конвективних потоків має значно переважати сонячну.
* Через високу світність істотним стає [[світловий тиск]] потоку випромінювання зорі на її зовнішні шари, що, за розрахунковими даними, може призвести до втрати оболонки за кілька тисяч років.

[[Файл: Planetary.Nebula.NGC3132.jpg|thumb|Рис.&nbsp;7. Планетарна туманність NGC&nbsp;3132: у центрі подвійна зоря&nbsp;— аналог Сіріуса.]]
Так чи інакше, але досить тривалий період порівняно спокійного витоку речовини з поверхні червоних гігантів завершується скиданням їх оболонок й оголенням ядра. Така скинута оболонка спостерігається як [[планетарна туманність]] (див.&nbsp;рис.&nbsp;7). Швидкості розширення протопланетарних туманностей становлять десятки км/с, тобто близькі до значення [[Перша космічна швидкість|параболічних швидкостей]] на поверхні червоних гігантів, що є додатковим підтвердженням їхнього утворення скиданням «надлишку маси» червоних гігантів.

Запропонований Шкловським сценарій еволюції червоних гігантів є загальновизнаним, його підкріплено даними численних спостережень.

== Фізика й властивості білих карликів ==
Як уже зазначалося, маса білих карликів близька до сонячної, але їх діаметр становить лише соту частку сонячного (і навіть менше), відповідно, їх об'єм у мільйони разів менший. Це означає, що [[густина]] речовини в білих карликах надзвичайно висока й становить <math> \rho \sim 10^5 - 10^9</math> г/см³. За такої густини електронні оболонки атомів руйнуються й речовина стає електронно-ядерною [[Плазма (агрегатний стан)|плазмою]], причому її електронна складова є виродженим електронним газом. Тиск P такого газу підпорядковується залежності:

:<math>P = K\rho ^{5/3}</math>

де <math>\rho </math>&nbsp;— його густина, тобто, на відміну від [[рівняння стану ідеального газу|рівняння Клапейрона]] ([[Рівняння стану]] [[Ідеальний газ|ідеального газу]]), ''для виродженого електронного газу температура до рівняння стану не входить''&nbsp;— поки газ залишається виродженим, його тиск від температури не залежить і, відповідно, будова білих карликів теж не залежить від температури. Таким чином, для білих карликів, на відміну від зір головної послідовності й гігантів, не існує залежності маса — світність.

=== Залежність маса — радіус і межа Чандрасекара ===
[[Файл:WhiteDwarf.Mass-Luminosity.Diagram.png|thumb|Рис.&nbsp;8. Залежність маса — радіус для білих карликів. Вертикальна асимптота відповідає межі Чандрасекара.]]
Наведене вище рівняння стану для виродженого електронного газу, коли характерна теплова енергія мала у порівнянні з [[рівень Фермі|фермі-енергією]] (<math>
kT << E_F </math>). Внаслідок високої густини електронний газ залишається виродженим навіть за температури мільйони [[Кельвін]]ів. Разом із тим, зі зростанням [[густина|густини]] через [[Принцип виключення Паулі|заборону Паулі]] (два електрони не можуть мати однаковий [[квантовий стан]], тобто однакову енергію й [[спін]]), енергія (тобто, швидкість) електронів зростає настільки, що починають діяти ефекти [[спеціальна теорія відносності|спеціальної теорії відносності]]&nbsp;— вироджений електронний газ стає релятивістським. Залежність [[тиск]]у релятивістського виродженого електронного газу від густини вже інша:

: <math>P = K\rho ^{4/3}</math>

Для такого рівняння стану виникає цікава ситуація. Середня густина білого карлика обернено пропорційна кубу його радіуса: <math>\rho \sim M/R^3</math>, де <math>M</math>&nbsp;— маса, а <math>R</math>&nbsp;— радіус білого карлика. Тоді середній тиск у ньому <math>P \sim M^{4/3} /R^4</math>, а сила тиску (яка врівноважує гравітацію) дорівнює перепаду тиску з глибиною:

: <math>{P \over R} \sim {{M^{4/3} } \over {R^5 }}</math>

Відповідно, гравітаційні сили, які врівноважено тиском, дорівнюють:

: <math>{{\rho GM} \over {R^2 }} \sim {{M^2 } \over {R^5 }}</math>,

тобто, хоча перепад тиску й гравітаційні сили однаково залежать від радіуса (<math>\sim \frac{1}{R^5}</math>), але вони по різному залежать від маси&nbsp;— як <math>\sim M^{4/3}</math> і <math>\sim M^2</math> відповідно. Наслідком такого співвідношення є існування деякого значення радіусу, на якому вони врівноважуються. А оскільки гравітаційні сили залежать від маси сильніше, ніж перепад тиску, то ''зі збільшенням маси білого карлика його радіус зменшується'' (див. рис.&nbsp;8). Іншим наслідком є те, що коли маса перевищує деяку межу, то сили газового тиску вже не в змозі врівноважувати гравітацію й зоря [[Гравітаційний колапс|сколапсує]].

Таким чином, для білих карликів існує верхня межа маси. Вона має назву [[межа Чандрасекара|межі Чандрасекара]]. Цікаво, що для білих карликів, які спостерігаються в природі, існує й нижня межа: оскільки швидкість [[еволюція зір|еволюції зір]] пропорційна їх масі, то ми можемо спостерігати лише такі білі карлики, що є залишками зір, які встигли проеволюціонувати від початку зореутворення у [[Всесвіт]]і дотепер.

=== Особливості спектрів ===
[[Спектр]]и білих карликів дуже відрізняються від спектрів зір головної послідовності та гігантів. Головна їх особливість&nbsp;— невелика кількість дуже розширених ліній поглинання, а деякі білі карлики ([[спектральний клас]]&nbsp;DC) взагалі не містять помітних ліній поглинання. Мала кількість ліній поглинання в спектрах зір цього класу пояснюється дуже значним розширенням ліній: тільки найсильніші лінії поглинання мають достатню глибину, щоб розширюючись залишатися помітними. Слабкі лінії, через їх малу глибину, практично зникають на тлі неперервного спектру.

Особливості спектрів білих карликів пояснюються кількома факторами. По-перше, через високу густину білих карликів [[прискорення вільного падіння]] на їх поверхні становить ~10<sup>8</sup>&nbsp;см/с<sup>2</sup>, що, у свою чергу, призводить до малої товщини їх фотосфер, величезної густини й тиску в них і розширення ліній поглинання. Іншим наслідком потужного гравітаційного поля на поверхні є [[гравітація|гравітаційний]] [[червоний зсув]] ліній у їх спектрах, еквівалентний швидкості у кілька десятків&nbsp;км/с. По-друге, у деяких білих карликів, що мають потужні [[магнітне поле|магнітні поля]], спостерігається сильна [[Поляризація електромагнітної хвилі|поляризація]] випромінювання й розщеплення спектральних ліній внаслідок [[ефект Зеемана|ефекту Зеемана]].

== Класифікація білих карликів ==
Білі карлики поділяють на такі типи<ref name="АЕС-Бк"/>:
* DA — у спектрі є лінії водню та немає ліній гелію. До цього типу належить ~75% білих карликів, вони зустрічаються в усьому діапазоні температур;
* DB — лінії іонізованого гелію сильні, ліній водню немає. Гелію в 10 разів більше, температури — понад 12&nbsp;000°K;
* DC — неперервний спектр, немає ліній поглинання з інтенсивністю менш як 90% від інтенсивності неперервного спектру, температура — до 10&nbsp;000°K;
* DF — є лінії [[кальцій|кальцію]], немає ліній водню;
* DG — є лінії [[кальцій|кальцію]], [[залізо|заліза]], немає ліній водню;
* DO — лінії іонізованого гелію сильні, є лінії нейтрального гелію чи (або) водню. Це найгарячіші білі карлики, їх температури досягають 50&nbsp;000°K

== Астрономічні феномени з білими карликами ==
=== Рентгенівське випромінювання білих карликів ===

Температура поверхні молодих білих карликів&nbsp;— ізотермічних ядер зір одразу після скидання оболонок, дуже висока&nbsp;— понад 2×10<sup>5</sup>&nbsp;K, однак досить швидко падає завдяки нейтринному охолодженню та випромінюванню з поверхні. Такі дуже молоді білі карлики спостерігаються в [[рентгенівські промені|рентгенівському діапазоні]] (наприклад, спостереження білого карлика HZ&nbsp;43 супутником [[ROSAT]]).

Температура поверхні найгарячіших білих карликів&nbsp;— 7×10<sup>4</sup>&nbsp;K, найхолодніших&nbsp;— ~5×10<sup>3</sup>&nbsp;K.

Особливістю випромінювання білих карликів у рентгенівському діапазоні є те, що основним джерелом рентгенівського випромінювання в них є [[фотосфера]], що дуже відрізняє їх від «нормальних» зір: в останніх у рентгені випромінює [[корона]], розігріта до кількох мільйонів [[Кельвін]]ів, а температура фотосфери надто низька для утворення рентгенівського випромінювання<!--(див. рис. для них 9)-->.

За відсутності [[акреція (космос)|акреції]] джерелом світності білих карликів є запас теплової енергії в їх надрах, тому їх світність залежить від віку. Кількісну теорію охолодження білих карликів побудував наприкінці [[1940-ві|1940-х]]&nbsp;рр. [[Каплан Самуїл Аронович|С.&nbsp;А.&nbsp;Каплан]]{{Джерело?}}.

=== Акреція на білі карлики в подвійних системах ===
[[Файл: SN1572.Companion.jpg|thumb|320px|Рис.&nbsp;10. Ліворуч&nbsp;— зображення в рентгенівському діапазоні залишків наднової SN&nbsp;1572 типу Ia, що спостерігалася [[Тихо Браге]] [[1572]]&nbsp;р.. Праворуч&nbsp;— фотографія в оптичному діапазоні, на якій позначено колишнього білого карлика, який вибухнув, разом із його зорею-компаньоном]]
* Нестаціонарна [[акреція (космос)|акреція]] на білі карлики у разі, коли супутником є масивний червоний карлик, призводить до утворення [[карликова нова|карликових нових]] (зір типу U&nbsp;Gem (UG)) або [[новоподібні зорі|новоподібних змінних зір]].
* [[акреція (космос)|Акреція]] на білі карлики, що мають потужне [[магнітне поле]], спрямовується на ділянки магнітних полюсів білого карлика, і [[циклотронне випромінювання|циклотронний]] механізм випромінювання акреціюючої плазми в навколополярних областях викликає значну поляризацію випромінювання у видимій ділянці спектру ([[поляр]]и та [[проміжний поляр|проміжні поляри]]).
* Акреція на білі карлики багатої на гідроген речовини призводить до накопичення гідрогену на поверхні (яка складається переважно з [[гелій|гелію]]) і розігрівання до температур, коли розпочинаються реакції водневого циклу. У разі розвитку теплової нестійкості, це призводить до вибуху, що спостерігається як спалах [[нова зоря|нової зорі]].
* Досить тривала та інтенсивна акреція на масивний білий карлик може призвести до перевищення ним [[межа Чандрасекара|межі Чандрасекара]] й [[гравітаційний колапс|гравітаційного колапсу]], що спостерігається як спалах [[наднова|наднової]] типу Ia (див. рис.&nbsp;10).

== Подальша доля ==
Білий карлик є стабільним після того, як він сформувався, і продовжуватиме охолоджуватися майже нескінченно, щоб зрештою стати [[Чорний карлик|чорним карликом]]. Якщо припустити, що [[Всесвіт]] продовжує розширюватися, вважається, що через 10<sup>19</sup>–10<sup>20</sup> років [[Галактика|галактики]] випаруються, оскільки їхні [[Зоря|зорі]] втечуть у міжгалактичний простір<ref name="fate">{{Cite journal|last=Adams|first=Fred C.|last2=Laughlin|first2=Gregory|date=1997|title=A dying universe: The long-term fate and evolution of astrophysical objects|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=2|pages=337–372|arxiv=astro-ph/9701131|bibcode=1997RvMP...69..337A|doi=10.1103/RevModPhys.69.337}}</ref>{{Rp|§IIIA}}. Білі карлики, як правило, повинні пережити розсіювання галактик, хоча випадкові зіткнення між білими карликами можуть породити нову зорю, [[Ядерний синтез|що зливається]], або білого карлика масою понад [[Межа Чандрасекара|межу Чандрасекара]], який вибухне [[Наднові типу Ia|надновою типу Ia]]<ref name="fate" />{{Rp|§§IIIC, IV}}. Вважається, що подальша тривалість життя білих карликів приблизно дорівнює гіпотетичній тривалості життя [[протон]]а, яка, як відомо, становить принаймні 10<sup>34</sup>–10<sup>35</sup> років. Деякі [[Теорії великого об'єднання|теорії великого об’єднання]] передбачають [[Розпад протона|тривалість життя протона]] між 10<sup>30</sup> і 10<sup>36</sup> роками. Якщо ці теорії невірні, протон все ще може розпадатися в результаті складних ядерних реакцій або через [[Квантова гравітація|квантові гравітаційні]] процеси, що включають [[Віртуальна чорна діра|віртуальні чорні діри]]; у цих випадках тривалість життя становить не більше 10<sup>200</sup> років. Якщо протони все ж розпадуться, маса білого карлика зменшуватиметься дуже повільно з часом у міру розпаду його [[Ядро атома|ядер]], поки він не втратить достатньо маси, щоб стати невиродженою грудкою матерії, і, нарешті, повністю зникне<ref name="fate" />{{Rp|§IV}}.

Білий карлик також може бути поглинений або випаруваний зорею-супутником, у результаті чого білий карлик втратить таку масу, що стане [[Планемо|об’єктом планетарної маси]]. Отриманий об’єкт, що обертається навколо свого колишнього супутника, а тепер головної зорі, може бути [[Гелієва планета|гелієвою]] або [[Вуглецева планета|вуглецевою планетою]]<ref name="2007ApJ...669.1279S">{{Cite journal|last=Seager|first=S.|last2=Kuchner|first2=M.|last3=Hier-Majumder|first3=C.|last4=Militzer|first4=B.|date=19 липня 2007|title=Mass-Radius Relationships for Solid Exoplanets|journal=The Astrophysical Journal|publication-date=November 2007|volume=669|issue=2|pages=1279–1297|arxiv=0707.2895|bibcode=2007ApJ...669.1279S|doi=10.1086/521346}}</ref><ref name="TIME-2011-08-26">{{Cite magazine|last=Lemonick|first=Michael|date=26 серпня 2011|title=Scientists Discover a Diamond as Big as a Planet|url=http://www.time.com/time/health/article/0,8599,2090471,00.html|journal=[[Time (magazine)|Time Magazine]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20130824010717/http://www.time.com/time/health/article/0,8599,2090471,00.html|archive-date=24 серпня 2013|access-date=18 червня 2015|url-status=dead}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130824010717/http://www.time.com/time/health/article/0,8599,2090471,00.html |date=2013-08-24 }}</ref>.

== Диски і планети ==
[[Зоряна система|Зоряна]] і [[планетна система]] білого карлика успадкована від його зорі-пращура і може взаємодіяти з білим карликом різними способами. Є кілька ознак того, що білий карлик має залишкову планетну систему.

Найпоширенішим спостережуваним свідченням залишкової планетарної системи є забруднення спектру білого карлика [[Металічність|металічними]] лініями поглинання. 27–50% білих карликів показують спектр, забруднений металами<ref>{{Cite journal|last=Koester|first=D.|last2=Gänsicke|first2=B. T.|last3=Farihi|first3=J.|date=2014-06-01|title=The frequency of planetary debris around young white dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=566|pages=A34|arxiv=1404.2617|bibcode=2014A&A...566A..34K|doi=10.1051/0004-6361/201423691|issn=0004-6361}}</ref>, але ці важкі елементи осідають в атмосфері білих карликів, холоднішої за 20 000 K. Найбільш широко прийнята гіпотеза полягає в тому, що це забруднення походить від кам'янистих тіл, [[Припливні сили|які припливно зруйновані]]<ref>{{Cite journal|last=Jura|first=M.|date=2008-05-01|title=Pollution of Single White Dwarfs by Accretion of Many Small Asteroids|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2008-05_135_5/page/1785|journal=The Astronomical Journal|volume=135|issue=5|pages=1785–1792|arxiv=0802.4075|bibcode=2008AJ....135.1785J|doi=10.1088/0004-6256/135/5/1785|issn=0004-6256}}</ref><ref name=":2">{{Cite journal|last=Debes|first=John H.|last2=Thévenot|first2=Melina|last3=Kuchner|first3=Marc J.|last4=Burgasser|first4=Adam J.|last5=Schneider|first5=Adam C.|last6=Meisner|first6=Aaron M.|last7=Gagné|first7=Jonathan|last8=Faherty|first8=Jacqueline K.|author-link8=Jackie Faherty|last9=Rees|first9=Jon M.|date=2019-02-19|title=A 3 Gyr White Dwarf with Warm Dust Discovered via the Backyard Worlds: Planet 9 Citizen Science Project|journal=The Astrophysical Journal|volume=872|issue=2|page=L25|arxiv=1902.07073|bibcode=2019ApJ...872L..25D|doi=10.3847/2041-8213/ab0426|issn=2041-8213}}</ref>. Перше спостереження забрудненого металами білого карлика провів [[Адріан ван Маанен|ван Маанен]]<ref>{{Cite journal|last=van Maanen|first=A.|date=1917-12-01|title=Two Faint Stars with Large Proper Motion|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=29|issue=172|pages=258|bibcode=1917PASP...29..258V|doi=10.1086/122654|issn=0004-6280}}</ref> у 1917 році в [[Обсерваторія Маунт-Вілсон|обсерваторії Маунт-Вілсон,]] і зараз це визнано першим доказом існування [[Екзопланета|екзопланет]] в астрономії<ref name="Klein 61">{{Cite journal|last=Klein|first=Beth L.|last2=Doyle|first2=Alexandra E.|last3=Zuckerman|first3=B.|last4=Dufour|first4=P.|last5=Blouin|first5=Simon|last6=Melis|first6=Carl|last7=Weinberger|first7=Alycia J.|last8=Young|first8=Edward D.|date=2021-06-01|title=Discovery of Beryllium in White Dwarfs Polluted by Planetesimal Accretion|journal=The Astrophysical Journal|volume=914|issue=1|pages=61|arxiv=2102.01834|bibcode=2021ApJ...914...61K|doi=10.3847/1538-4357/abe40b|issn=0004-637X}}</ref>. В атмосфері білого карлика [[Зоря ван Маанена|ван Маанен 2]] видно залізо, кальцій і магній, але ван Маанен неправильно класифікував його як найслабшу [[Зорі спектрального класу F|зорю F-типу]] на основі [[Фраунгоферові лінії|H- і K-ліній]] кальцію<ref>{{Cite journal|last=Farihi|first=J.|date=2016-04-01|title=Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars|journal=New Astronomy Reviews|volume=71|pages=9–34|arxiv=1604.03092|bibcode=2016NewAR..71....9F|doi=10.1016/j.newar.2016.03.001|issn=1387-6473}}</ref>. В атмосфері білих карликів виявлено такі важкі елементи: [[Кальцій|Ca]], [[Магній|Mg]], [[Залізо|Fe]], [[Натрій|Na]], [[Кремній|Si]], [[Хром|Cr]], [[Вуглець|C]], [[Кисень|O]], [[Алюміній|Al]]?, [[Скандій|Sc]], [[Титан (хімічний елемент)|Ti]], [[Ванадій|V]], [[Манган|Mn]], [[Кобальт|Co]], [[Нікель|Ni]], [[Мідь|Cu]], [[Стронцій|Sr]], [[Сірка|S]], [[Фосфор|P]], [[Азот|N]], [[Літій|Li]], [[Калій|K]], [[Берилій|Be]]. Вважається, що азот у білих карликах походить із азотно-льодових [[Пояс Койпера|об’єктів позасонячних об’єктів пояса Койпера]], літій – із нарощеного матеріалу [[Кора (геологія)|кори]], а берилій – із [[Екзосупутник|екзомісяців]]<ref name="Klein 61" />.

Менш поширеним спостережуваним доказом є надлишок інфрачервоного випромінювання через плоский і оптично товстий диск уламків, який трапляється приблизно у 1–4% білих карликів<ref name=":2"/>. Перший білий карлик із надлишком випромінювання в ближньому [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]] навколо {{li|G 29-38|text=Giclas 29-38|Q=Q1627892}} виявили Цукерман і Беклін у 1987 році<ref>{{Cite journal|last=Zuckerman|first=B.|last2=Becklin|first2=E. E.|date=1987-11-01|title=Excess infrared radiation from a white dwarf—an orbiting brown dwarf?|journal=Nature|volume=330|issue=6144|pages=138–140|bibcode=1987Natur.330..138Z|doi=10.1038/330138a0|issn=0028-0836}}</ref>. Пізніше його підтверджено як уламковий диск<ref name=":3">{{Cite journal|last=Reach|first=William T.|last2=Kuchner|first2=Marc J.|last3=Von Hippel|first3=Ted|last4=Burrows|first4=Adam|last5=Mullally|first5=Fergal|last6=Kilic|first6=Mukremin|last7=Winget|first7=D. E.|date=2005|title=The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38|journal=The Astrophysical Journal|volume=635|issue=2|page=L161|arxiv=astro-ph/0511358|bibcode=2005ApJ...635L.161R|doi=10.1086/499561}}</ref>. Білі карлики, гарячіші за 27 000 K, [[Сублімація (фізика)|сублімують]] весь пил, що утворюється в результаті приливного руйнування скелястого тіла, запобігаючи утворенню диска уламків. У холодніших білих карликів скелясте тіло може бути припливно зруйноване поблизу [[Межа Роша|радіуса Роша]] та вийти на кругову орбіту за внаслідок [[Ефект Пойнтінга — Робертсона|опору Пойнтінга–Робертсона]], який сильніший для менш масивних білих карликів. Ефект Пойнтінга–Робертсона також призводитиме до того, що пил буде наближатися до білого карлика, поки врешті-решт він не сублімується, а диск зникне. Тривалість життя уламкового диска має становити кілька мільйонів років для білих карликів із температурою вище 10 000 K. У холодніших білі карликів диск може існувати кількадесят мільйонів років, цього часу достатньо, щоб припливно зруйнувати друге кам’яне тіло й утворити другий диск навколо білого карлика. Наприклад, два кільця навколо {{li|LSPM J0207+3331|Q=Q62399710}}<ref>{{Cite journal|last=Steckloff|first=Jordan K.|last2=Debes|first2=John|last3=Steele|first3=Amy|last4=Johnson|first4=Brandon|last5=Adams|first5=Elisabeth R.|last6=Jacobson|first6=Seth A.|last7=Springmann|first7=Alessondra|date=2021-06-01|title=How Sublimation Delays the Onset of Dusty Debris Disk Formation around White Dwarf Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=913|issue=2|pages=L31|arxiv=2104.14035|bibcode=2021ApJ...913L..31S|doi=10.3847/2041-8213/abfd39|issn=0004-637X|pmc=8740607|pmid=35003618}}</ref>.

Найменш поширеними спостережуваними доказами існування планетних систем є виявлені великі чи малі планети. Навколо білих карликів відомо лише кілька планет-гігантів і декілька малих планет<ref name=":4">{{Cite book
|title=Planetary Systems Around White Dwarfs
|last=Veras
|first=Dimitri
|date=2021-10-01
|bibcode=2021orel.bookE...1V
}}</ref>. Це зростаючий список із відкриттями близько 6 екзопланет, які очікуються за допомогою [[Gaia]]<ref>{{Cite journal|last=Sanderson|first=Hannah|last2=Bonsor|first2=Amy|last3=Mustill|first3=Alexander J|date=2022-06-01|title=The galactic population of white dwarfs|journal=Journal of Physics: Conference Series|volume=172|issue=1|page=012004|arxiv=0903.2159|bibcode=2009JPhCS.172a2004N|doi=10.1088/1742-6596/172/1/012004}}</ref> та 4 екзопланет за допомогою [[Джеймс Вебб (телескоп)|JWST]]<ref>{{Cite journal|last=Mullally|first=Susan Elizabeth|last2=Mullally|first2=Fergal|last3=Albert|first3=Loic|last4=Barclay|first4=Thomas|last5=Debes|first5=John Henry|last6=Kilic|first6=Mukremin|last7=Kuchner|first7=Marc Jason|last8=Quintana|first8=Elisa V.|last9=Reach|first9=William|year=2021|title=A Search for the Giant Planets that Drive White Dwarf Accretion|journal=JWST Proposal. Cycle 1|page=1911|bibcode=2021jwst.prop.1911M}}</ref>.

Інфрачервоні спектроскопічні спостереження центральної зорі [[Туманність Равлик|туманності Равлик]], зроблені [[Спітцер (космічний телескоп)|космічним телескопом Спітцер]], свідчать про наявність хмари пилу, яка може бути спричинена зіткненнями комет. Цілком можливо, що акреція цієї речовини може спричинити рентгенівське випромінювання центральної зорі<ref>{{Cite news|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6357765.stm|title=Comet clash kicks up dusty haze|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070216010400/http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6357765.stm|archivedate=16 February 2007|work=BBC News|date=13 лютого 2007|accessdate=20 вересня 2007}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Su|first=K. Y. L.|last2=Chu|first2=Y.-H.|last3=Rieke|first3=G. H.|last4=Huggins|first4=P. J.|last5=Gruendl|first5=R.|last6=Napiwotzki|first6=R.|last7=Rauch|first7=T.|last8=Latter|first8=W. B.|last9=Volk|first9=K.|date=2007|title=A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?|journal=The Astrophysical Journal|volume=657|issue=1|pages=L41|arxiv=astro-ph/0702296|bibcode=2007ApJ...657L..41S|doi=10.1086/513018}}</ref>. Подібним чином спостереження, проведені в 2004 році, показали наявність пилової хмари навколо молодого білого карлика [[G29-38]] (за оцінками, він утворилася зі свого попередника [[Асимптотична гілка гігантів|AGB]] близько 500&nbsp;мільйонів років тому), яка, можливо, утворилася припливним зривом [[Комета|комети]], що пролітала поблизу білого карлика<ref name=":3"/>. Деякі оцінки, засновані на вмісті металів в атмосферах білих карликів, вважають, що принаймні навколо 15% із них можуть обертатися планети чи [[астероїд]]и або принаймні їхні уламки<ref>{{Cite journal|last=Sion, Edward M.|last2=Holberg, J.B.|last3=Oswalt, Terry D.|last4=McCook, George P.|last5=Wasatonic, Richard|date=2009|title=The White Dwarfs Within 20&nbsp;Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2009-12_138_1848/page/n146|journal=The Astronomical Journal|volume=138|pages=1681–1689|arxiv=0910.1288|bibcode=2009AJ....138.1681S|doi=10.1088/0004-6256/138/6/1681}}</ref>. Інша запропонована ідея полягає в тому, що навколо білих карликів можуть обертатися оголені ядра [[Землеподібна планета|кам’янистих планет]], які пережили фазу червоного гіганта своєї зорі, але втратили свої зовнішні шари. Враховуючи, що залишки цих планет, ймовірно, складалися з [[Метали|металів]], щоб виявити їх, шукають ознаки їхньої взаємодії з [[Магнітне поле|магнітним полем]] білого карлика<ref>{{Cite journal|last=Li, Jianke|last2=Ferrario, Lilia|last3=Wickramasinghe, Dayal|year=1998|title=Planets around White Dwarfs|journal=Astrophysical Journal Letters|volume=503|page=L151|bibcode=1998ApJ...503L.151L|doi=10.1086/311546|id=p. L51|doi-access=free}}</ref>. Інші запропоновані ідеї про те, як білі карлики забруднюються пилом, включають руйнування астероїдів планетами<ref>{{Cite journal|last=Debes|first=John H.|last2=Walsh|first2=Kevin J.|last3=Stark|first3=Christopher|date=24 лютого 2012|title=The Link Between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal-Polluted White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=747|issue=2|pages=148|arxiv=1201.0756|bibcode=2012ApJ...747..148D|doi=10.1088/0004-637X/747/2/148|issn=0004-637X}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Veras|first=Dimitri|last2=Gänsicke|first2=Boris T.|date=2015-02-21|title=Detectable close-in planets around white dwarfs through late unpacking|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=447|issue=2|pages=1049–1058|arxiv=1411.6012|bibcode=2015MNRAS.447.1049V|doi=10.1093/mnras/stu2475|issn=0035-8711}}</ref><ref>{{Cite journal|last=Frewen|first=S. F. N.|last2=Hansen|first2=B. M. S.|date=2014-04-11|title=Eccentric planets and stellar evolution as a cause of polluted white dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=439|issue=3|pages=2442–2458|arxiv=1401.5470|bibcode=2014MNRAS.439.2442F|doi=10.1093/mnras/stu097|issn=0035-8711}}</ref> або зіткнення між планетами<ref>{{Cite journal|last=Bonsor|first=Amy|last2=Gänsicke|first2=Boris T.|last3=Veras|first3=Dimitri|last4=Villaver|first4=Eva|last5=Mustill|first5=Alexander J.|date=2018-05-21|title=Unstable low-mass planetary systems as drivers of white dwarf pollution|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=476|issue=3|pages=3939–3955|arxiv=1711.02940|bibcode=2018MNRAS.476.3939M|doi=10.1093/mnras/sty446|issn=0035-8711}}</ref>. Втеча [[Екзосупутник|екзомісяців]] від свої екзопланет також може спричинити забруднення білих карликів пилом. Або звільнення може спричинити розсіювання астероїдів у бік білого карлика, або екзомісяць може бути зруйнований на [[Межа Роша|радіусі Роша]] білого карлика<ref>{{Cite journal|last=Gänsicke|first=Boris T.|last2=Holman|first2=Matthew J.|last3=Veras|first3=Dimitri|last4=Payne|first4=Matthew J.|date=2016-03-21|title=Liberating exomoons in white dwarf planetary systems|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=457|issue=1|pages=217–231|arxiv=1603.09344|bibcode=2016MNRAS.457..217P|doi=10.1093/mnras/stv2966|issn=0035-8711}}</ref>. Механізм забруднення білих карликів у подвійних системах також досліджувався, оскільки ці системи, швидше за все, не мають великої планети, але ця ідея не може пояснити наявність пилу навколо окремих білих карликів<ref>{{Cite journal|last=Rebassa-Mansergas|first=Alberto|last2=Xu (许偲艺)|first2=Siyi|last3=Veras|first3=Dimitri|date=2018-01-21|title=The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|language=en|volume=473|issue=3|pages=2871–2880|arxiv=1708.05391|bibcode=2018MNRAS.473.2871V|doi=10.1093/mnras/stx2141|issn=0035-8711}}</ref>. У той час як старі білі карлики демонструють ознаки накопичення пилу, білих карликів віком більше ~1 мільярда років або >7000 K із пиловим надлишком інфрачервоного випромінювання не було виявлено<ref>{{Cite journal|last=Becklin|first=E. E.|last2=Zuckerman|first2=B.|last3=Farihi|first3=J.|date=10 лютого 2008|title=Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. I. Warm Dust at Metal-Rich Degenerates|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2008-02-10_674_1/page/n442|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=674|issue=1|pages=431–446|arxiv=0710.0907|bibcode=2008ApJ...674..431F|doi=10.1086/521715|issn=0004-637X}}</ref> до відкриття LSPM J0207+3331 у 2018 році, який має вік охолодження ~ 3 мільярди років. Білий карлик показує два пилові компоненти, які пояснюються двома кільцями з різними температурами<ref name=":2"/>.

Багатий на метали білий карлик {{li|WD 1145+017|Q=Q21198356}} став першим білим карликом, спостережуваним із малою планетою, що розпадається, яка проходить через зорю<ref>{{Cite web|title=Zombie Star Caught Feasting on Asteroids|url=http://news.nationalgeographic.com/2015/10/151021-zombie-dead-star-eats-asteroid-astronomy/|website=National Geographic News|accessdate=2015-10-22|first=Michael D.|last=Lemonick|date=2015-10-21|archiveurl=https://web.archive.org/web/20151024081958/http://news.nationalgeographic.com/2015/10/151021-zombie-dead-star-eats-asteroid-astronomy/|archivedate=24 October 2015|url-status=live}}</ref><ref name=":1">{{Cite journal|last=Vanderburg|first=Andrew|last2=Johnson|first2=John Asher|last3=Rappaport|first3=Saul|last4=Bieryla|first4=Allyson|last5=Irwin|first5=Jonathan|last6=Lewis|first6=John Arban|last7=Kipping|first7=David|last8=Brown|first8=Warren R.|last9=Dufour|first9=Patrick|date=2015-10-22|title=A disintegrating minor planet transiting a white dwarf|journal=Nature|language=en|volume=526|issue=7574|pages=546–549|arxiv=1510.06387|bibcode=2015Natur.526..546V|doi=10.1038/nature15527|pmid=26490620}}</ref>. Розпад планетезималі породжує хмару уламків, яка проходить перед зорею кожні 4,5&nbsp;годин, викликаючи 5-хвилинне згасання оптичної яскравості зорі<ref name=":1" />. Глибина проходження дуже мінлива<ref name=":1" />.

Гігантська планета {{li|WD J0914+1914|text=WD J0914+1914b|Q=Q97040220}} [[Фотовипаровування|випаровується]] у потужному ультрафіолетовому випромінюванні гарячого білого карлика. Частина випареного матеріалу накопичується в газовому диску навколо білого карлика. Слабка {{li|Н-альфа|text=лінія водню|Q=Q585943}}, а також інші лінії в спектрі білого карлика виявили наявність планети-гіганта<ref name="Gänsicke">{{Cite web|last=Gänsicke|first=Boris T.|last2=Schreiber|first2=Matthias R.|last3=Toloza|first3=Odette|last4=Gentile Fusillo|first4=Nicola P.|last5=Koester|first5=Detlev|last6=Manser|first6=Christopher J.|title=Accretion of a giant planet onto a white dwarf|url=https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1919/eso1919a.pdf|url-status=live|archiveurl=https://web.archive.org/web/20191204215002/https://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1919/eso1919a.pdf|archivedate=4 December 2019|accessdate=2019-12-11|website=ESO}}</ref>.

Білий карлик {{li|WD 0145+234|Q=Q85142538}} показує яскравість в середньому інфрачервоному діапазоні, що видно на даних [[WISE|NEOWISE]]. Пояснення не спостерігається раніше 2018 року. Це інтерпретується як [[Межа Роша|приливний зрив]] екзоастероїда, і така подія спостерігалася вперше<ref name=":5">{{Cite arXiv|title=An On-going Mid-infrared Outburst in the White Dwarf 0145+234: Catching in Action of Tidal Disruption of an Exoasteroid?}}</ref>.

{{li|WD 1856+534|Q=Q109362922}} — перша і єдина велика планета, що проходить навколо білого карлика (станом на 2022 рік).

== Придатність для життя ==
Припускається, що білі карлики з температурою поверхні менше 10 000 кельвінів можуть містити [[Зона, придатна для життя|зону, придатну для життя]], яка перебуває на відстані від 0,005 до 0,02&nbsp;[[Астрономічна одиниця|а.о.]] і може існувати понад 3&nbsp;мільярди років. Це настільки близько, що будь-які придатні для життя планети були б припливними силами переведені в стан [[Синхронне обертання|синхронного обертання]]. Робляться спроби пошуку періодичних зменшень яскравості білих карликів під час [[Проходження|транзитів]] планет, які могли мігрувати до білого карлика або утворитися біля нього. Оскільки білий карлик має розмір того ж порядку, що й планета, такі проходження мають призводити до сильних зменшень яскравості<ref>{{Cite journal|last=Agol|first=Eric|date=2011|title=Transit Surveys for Earths in the Habitable Zones of White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=635|issue=2|pages=L31|arxiv=1103.2791|bibcode=2011ApJ...731L..31A|doi=10.1088/2041-8205/731/2/L31}}</ref>. Сучасні дослідження ставлять сумнів можливість життя на планетах біля білих карликів, бо на таких близьких орбітах сильні [[Припливні сили|приливні сили]] можуть викликати [[парниковий ефект]] і зробити планети непридатними для життя<ref>{{Cite journal|last=Barnes|first=Rory|last2=Heller|first2=René|date=2011|title=Habitable Planets Around White and Brown Dwarfs: The Perils of a Cooling Primary|journal=Astrobiology|volume=13|issue=3|pages=279–291|arxiv=1211.6467|bibcode=2013AsBio..13..279B|doi=10.1089/ast.2012.0867|pmc=3612282|pmid=23537137}}</ref>. Іншою проблемою є походження цих планет. Залишаючи осторонь утворення [[Акреційний диск|акреційного диска]], що оточує білий карлик, існує два способи, як планета може опиниитися на близькій орбіті навколо зорі такого типу: бути поглинутою зорею на стадії червоного гіганта, по мігрувати далі вглиб зорі і дожити до її перетворення на білий карлик або ж мігрувати ближче до зорі вже після формування білого карлика. Перший випадок неправдоподібний для тіл з малою масою, оскільки вони навряд чи проіснують достатньо довго після поглинання зорею. У другому випадку планети мали б відчувати сильну приливну взаємодію з білим карликом і виділити таку велику частку орбітальної енергії у вигляді тепла, що вони, ймовірно, нагрілись би до занадто високих температур і залишились би непридатними для життя<ref>{{Cite journal|last=Nordhaus|first=J.|last2=Spiegel|first2=D.S.|date=2013|title=On the orbits of low-mass companions to white dwarfs and the fates of the known exoplanets|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=432|issue=1|pages=500–505|arxiv=1211.1013|bibcode=2013MNRAS.432..500N|doi=10.1093/mnras/stt569}}</ref>.

== Найближчі білі карлики ==
Білі карлики в межах 25 світлових років<ref>{{Cite journal|last=Giammichele, N.|last2=Bergeron, P.|last3=Dufour, P.|date=April 2012|title=Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs|journal=The Astrophysical Journal Supplement|volume=199|issue=2|pages=35|arxiv=1202.5581|bibcode=2012ApJS..199...29G|doi=10.1088/0067-0049/199/2/29|id=29}}</ref>:
{| class="wikitable" style="text-align: center;"
! class="unsortable" |Ідентифікатор
!Номер WD
!Відстань ([[Світловий рік|св. р.]])
!Тип
![[Абсолютна зоряна величина|Абс. зор. величина]]
!Маса
(M<sub>☉</sub>)
!Світність
(L<sub>☉</sub>)
!Вік ([[Мільярд років|млрд. р.]])
!Об'єкти в системі
|-
| style="text-align: left;" |[[Сіріус]] Б
|0642–166
|8.66
|DA
|11.18
|0,98
|0,0295
|0,10
|2
|-
| style="text-align: left;" |[[Проціон]] Б
|0736+053
|11.46
|DQZ
|13.20
|0,63
|0,00049
|1.37
|2
|-
| style="text-align: left;" |[[Зоря ван Маанена|Ван Маанен 2]]
|0046+051
|14.07
|ДЗ
|14.09
|0,68
|0,00017
|3.30
|1
|-
| style="text-align: left;" |{{li|LP 145-141|Q=Q956691}}
|1142–645
|15.12
|DQ
|12.77
|0,61
|0,00054
|1.29
|1
|-
| style="text-align: left;" |[[Омікрон2 Ерідана|40 Ерідані]] Б
|0413-077
|16.39
|DA
|11.27
|0,59
|0,0141
|0,12
|3
|-
| style="text-align: left;" |[[Штайн 2051]] Б
|0426+588
|17,99
|DC
|13.43
|0,69
|0,00030
|2.02
|2
|-
| style="text-align: left;" |{{li|G 240-72|Q=Q5174476}}
|1748+708
|20.26
|DQ
|15.23
|0,81
|0,000085
|5.69
|1
|-
| style="text-align: left;" |[[Глізе 223.2]]
|0552–041
|21.01
|ДЗ
|15.29
|0,82
|0,000062
|7,89
|1
|-
| style="text-align: left;" |[[Глізе 3991|Gliese 3991]] B <ref>{{Cite journal|last=Delfosse|first=Xavier|last2=Forveille|first2=Thierry|last3=Beuzit|first3=Jean-Luc|last4=Udry|first4=Stéphane|last5=Mayor|first5=Michel|last6=Perrier|first6=Christian|displayauthors=1|date=April 1999|title=New neighbours. I. 13 new companions to nearby M dwarfs|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=344|pages=897–910|arxiv=astro-ph/9812008|bibcode=1999A&A...344..897D}}</ref>
|1708+437
|24.23
|D? ?
|>15
|0,5
|<0,000086
|>6
|2
|}

== Див. також ==

* [[Ідеальний газ]]
* [[Ідеальний газ#Термодинаміка Фермі-газу|Вироджений газ]]
* [[Зорі|Зоря]]
* [[Нуклеосинтез]]
* [[Планетарна туманність]]
* [[Наднова]]
* [[Сіріус]]

== Примітки ==
{{reflist}}

== Література ==
* Deborah Jean Warner. ''Alvan Clark and Sons: Artists in Optics'', Smithsonian Press, 1968 {{ref-en}}
* Шкловский, И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал. — Том 33, №3, 1956. — С. 315–329. {{ref-ru}}
* [http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1159166&uri=index.html Я.&nbsp;Б.&nbsp;Зельдович, С.&nbsp;И.&nbsp;Блинников, Н.&nbsp;И.&nbsp;Шакура. ''Физические основы строения и эволюции звезд'', М., 1981] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060218163857/http://nature.web.ru/db/msg.html?mid=1159166&uri=index.html |date=18 лютого 2006 }} {{ref-ru}}
* [https://web.archive.org/web/20051210205202/http://shklovsky-ocr.narod.ru/online/shklovsky.htm Шкловский&nbsp;И.&nbsp;С. ''Звёзды: их рождение, жизнь и смерть'', М.: Наука, 1984] {{ref-ru}}
* [https://web.archive.org/web/20030712223711/http://nauka.by.ru/astro/index.html Киппенхан&nbsp;Р. ''100&nbsp;миллиардов солнц. Рождение, жизнь и смерть звёзд'', М.: Мир, 1990] {{ref-ru}}
* [http://www.astronet.ru/db/FK86/''Физика космоса. Маленькая энциклопедия'', М.: Советская Энциклопедия, 1986] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20220401053637/http://www.astronet.ru/db/FK86/ |date=1 квітня 2022 }} {{ref-ru}}

== Посилання ==
* [http://www.adlerplanetarium.org/history/instruments/dearborn.shtml Adler Planetarium Astronomy Museum: The Dearborn Telescope] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20060517153009/http://www.adlerplanetarium.org/history/instruments/dearborn.shtml |date=17 травня 2006 }}

{{Зорі}}
{{Білий карлик}}
{{Бібліоінформація}}

[[Категорія:Класи зір]]