白色矮星 – 日本語百科事典辞書

White_dwarf

その他の使用法については、白色矮星を参照してください「縮退した矮星」は縮退した星と混同しないでください白色矮星とも呼ばれる、縮重ドワーフは、ある恒星コア残りの大部分が構成される電子フェルミ縮退。白色矮星は非常に密度が高く、その質量は太陽の質量に匹敵し、体積は地球のそれに匹敵します。白色矮星のかすかな光度は、蓄積された熱エネルギーの放出に由来します。白色矮星では核融合は起こりません。最も近い既知の白色矮星はシリウスBで、8.6光年で、シリウス連星の小さい成分です。。現在、太陽に最も近い100個の星系の中に8個の白色矮星があると考えられています。白色矮星の異常なかすれは、1910年に最初に認識されました。： 1 白色矮星という名前は、1922年にウィレム・ルイテンによって造られました。
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影したシリウスAとシリウスBの
画像
。白色矮星であるシリウスBは、はるかに明るいシリウスAの左下にあるかすかな光の点として見ることができます。
白色矮星は、質量が中性子星やブラックホールになるほど高くない星の最終的な進化状態であると考えられています。これには、天の川の他の星の97％以上が含まれます。： §1後、水素-融合の期間主系列星低または中の質量端部は、そのようなスターに拡大する赤色巨人それが融合その間ヘリウムに炭素と酸素によってそのコアにトリプルアルファプロセス。赤色巨星の質量が炭素の融合に必要なコア温度（約10億K）を生成するのに不十分な場合、炭素と酸素の不活性な質量がその中心に蓄積します。そのような星がその外層を脱ぎ捨てて惑星状星雲を形成した後、それは残りの白色矮星であるコアを残します。通常、白色矮星は炭素と酸素で構成されています（CO白色矮星）。前駆体の質量が8と10.5との間にある場合には太陽質量（M ☉）、コア温度がヒューズ炭素に十分ではなく、ネオン、その場合に酸素neon-マグネシウム（ONeMg又は一つ）白色矮星は形成していてもよいです。質量が非常に小さい星はヘリウムを融合できないため、連星系での質量損失によってヘリウム白色矮星が形成される可能性が
白色矮星の物質は核融合反応を起こさなくなったので、星にはエネルギー源がありません。その結果、重力崩壊との核融合によって発生する熱では支えられず、電子縮退圧力でしか支えられず、非常に密度が高くなります。縮重の物理学は、非回転ドワーフ白、の最大量をもたらすチャンドラセカール限界が-approximately 1.44倍M ☉それが電子縮退圧によってサポートすることができない-BEYOND。典型的にはコンパニオン星からの質量移動によって、この質量の限界に近づくと爆発する可能性炭素-酸素白色矮星Ia型超新星として知られるプロセスを介して炭素爆発。 SN1006は有名な例であると考えられています。
白色矮星は、形成されると非常に高温になりますが、エネルギー源がないため、エネルギーを放射するにつれて徐々に冷却されます。これは、最初は色温度が高い放射が時間とともに減少し、赤くなることを意味します。非常に長い時間の間に、白色矮星は冷えて、その材料はコアから始めて結晶化し始めます。星の温度が低いということは、それがもはや大きな熱や光を放出しないことを意味し、それは冷たい黒色矮星になります。白色矮星がこの状態に達するまでにかかる時間は、既知の宇宙の現在の年齢（約138億年）よりも長いと計算されているため、黒色矮星はまだ存在しないと考えられています。。最古の白色矮星は、まだ数千ケルビンの温度で放射しています。

コンテンツ
1 発見
2 構成と構造
2.1 質量と半径の関係と質量制限 2.2 輻射と冷却 2.3 雰囲気とスペクトル
2.3.1 金属が豊富な白色矮星
2.4 磁場
2.4.1 化学結合
3 変動性
4 形成
4.1 質量が非常に小さい星 4.2 質量が低から中程度の星 4.3 中質量から高質量の星 4.4 タイプIax超新星
5 運命
6 塵円盤と惑星
7 居住性
8 連星と新星
8.1 Ia型超新星 8.2 ポストコモンエンベロープバイナリ 8.3 激変星 8.4 その他の超新星以前のバイナリ
9 最寄り
10 も参照してください
11 参考文献
12 外部リンクと参考資料

発見
参照：
白色矮星のリスト
発見された最初の白色矮星は、比較的明るい主シーケンス星40エリダヌス座Aを含み、白色矮星40エリダヌス座Bと主シーケンス赤矮星40のより近いバイナリシステムによって離れて周回している40エリダヌス座の三重星系にありました。エリダニC。ペア40エリダヌス座B / Cは、1783年1月31日にウィリアムハーシェルによって発見されました。 1910年、ヘンリーノリスラッセル、エドワードチャールズピッカリング、ウィリアミーナフレミングは、薄暗い星であるにもかかわらず、40エリダヌス座Bがスペクトル型 Aであることを発見しました。、または白。 1939年、ラッセルは発見を振り返りました：： 1
私は友人で寛大な恩人であるエドワード・C・ピッカリング教授を訪ねていました。特徴的な優しさで、彼は、ヒンクスと私がケンブリッジで行った年周視差の観測で観測された、比較星を含むすべての星のスペクトルを観測することを志願しました。この一見日常的な作業は非常に実り多いものでした。絶対等級が非常に弱いすべての星がスペクトルクラスMであることが発見されました。このテーマについての会話で（私が覚えているように）、私はピッカリングに他の特定のかすかな星について尋ねました。、私のリストにはありませんが、特に40エリダヌス座Bに言及しています。特徴的に、彼は天文台のオフィスにメモを送り、やがてこの星のスペクトルはAであるという答えが来ました（フレミング夫人からだと思います）。これらの古生代の時代でさえ、表面の明るさと密度の「可能な」値と呼ばれるものの間に極端な矛盾があったことにすぐに気づきました。星の特徴の非常にきれいなルールのように見えたものを除いて、私は困惑しただけでなく、頭がおかしくなったことを示したに違いありません。しかし、ピッカリングは私に微笑んで、「私たちの知識の進歩につながるのはこれらの例外だけです」と言ったので、白色矮星は研究の領域に入りました！
40エリダヌス座Bのスペクトル型は、1914年にウォルターアダムスによって公式に記述されました。
次に、シリウスの白色矮星の仲間であるシリウス Bが発見されました。19世紀の間に、いくつかの星の位置測定は、それらの位置の小さな変化を測定するのに十分正確になりました。フリードリヒ・ベッセルは、位置測定を使用して、星シリウス（αおおいぬ座）とプロキオン（αこいぬ座）が定期的に位置を変えていることを確認しました。1844年に彼は両方の星に目に見えない仲間がいると予測しました：
シリウスとプロキオンを二重星と見なすとしたら、それらの動きの変化は私たちを驚かせません。私たちは必要に応じてそれらを認めるべきであり、観察によってそれらの量を調査するだけでよいのです。しかし、光は質量の本当の特性ではありません。無数の目に見える星の存在は、無数の目に見えない星の存在に対して何も証明することはできません。
ベッセルは、シリウスの伴侶の期間をおよそ半世紀と概算しました。 CAFピーターズは1851年にその軌道を計算しました。アルヴァングラハムクラークがシリウスの近くで以前は見えなかった星を観測したのは1862年1月31日でした。 Walter Adamsは、1915年に、シリウスBのスペクトルがシリウスのスペクトルと類似していることを発見したと発表しました。
1917年、アドリアン・ヴァン・マーネンは、孤立した白色矮星であるヴァン・マーネンの星を発見しました。最初に発見されたこれらの3つの白色矮星は、いわゆる古典的な白色矮星です。： 2 最終的に、固有運動の高いかすかな白い星が多数発見されました。これは、それらが地球に近い低光度の星であり、したがって白色矮星であると疑われる可能性があることを示しています。ウィレム・ルイテンは、1922年にこのクラスの星を調べたときに、白色矮星という用語を最初に使用したようです。この用語は、後にアーサー・スタンリー・エディントンによって広められました。これらの疑惑にもかかわらず、最初の非古典的な白色矮星は、1930年代まで明確に特定されませんでした。1939年までに18個の白色矮星が発見されました。： 3 ルイテンらは、1940年代も白色矮星を探し続けました。1950年までに100以上が知られ、1999年までに2，000以上が知られました。それ以来、スローンデジタルスカイサーベイは9，000を超える白色矮星を発見しましたが、ほとんどが新しいものです。

構成と構造

ヘルツシュプルング・ラッセル図
スペクトル型
OK L 褐色矮星
白色矮星
赤色矮星
準矮星
主系列星（「ドワーフ」）
準巨星
ジャイアンツ輝巨星超巨星
極超巨星
絶対magni- tude （M V）
白色矮星が0.17と低いと推定質量と知られている M ☉ 及び1.33という高い M ☉、の質量分布が強く0.6でピークに達している M ☉、及び0.5と0.7との間の大部分の位置 M ☉。観測された白色矮星の推定半径は、通常、太陽の半径の0.8〜2％です。これは、地球の半径である太陽半径の約0.9％に相当します。白色矮星は、太陽に匹敵する質量を、通常は太陽の100万分の1の体積に詰め込みます。したがって、白色矮星の平均物質密度は、非常に大まかに言って、太陽の平均密度の1，000，000倍、つまり約10 6 g / cm 3、つまり1立方センチメートルあたり1 トンでなければなりません。一般的な白色矮星は10間の密度を有する4〜10 7 グラム/ cmで3。白色矮星は、既知の最も密度の高い物質の1つで構成されており、中性子星、クォーク星（仮想的に）、ブラックホールなどの他のコンパクト星だけがこれを上回っています。
白色矮星は発見後すぐに非常に密集していることがわかりました。星が入っている場合、バイナリシステム、などのシリウスB又は40エリダニBの場合では、バイナリ軌道の観察から、その質量を推定することができます。これは、1910年シリウスBのために行った 0.94質量推定得 M ☉ 1.00のより近代的な推定値とよく比較し、 Mを☉。高温の物体は低温の物体よりも多くのエネルギーを放射するため、星の表面輝度は、その有効表面温度とそのスペクトルから推定できます。星の距離がわかっている場合は、その絶対光度も推定できます。絶対光度と距離から、星の表面積と半径を計算することができます。この種の推論は、当時の天文学者にとって、比較的高温で絶対光度が比較的低いため、シリウスBと40エリダヌス座Bは非常に高密度でなければならないという認識につながりました。エルンスト・エピックが1916年に多数の視覚連星の密度を推定したとき、彼は40個のエリダヌス座Bが太陽の25，000倍を超える密度を持っていることを発見しました。これは、彼が「不可能」と呼んだほどの高さでした。としてASエディントンは1927年に、後でそれを置く：： 50
私たちは、星の光が私たちにもたらすメッセージを受け取り、解釈することによって、星について学びます。デコードされたときのシリウスの仲間のメッセージは、「私はあなたが今まで出会ったものよりも3，000倍密度の高い素材で構成されています。私の素材のトンは、マッチ箱に入れることができる小さなナゲットになります。」そのようなメッセージに対してどのような返答をすることができますか？私たちのほとんどが1914年に行った返答は、「黙れ。ナンセンスな話をしないでください」でした。
エディントンが1924年に指摘したように、この次数の密度は、一般相対性理論によれば、シリウスBからの光は重力赤方偏移されるべきであることを意味していました。これは、アダムスが1925年にこの赤方偏移を測定したときに確認されました。
材料
密度（kg / m 3）
ノート
超大質量ブラックホール
NS。1，000
約 108個の太陽質量のブラックホールの臨界密度。
水（新鮮） 1，000 で、STP
オスミウム 22，610 室温に近い
太陽の核
NS。150，000
白色矮星
1× 109
原子核
2.3×10 17
核のサイズに強く依存しない
中性子星コア
8.4×10 16 – 1×10 18
小さなブラックホール
2× 1030
地球質量ブラックホールの臨界密度。
白色矮星の物質は化学結合によって結合された原子で構成されておらず、結合していない原子核と電子のプラズマで構成されているため、このような密度が可能です。したがって、通常の物質によって制限される電子軌道によって通常許可されるよりも近くに原子核を配置することに障害はありません。エディントンは、このプラズマが冷却され、原子をイオン化しておくためのエネルギーがもはや十分でなくなったときに何が起こるのか疑問に思いました。このパラドックスは、1926年にRH Fowlerによって、新しく考案された量子力学の適用によって解決されました。電子はパウリの排他原理に従うため、2つの電子が同じ状態を占めることはできず、パウリの排他原理を満たす粒子の統計的分布を決定するために1926年に導入されたフェルミ-ディラック統計に従う必要がしたがって、ゼロ温度では、電子がすべて最低エネルギーまたは基底状態を占めることはできません。それらのいくつかは、より高いエネルギー状態を占める必要があり、利用可能な最も低いエネルギー状態のバンド、フェルミ海を形成します。縮退と呼ばれるこの電子の状態は、白色矮星がゼロ温度まで冷却され、それでも高エネルギーを保持できることを意味しました。
白色矮星を圧縮すると、特定のボリューム内の電子の数が増加します。パウリの排他原理を適用すると、これにより電子の運動エネルギーが増加し、それによって圧力が増加します。この電子縮退圧力は、重力崩壊に対する白色矮星をサポートします。圧力は密度のみに依存し、温度には依存しません。縮退した物質は比較的圧縮性がこれは、高質量の白色矮星の密度が低質量の白色矮星の密度よりもはるかに大きく、質量が増加するにつれて白色矮星の半径が減少することを意味します。
白色矮星が中性子星に崩壊せずに超えることのできない限界質量の存在は、電子縮退圧力によってサポートされていることの別の結果です。このような限界質量は、1929年にヴィルヘルムアンダーソンによって、1930年にエドマンドC.ストーナーによって理想化された一定密度の星の場合について計算されました。この値は、密度プロファイルの静水圧平衡を考慮することによって修正され、現在知られている限界の値は、1931年にSubrahmanyanChandrasekharによって彼の論文「TheMaximumMass ofIdealWhiteDwarfs」で最初に公開されました。非回転白色矮星の場合、それはほぼに等しい5.7 M ☉ / μ E 2、μ eは星の電子あたりの平均分子量です。：。EQN（63）主に白色矮星を炭素-酸素を構成する両方の有する炭素12および酸素16のように原子番号半分それらに等しい原子量は、一方が取るべきμ eは、このような星のために2に等しいです、 1.4の一般的引用値につながる M ☉。（近くには20世紀の初めには、その星は重元素で主に構成されていたと信じるに足る理由があった： 955はそう、彼の1931年の論文で、チャンドラセカールは、電子あたりの平均分子量を設定し、μ E、2.5に等しいです、0.91の限界与え M ☉を。）と共にウィリアム・ファウラー、チャンドラセカールは、受信されたノーベル賞1983年にこれと他の作業のための限定的質量は今呼ばれるチャンドラセカール限界。
白色矮星がチャンドラセカール限界を超え、核反応が起こらなかった場合、電子によって加えられた圧力は重力のバランスをとることができなくなり、中性子星と呼ばれるより密度の高い物体に崩壊します。隣接する星から質量を降着させる炭素-酸素白色矮星は、暴走する核融合反応を起こし、それがIa型超新星爆発を引き起こし、白色矮星が限界質量に達する前に破壊される可能性が
新しい研究によると、少なくとも特定の種類の銀河では、多くの白色矮星が降着によってその限界に近づかない可能性が超新星になる白色矮星の少なくともいくつかは、互いに衝突することによって必要な質量に達すると仮定されています。楕円銀河では、そのような衝突が超新星の主な原因である可能性がこの仮説は、それらの銀河によって生成されるX線が、周囲の伴星から白色矮星に降着するときに、その銀河のIa型超新星によって生成されると予想されるものよりも30〜50倍少ないという事実に基づいています。そのような銀河の超新星の5パーセント以下が白色矮星への降着の過程によって作られることができたと結論づけられました。この発見の重要性は、2種類の超新星が存在する可能性があることです。つまり、衝突する2つの白色矮星の質量の範囲を考えると、白色矮星がいつ超新星になるかを決定する際にチャンドラセカール限界が常に適用されるとは限りません。これは、距離を決定する際の標準光源として爆発する白色矮星を使用する努力を混乱させるでしょう。
白色矮星は光度が低いため、ヘルツシュプルング・ラッセル図の下部にある帯を占めています。これは、星の光度と色または温度のグラフです。それらは、主系列の低質量端にある低光度の天体、たとえば水素核融合赤色矮星と混同されるべきではありません。そのコアは部分的に熱圧によって支えられていますまたはさらに低温の褐色矮星。

質量と半径の関係と質量制限
白色矮星の質量と半径の関係は、エネルギー最小化の議論を使用して導き出すことができます。白色矮星のエネルギーは、重力ポテンシャルエネルギーと運動エネルギーの合計と見なすことで概算できます。白色矮星の単位質量ピースの重力ポテンシャルエネルギーE gは、のオーダーであろう- G M / R、Gは、であり、重力定数、Mは、白色矮星の質量であり、そしてRは半径です。 E≈ − NS。
{E_ {g} append { frac {-GM} {R}}。}
${ E_{g}approx {frac {-GM}{R}}.}$
単位質量の運動エネルギーは、Eのkは、それは約あろうように、主に、電子の運動から来るNの P 2 /2 M、pは平均電子運動量であり、mは電子の質量であり、Nはあります単位質量あたりの電子数。電子があるので縮退、我々は予測することができるpは運動量の不確実性の程度であることを、Δ Pによって与えられ、不確定性原理と言い、Δ P Δ xは程度である減少プランク定数、ħ。Δは、X約される、電子間の平均距離のオーダーであろうN -1/3、すなわち、数密度の立方根の逆数、nは、単位体積当たりの電子の。あるのでN・M個の白色矮星、中の電子Mは星の質量であり、その体積は程度であるR 3、NのオーダーであろうN M / R 3。
単位質量あたりの運動エネルギー、について解くとEのK、我々はそれを見つけますE k
≈ （（ Δ
NS）。 2 2 ≈ℏ2 2 / 3
2 ≈ 2/ 3 5 / 3 ℏ 2
22 {E_ {k} approx { frac {N（ Delta p）^ {2}} {2m}} upperx { frac {N hbar ^ {2} n ^ {2/3}} { 2m}} upperx { frac {M ^ {2/3} N ^ {5/3} hbar ^ {2}} {2mR ^ {2}}}。}

その総エネルギー、ときに白色矮星は、平衡状態になりE G + E kが、最小化されます。この時点で、運動エネルギーと重力位置エネルギーは同等であるはずなので、それらの大きさを等しくすることによって、大まかな質量と半径の関係を導き出すことができます。 | E |
≈ NS=E k 2 / 3 5 / 3 ℏ 2 22 {| E_ {g} | approx { frac {GM} {R}} = E_ {k} approx { frac {M ^ {2/3} N ^ {5/3} hbar ^ { 2}} {2mR ^ {2}}}。}

これを半径Rについて解くと、が得られます。 ≈ 5/ 3
ℏ2 21 / 3 {R approx { frac {N ^ {5/3} hbar ^ {2}} {2mGM ^ {1/3}}}。}

白色矮星の組成のみに依存するNを落とすと、普遍的な定数により、質量と半径の関係が残ります。〜 − / 3 {R sim M ^ {-1/3}}

つまり、白色矮星の半径は、その質量の立方根に反比例します。
この分析は、非相対論的式使用しているため、P 2 /2 m個の運動エネルギーを、非相対論的です。我々は白色矮星で電子速度が近くにある状況を分析したい場合は光の速度、Cを、我々は交換する必要があり、P 2 /2 mで極端な相対論的近似によってp個の C運動エネルギー。この置換により、E k e
l 私 v I I ≈ 1/ 3 4 / 3 。
{E_ {k { rm {relativistic}}} approx { frac {M ^ {1/3} N ^ {4/3} hbar c} {R}}。}

我々はの大きさにこれを同一視する場合はE 、G、我々はそれを見つけるRが脱落し、質量、Mは、ことを余儀なくされている l
I I ≈ 2（（ ℏ ）。3 / 2= 2 3 {M _ { rm {limit}} upperx N ^ {2} left（{ frac { hbar c} {G}} right）^ {3/2} = N ^ {2} m_ { text {P}} ^ {3}、}

どこ {m _ { text {P}}}

プランク質量を示します。

モデル白色矮星の半径と質量の関係。
Mの上限はMと表記されて Chのこの結果を解釈するには、白色矮星に質量を追加すると、その半径が減少するため、不確定性原理により、その電子の運動量、したがって速度が増加することに注意してこの速度がcに近づくと、極端な相対論的分析がより正確になります。つまり、白色矮星の質量 MはM限界の限界質量に近づく必要がそのため、白色矮星は、限定質量よりも重くなることはできませんMの限界、または1.4 M ☉。
白色矮星の質量と半径の関係と限界質量をより正確に計算するには、白色矮星の密度と圧力の関係を表す状態方程式を計算する必要が密度と圧力の両方が星の中心からの半径の関数に等しく設定されている場合、静水圧方程式と状態方程式からなる連立方程式を解いて、平衡状態にある白色矮星の構造を見つけることができます。。非相対論的ケースでも、半径は質量の立方根に反比例することがわかります。： eqn。（80）相対論的補正は結果を変更し、質量の有限値で半径がゼロになるようにします。これは、チャンドラセカール限界と呼ばれる質量の限界値であり、白色矮星は電子縮退圧力によってサポートできなくなります。右のグラフは、そのような計算の結果を示しています。白色矮星の非相対論的（青い曲線）モデルと相対論的（緑の曲線）モデルの半径が質量とともにどのように変化するかを示しています。どちらのモデルも、白色矮星を静水圧平衡にある冷たいフェルミガスとして扱います。電子あたりの平均分子量、μ eは、設定された2半径に等しい標準太陽質量に標準太陽半径と質量が測定されます。
これらの計算はすべて、白色矮星が回転していないことを前提としています。白色矮星が回転している場合、静水圧平衡の方程式を修正して、回転フレームでの作業から生じる遠心力を考慮に入れる必要が均一に回転する白色矮星の場合、限界質量はわずかに増加するだけです。星が不均一に回転することを許され、粘性が無視される場合、1947年にフレッドホイルによって指摘されたように、モデルの白色矮星が静止している可能性のある質量に制限はありません。平衡。これらのモデル星のすべてが動的に安定するわけではありません。

輻射と冷却
白い矮星の大部分を構成する縮退物質は、不透明度が非常に低くなります。これは、光子を吸収するには、電子がより高い空の状態に遷移する必要があるためです。これは、光子のエネルギーがそうではない可能性があるため、不可能な場合がその電子が利用できる可能性のある量子状態と一致するため、白い矮星内の放射熱伝達は低くなります。ただし、熱伝導率は高くなります。その結果、白色矮星の内部はほぼ均一な温度を維持する10 7 K.アン約10から非縮退物質が冷却の外殻7 〜10 K 4 としてこの物質放射する略K.黒体。白色矮星は、通常の物質の希薄な外気が形成時に約10 7 Kで放射し始め、そのより大きな内部質量は10 7 Kであるが、通常の物質の殻を通して放射できないため、長い間見え続けます。
白色矮星から放出される可視光線は、O型主系列星の青白からM型赤矮星の赤まで、幅広い色の範囲で変化します。白色矮星の有効表面温度は、150，000 K から4，000K未満にまで及びます。シュテファン・ボルツマンの法則によれば、光度は表面温度の上昇とともに増加します。この表面温度範囲対応100倍以上、Sunのから下への光度を1 /万日ののこと。表面温度が30，000Kを超える白色矮星は、軟X線（つまり、低エネルギー）X線の発生源であることが観察されています。これにより、それらの大気の組成と構造を軟X線と極紫外線観測によって研究することができます。
白色矮星はまた、ウルカ過程を通じてニュートリノを放射します。

白色矮星のIKペガスス座B星（中央）、そのAクラスの仲間であるIK星座A（左）と太陽（右）の比較
。この白色矮星の表面温度は35，500Kです。
1952年にレオンメステルによって説明されたように、白色矮星がコンパニオンスターまたは他の源から物質を降着させない限り、その放射は補充されないその蓄えられた熱から来ます。： §2.1 白色矮星は、この熱を放射する表面積が非常に小さいため、徐々に冷えて、長時間熱いままです。白色矮星が冷えると、その表面温度が下がり、それが放出する放射が赤くなり、その光度が低下します。白色矮星には放射以外のエネルギーシンクがないため、時間の経過とともに冷却が遅くなります。冷却の速度は、のために推定されている炭素0.59の白色矮星M ☉で水素雰囲気。最初に約15億年かけて表面温度7，140Kに冷却した後、さらに約500ケルビンを6，590 Kに冷却するには、約3億年かかりますが、次の2つのステップである約500ケルビン（6，030Kおよび5，550K）が最初にかかります。 4。4、そして11億年。：表2
観測された白色矮星のほとんどは、表面温度が8，000 K〜40，000 Kと比較的高いです。ただし、白色矮星は、高温よりも低温で寿命が長くなるため、より多くの温度が存在すると予想されます。熱い白色矮星よりも涼しい白色矮星。より高温でより明るい白色矮星が観察しやすいという選択効果を調整すると、調べた温度範囲を小さくすると、より多くの白色矮星が見つかることがわかります。この傾向は、非常に涼しい白色矮星に到達すると止まります。表面温度が4，000K未満の白色矮星はほとんど観測されておらず、これまでに観測された中で最も涼しいWD 0346 +246の表面温度は約3，900Kです。この理由は宇宙の年齢によるものです。有限です。白色矮星がこの温度以下に冷えるのに十分な時間はありませんでした。したがって、白色矮星の光度関数を使用して、ある領域で星が形成され始めた時刻を見つけることができます。このようにして見つかった銀河円盤の推定年齢は80億年です。白色矮星は、最終的には何兆年もの間、冷却され、周囲および宇宙背景放射とほぼ熱平衡にある非放射性の黒色矮星になります。黒色矮星はまだ存在しないと考えられています。

ESAのガイア計画で見られる白色矮星の冷却シーケンス
白色矮星の物質は最初はプラズマ（原子核と電子で構成される流体）ですが、1960年代には、冷却の後期に中心から結晶化することが理論的に予測されていました。結晶構造は、体心立方格子であると考えられています。 1995年にそれがあることが示唆されたasteroseismologicalの観察白色矮星を脈動は、結晶化理論の可能性テストを得た、2004年に、観察は質量の提案約90％と判断されたBPM 37093は、結晶化しました。他の研究では、32％から82％の結晶化質量分率が得られます。白色矮星のコアが結晶化して固相になると、潜熱が放出され、冷却を遅らせる熱エネルギー源が提供されます。この効果は、ガイア衛星で観測された15，000を超える白色矮星の冷却シーケンスでの堆積が確認された後、2019年に最初に確認されました。
低質量ヘリウム白色矮星（質量<0.20 M ☉しばしば「極めて低質量白色矮星、ELM WDS」と称する）は、バイナリシステムで形成されています。それらの水素に富むエンベロープの結果として、CNOサイクルを介した残留水素燃焼は、これらの白色矮星を長い時間スケールで高温に保つ可能性がさらに、それらは冷却トラックに到達する前に、最大2Gyrの間肥大化したプロトホワイト矮星段階にとどまります。

雰囲気とスペクトル

WD J0914 +1914システムに対するアーティストの印象
ほとんどの白色矮星は炭素と酸素で構成されていると考えられていますが、分光法は通常、それらの放出光が水素またはヘリウムが支配的であることが観察される大気から来ることを示しています。支配的な元素は通常、他のすべての元素よりも少なくとも1，000倍豊富です。1940年代にシャッツマンによって説明されたように、高い表面重力は、重い元素が下にあり、軽い元素が上にあるように大気を重力的に分離することによって、この純度を引き起こすと考えられています。： §§5–6 白色矮星の唯一の部分であるこの大気は、AGBフェーズでの星のエンベロープの残留物であるエンベロープの上部であると考えられており、星間物質から蓄積された物質を含みます。エンベロープは、質量を超えないとヘリウムリッチ層からなると考えられている
1 / 100雰囲気は、水素支配されている場合、星の総質量の、質量約水素リッチ層によって覆わである
1 /万星の総質量。： §§4–5
薄いですが、これらの外層は白色矮星の熱進化を決定します。白色矮星の大部分の縮退電子は熱をよく伝導します。したがって、白色矮星の質量の大部分はほぼ同じ温度（等温）であり、高温でも表面温度が8，000 K〜16，000 Kの白色矮星は、コア温度が約5，000，000 K〜20，000，000Kになります。白色矮星は、その外層の放射に対する不透明性によってのみ、非常に急速に冷却されないようになっています。
白色矮星のスペクトル型
一次および二次機能Hラインが存在します彼は私が並ぶ連続スペクトル; 行なし
O HeIまたはHラインを伴うHeIIライン
Z 金属線カーボンラインが存在する不明瞭または分類できないスペクトル
二次機能のみ偏光が検出可能な磁気白色矮星検出可能な分極のない磁性白色矮星
E 輝線が存在する
V 変数
白色矮星スペクトルを分類する最初の試みは、1941年にGPカイパーによって行われたようであり、それ以来、さまざまな分類スキームが提案され、使用されてきました。現在使用されているシステムは、1983年にエドワードM.シオン、ジェシーL.グリーンスタイン、およびそれらの共著者によって導入され、その後何度か改訂されました。頭文字D、スペクトルの主な特徴を説明する文字、それに続くスペクトルの二次的な特徴を説明するオプションの文字シーケンス（隣接する表に示す）、および温度インデックス番号で構成される記号によってスペクトルを分類します。、50，400Kを有効温度で割って計算されます。例えば：
だけで、白色矮星彼Iの温度測定の精度、DB3.5によって保証される場合、そのスペクトルのラインと15，000 Kの実効温度は、DB3の分類を与えられた、またはすることができました。
分極磁場、有効温度17，000 K、および水素の特徴も備えたHe I線が支配的なスペクトルを持つ白色矮星は、DBAP3の分類を与えることができます。
記号「？」正しい分類が不明な場合は、「：」を使用することもできます。
主要なスペクトル分類がDAである白色矮星は、水素が支配的な大気を持っています。それらは、観測されたすべての白色矮星の大部分、約80％を占めています。次のクラスの数はDBで、約16％です。 15，000 Kを超える高温のDQクラス（約0.1％）は、炭素が支配的な雰囲気を持っています。 DB、DC、DO、DZ、およびクールDQに分類されるものは、ヘリウムが支配的な雰囲気を持っています。炭素と金属が存在しないと仮定すると、どのスペクトル分類が見られるかは、有効温度に依存します。約100，000Kから45，000Kの間で、スペクトルはDOに分類され、単一イオン化ヘリウムが支配的です。30，000Kから12，000Kまで、スペクトルはDBになり、中性のヘリウム線を示します。約12，000 K未満では、スペクトルは特徴がなく、DCに分類されます。： §2.4
分子状水素（H 2）は、いくつかの白色矮星の大気のスペクトルで検出されています。

金属が豊富な白色矮星
白色矮星の約25〜33％のスペクトルに金属線がこれは、白色矮星の重い元素が星の寿命のごく一部で星の内部に沈むため、注目に値します。金属が豊富な白色矮星の一般的な説明は、それらが最近岩石の微惑星を降着させたということです。付着した物体のバルク組成は、金属線の強度から測定できます。たとえば、白色矮星のトン345に関する2015年の研究では、その金属の存在量は、漸近巨星分枝期にホスト星の風によってマントルが侵食された、分化した岩石惑星の存在量と一致すると結論付けました。

磁場
cの表面に強度を持つ白色矮星の磁場。100万ガウス（100 テスラ）は、1947年にPMS Blackettが提案した物理法則の結果として予測されました。この法則では、帯電していない回転体は角運動量に比例した磁場を生成する必要があると述べています。ブラケット効果と呼ばれることもあるこの推定法は、一般に受け入れられることはなく、1950年代までにブラックエットでさえ反駁されたと感じていた。： 39–43 1960年代に、白色矮星は、その前駆星相に存在した全表面磁束の保存のために磁場を持っているかもしれないと提案されました。 cの表面磁場。したがって、前駆星の100ガウス（0.01 T）は、cの表面磁場になります。星の半径が100分の1に縮小すると、100・100 2 = 100万ガウス（100 T）。： §8 ： 484 最初に発見された磁気白色矮星はGJ 742（別名GRW +70 8247）は、1970年にジェームズ・ケンプ、ジョン・スウェドルンド、ジョン・ランドストリート、ロジャー・エンジェルによって、円偏光の放出によって磁場をホストすることが確認されました。約3億ガウス（30kT）の表面磁場があると考えられています。： §8
1970年から磁界が至るまで、優に200白色矮星で発見された2×10 3〜10 9つのガウス（100 kTの0.2 T）。現在知られている白色矮星の数が多いのは、ほとんどの白色矮星が1メガガウス以上の磁場の存在を明らかにすることができる低解像度分光法によって識別されるという事実によるものです。したがって、基本的な識別プロセスによって、磁場が発見されることも白色矮星の少なくとも10％が100万ガウス（100 T）を超える磁場を持っていると推定されています。
さそり座AR星のバイナリシステムの高度に磁化された白色矮星は、コンパクトオブジェクトが中性子星ではなく白色矮星である最初のパルサーとして2016年に特定されました。

化学結合
白色矮星の磁場は、イオン結合と共有結合に加えて、新しいタイプの化学結合、垂直常磁性結合の存在を可能にする可能性があり、2012年に発表された研究で最初に「磁化された物質」と呼ばれていたものをもたらします。

変動性
脈動白色矮星参照：激変星
脈動白色矮星の種類
： §§1.1、1.2
DAV（GCVS：ZZA）
DA分光タイプのみを有する、水素の吸収線をそのスペクトルに
DBV（GCVS：ZZB）
DBスペクトル型、スペクトルにヘリウム吸収線のみがある
GW Vir（GCVS：ZZO）
雰囲気は主にC、He、Oです。DOVスターとPNNVスターに分けられます
初期の計算では、約10秒の周期で光度が変化する白色矮星が存在する可能性があることが示唆されていましたが、1960年代の検索ではこれを観測できませんでした。： §7.1.1 最初に見つかった可変白色矮星はHL Tau76でした。1965年と1966年に、約12.5分の周期で変化することが観察されました。この期間が予測よりも長い理由は、HL Tau 76の変動性が、既知の他の脈動可変白色矮星の変動性と同様に、非放射状重力波の脈動から生じるためです。： §7 白色矮星を脈動の既知のタイプとしては、DAV、またはZZ CETI HL水素支配雰囲気とタウ76、および分光タイプDAを含む、星、。： 891、895 DBV、またはV777彼女ヘリウム支配雰囲気及びスペクトル型DBと、星。： 3525 およびGW Vir星、時にはDOV星とPNNV星に細分され、大気はヘリウム、炭素、および酸素によって支配されます。 GW Vir星は、厳密に言えば白色矮星ではなく、漸近巨星分枝と白色矮星領域の間のヘルツシュプルングラッセル図上の位置にある星です。それらは白色矮星と呼ばれることがこれらの変数はすべて、数百秒から数千秒の周期の振動モードの重ね合わせから生じる、光出力の小さな（1％〜30％）変動を示します。これらの変動を観察すると、白色矮星の内部に関する星震学的証拠が得られます。

形成
白色矮星はの終点を表すと考えられている恒星の進化約0.07から10に大衆との主系列星のために M ☉。生成される白色矮星の組成は、星の初期質量に依存します。現在の銀河モデルは、天の川銀河が現在約100億個の白色矮星を含んでいることを示唆しています。

質量が非常に小さい星
主系列星の質量が太陽質量の約半分よりも小さい場合、そのコアでヘリウムを融合するのに十分なほど熱くなることはありません。宇宙の年齢（約138億年）をかなり超える寿命にわたって、そのような星は最終的にすべての水素を燃焼し、しばらくの間青色矮星になり、その進化を次のように終わらせると考えられています。主にヘリウム4核からなるヘリウム白色矮星。このプロセスには非常に長い時間がかかるため、観測されたヘリウム白色矮星の起源であるとは考えられむしろ、それらは連星系の質量損失または大きな惑星の伴星による質量損失の結果であると考えられています。

質量が低から中程度の星
主系列星の質量は0.5と8の間である場合 M ☉我々のような太陽、そのコアは、ヒューズに十分に熱くなりますヘリウムに炭素及び酸素を介してトリプルアルファ反応が、ヒューズに十分に熱くなることはありません炭素ネオン。核融合反応を起こす期間の終わり近くに、そのような星は、核融合反応を起こさない炭素-酸素コアを持ち、内側のヘリウム燃焼シェルと外側の水素燃焼シェルに囲まれます。ヘルツシュプルング-ラッセル図では、漸近巨星分枝に見られます。次に、炭素-酸素コアだけが残るまで、その外側の物質の大部分を放出し、惑星状星雲を作成します。このプロセスは、観測された白色矮星の大部分を形成する炭素-酸素白色矮星の原因です。

中質量から高質量の星
星が十分に大きい場合、そのコアは最終的に十分に熱くなり、炭素をネオンに融合し、次にネオンを鉄に融合します。そのような星は白色矮星にはなりません。なぜなら、最初は電子縮退圧力によって支えられていたその中央の非核融合コアの質量が、最終的には縮退圧力によって支えられる最大の質量を超えるからです。この時点で、星のコアは崩壊し、コア崩壊超新星で爆発し、残りの中性子星、ブラックホール、またはおそらくよりエキゾチックな形のコンパクト星を残します。恐らく8〜10のいくつかの主系列星、 M ☉十分に大規模であるがために、ネオンおよびマグネシウムのヒューズ炭素は、不十分に大量であってもよいヒューズネオン。そのような星は、そのコアが崩壊せず、核融合が超新星で星を吹き飛ばすほど激しく進行しない限り、主に酸素、ネオン、およびマグネシウムで構成される残留白色矮星を残す可能性がこのタイプの白色矮星がいくつか確認されていますが、そのような存在のほとんどの証拠は、ONeMgまたはネオン新星と呼ばれる新星から来ています。これらの新星のスペクトルは、酸素-ネオン-マグネシウム白色矮星への物質の降着によってのみ説明できるように見える、豊富なネオン、マグネシウム、および他の中間質量元素を示しています。

タイプIax超新星
白色矮星によるヘリウム降着を伴うIax型超新星は、このタイプの恒星の残骸の変換のためのチャネルであると提案されています。このシナリオでは、Ia型超新星で生成された炭素爆発は、白色矮星を破壊するには弱すぎて、その質量のごく一部を噴出物として放出しますが、非対称爆発を生成して、しばしばゾンビ星として知られる星を蹴ります。高速に超高速の星。失敗した爆発で処理された物質は、白色矮星によって再降着し、鉄などの最も重い元素がそのコアに落下して蓄積します。これらの鉄心白色矮星は、炭素-酸素の種類の同様の質量よりも小さく、それらよりも速く冷却および結晶化するでしょう。

運命

メディアを再生する
白色矮星の老化のアーティストの概念

白色矮星の内部構造。左側は新しく形成された白色矮星、中央は冷却して結晶化する白色矮星、右側は黒色矮星です。
白色矮星は一度形成されると安定しており、ほぼ無期限に冷え続け、最終的には黒色矮星になります。仮定すると、宇宙が拡大し続けて、10にすると考えられている19 10への20年、銀河はそのように蒸発する星は銀河間空間に脱出します。： §IIIA 白色矮星は一般に銀河系の分散に耐えるはずですが、白色矮星間の時折の衝突は、新しい融合星またはIa型超新星で爆発する超チャンドラセカール質量白色矮星を生成する可能性が： §§IIIC、IV 白色矮星のその後の寿命はの仮説寿命のオーダーであると考えられているプロトン少なくとも10であることが知られている、34 -10 35歳。大統一理論の中には、陽子の寿命を10 30〜1036年と予測しているものがこれらの理論が有効でない場合でも、陽子は複雑な核反応または仮想ブラックホールを含む量子重力過程によって崩壊する可能性がこれらの場合、寿命は10〜200年以内と推定されます。陽子が崩壊した場合、白色矮星の質量は、その核が崩壊するにつれて非常にゆっくりと減少し、十分な質量を失って非縮退の物質の塊になり、最終的に完全に消滅します。： §IV
白色矮星はまた、伴星によって共食いまたは蒸発する可能性があり、白色矮星が非常に多くの質量を失い、惑星の質量オブジェクトになります。結果として得られたオブジェクトは、以前のコンパニオン（現在はホストスター）を周回しており、ヘリウム惑星またはダイヤモンド惑星である可能性が

塵円盤と惑星

白色矮星の周りの破片に対するアーティストの印象

白色矮星に落ちる彗星（アーティストの印象）
白色矮星の恒星と惑星系は、その前駆星から受け継がれ、さまざまな方法で白色矮星と相互作用する可能性がらせん星雲の中心星のNASAのスピッツァー宇宙望遠鏡によって行われた赤外線分光観測は、彗星の衝突によって引き起こされるかもしれない塵の雲の存在を示唆しています。これから落下する物質が中心星からのX線放射を引き起こす可能性が同様に、2004年に行われた観測は、潮汐によって作成された可能性のある白色矮星G29-38（約5億年前にそのAGB前駆体から形成されたと推定される）の周りに塵雲の存在を示した。白色矮星の近くを通過する彗星の崩壊。白色矮星の大気の金属含有量に基づくいくつかの推定は、それらの少なくとも15％が惑星および/または小惑星、または少なくともそれらの破片によって周回されている可能性があると考えています。別の提案された考えは、白色矮星が岩石惑星の剥ぎ取られたコアによって軌道を回ることができ、それはそれらの星の赤色巨星相を生き残ったが、それらの外層を失い、それらの惑星の残骸がおそらく金属でできていることを考えると、白色矮星の磁場との相互作用の兆候を探してそれらを検出しようとします。白色矮星がどのように塵で汚染されるかについての他の提案された考えは、惑星による小惑星の散乱または惑星-惑星散乱を介することを含みます。太陽系外衛星がホスト惑星から解放されると、白色矮星が塵で汚染される可能性が解放によって小惑星が白色矮星に向かって散乱するか、太陽系外衛星が白色矮星のロッシュラディウスに散乱する可能性が連星の白色矮星の汚染の背後にあるメカニズムも調査されました。これらのシステムは主要な惑星を欠いている可能性が高いためですが、この考えは単一の白色矮星の周りの塵の存在を説明できません。古い白色矮星は塵降着の証拠を示しているが、10億年〜より白色矮星古いやほこりの多い赤外線過剰と> 7000 Kは検出されなかったの発見までLSPM J0207 + 3331の冷却を持っている2018年、〜30億歳の年齢。白色矮星は、温度の異なる2つのリングで説明されている2つのほこりっぽい成分を示しています。
太陽系外惑星の軌道WD1856 + 534

メディアを再生する（ NASA;ビデオ; 2:10）
惑星は白dwarf-でありパルサー二元系PSR B1620-26。
白色矮星の周りには2つの周連星惑星があります–赤色矮星のバイナリNNセルペンティス。
金属が豊富な白色矮星WD1145 + 017は、星を通過する崩壊する小惑星で観測された最初の白色矮星です。微惑星の崩壊は、4.5時間ごとに星の前を通過する破片雲を生成し、星の光学的明るさの5分間の衰退を引き起こします。トランジットの深さは非常に変動します。
白色矮星WD0145 + 234は、NEOWISEデータに見られるように、中赤外線で明るくなっていることを示しています。増光は2018年以前には見られません。これは、このようなイベントが初めて観測された、エキソアステロイドの潮汐破壊と解釈されます。
WD 0806-661には、白色矮星を2500天文単位の投影距離で広い軌道で周回するY矮星がこの天体の質量が小さく軌道が広いことを考えると、WD 0806-661 Bは、準褐色矮星または直接画像化された太陽系外惑星のいずれかとして解釈できます。
WD J0914 + 1914は、それを周回する巨大な惑星を持っていることがわかった最初の単一の白色矮星です。巨大な惑星は、高温の白色矮星の強い紫外線によって蒸発しています。蒸発した物質の一部は、白色矮星の周りのガス状の円盤に降着しています。白色矮星のスペクトルの他の線と同様に弱い水素線は、巨大な惑星の存在を明らかにしました。
2020年9月、天文学者は初めて、WD 1856 bという名前の非常に巨大な木星サイズの惑星が36時間ごとに接近して周回し、WD 1856 +534という名前の白色矮星が発見されたことを報告しました。

居住性
表面温度が10，000ケルビン未満の白色矮星は、距離cのハビタブルゾーンに生息する可能性があると提案されています。0.005から0.02AU で、30億年以上続くでしょう。これは非常に接近しているため、居住可能な惑星はすべて自転と公転します。目標は、内部に移動したり、そこに形成されたりした可能性のある、架空の地球のような惑星の通過を検索することです。白色矮星は惑星のサイズに似ているので、これらの種類の通過は強い日食を生み出すでしょう。新しい研究は、それらの親星の周りのそれらの仮想惑星の近い軌道がそれらを温室効果を引き起こすことによってそれらを居住不可能にする可能性のある強い潮汐力にさらすことを考えると、この考えにいくつかの疑問を投げかけます。この考えに対する別の提案された制約は、それらの惑星の起源です。白色矮星を取り巻く降着円盤からの形成は別として、惑星がこの種の星の周りの接近した軌道で終わることができる2つの方法があります：赤色巨星の段階の間に星に飲み込まれて生き残ることによって、そして次に内側または内側にらせん状になります。白色矮星が形成された後の移動。前者の場合は、星に吸収されて生き残る可能性が低いため、低質量体には当てはまりません。後者の場合、惑星は白色矮星との潮汐相互作用を通じて、熱と同じくらい多くの軌道エネルギーを放出しなければならず、住めない残り火として終わる可能性が

連星と新星

2つの共周する白色矮星の合併プロセスは重力波を生成し
ます
白色矮星が連星系にあり、その仲間から物質を降着させている場合、新星やIa型超新星を含むさまざまな現象が発生する可能性がまた、表面での核融合を維持するのに十分な速さでコンパニオンから材料を取り出すことができれば、超軟X線源になる可能性も一方、磁場によって緩和されるかどうかにかかわらず、潮汐相互作用や星と円盤の相互作用などの連星系の現象は、降着する白色矮星の回転に作用します。実際、最も速く回転し、安全に知られている白色矮星は、連星系のメンバーです（CTCV J2056-3014の白色矮星が最も速いものです）。 2つの白色矮星の密接な連星系は、重力波の形でエネルギーを放射することができ、星が融合するまで、それらの相互軌道を着実に縮小させます。

Ia型超新星
Ia型超新星
単離された、非回転白色矮星の質量を超えることができないチャンドラセカール限界〜1.4の Mを☉。白色矮星が急速かつ不均一に回転している場合、この制限は増加する可能性が連星系の白色矮星は、伴星から物質を降着させ、質量と密度の両方を増加させる可能性がそれらの質量がチャンドラセカール限界に近づくと、これは理論的には白色矮星での核融合の爆発的な発火または中性子星への崩壊のいずれかにつながる可能性が
降着と呼ばれる、現在好まれメカニズムを提供単一縮退モデルのためのIa型超新星を。このモデルでは、炭素-酸素白色矮星が質量を降着させ、コンパニオンスターから質量を引っ張ることによってそのコアを圧縮します。： 14 質量がチャンドラセカール限界に近づくと、コアの圧縮加熱が炭素核融合の発火につながると考えられています。白色矮星は、熱圧力ではなく量子縮退圧力によって重力に逆らって支えられているため、星の内部に熱を加えると、その温度は上昇しますが、圧力は上昇しません。したがって、白色矮星はそれに応じて膨張したり冷却したりしません。むしろ、温度の上昇は、それ自体を供給する暴走プロセスにおいて、核融合反応の速度を加速します。熱核スターを抹消するIa型超新星爆発を起こし難消費くらいの数秒で白色矮星の、。 Ia型超新星の別の可能なメカニズムでは、二重縮退モデル、連星系の2つの炭素-酸素白色矮星が融合し、炭素融合がチャンドラセカール限界を超える質量を持つオブジェクトを作成します。その後、点火されます。： 14
観測では、Ia型超新星に至るまでの降着の兆候を記録できこれは、星が最初にチャンドラセカール限界を超えてロードされ、同じプロセスによって非常に高い速度でスピンアップされたためと考えられます。降着が止まると、スピンが爆発を防ぐのに十分でなくなるまで、星は徐々に遅くなります。
歴史的な明るいSN1006は、白色矮星からのIa型超新星であり、おそらく2つの白色矮星が融合したものであると考えられています。 1572年のTychoの超新星もIa型超新星であり、その残骸が検出されました。

ポストコモンエンベロープバイナリ
共通外層バイナリを投稿する
ポストコモンエンベロープバイナリ（PCEB）は、白色矮星と厳密にロックされた赤色矮星で構成されるバイナリです（他の場合、これは赤色矮星ではなく褐色矮星である可能性があります）。これらのバイナリは、赤色矮星が赤色巨星相に巻き込まれたときに形成され、赤色矮星が共通外層内を周回するにつれて、より密度の高い環境で減速します。この遅い軌道速度は、赤色矮星と赤色巨星のコアとの間の軌道距離の減少によって補償されます。赤い矮星はコアに向かって内側にらせん状になり、コアと融合する可能性がこれが起こらず、代わりに共通外層が排出された場合、バイナリは白色矮星と赤色矮星からなる近い軌道になります。このタイプのバイナリは、ポストコモンエンベロープバイナリと呼ばれます。PCEBの進化は、磁気ブレーキと重力波の放出により、バイナリ軌道がますます接近するにつれて継続します。バイナリは、ある時点で激変星に進化する可能性があるため、共通外層バイナリは、激変星前変数と呼ばれることも

激変星
激変星
物質の降着が白色矮星をチャンドラセカール限界に近づける前に、表面に降着した水素に富む物質は、水素融合を動力源とするより破壊的でないタイプの熱核爆発で発火する可能性がこれらの表面爆発は、白色矮星のコアが無傷のままである限り繰り返すことができます。この弱い種類の反復的な大変動現象は、（古典的な）新星と呼ばれます。天文学者はまた、矮新星を観測しました。矮新星は、古典的な新星よりも小さく、より頻繁な光度のピークを持っています。これらは、降着円盤の一部が星に崩壊したときの重力ポテンシャルエネルギーの放出によって引き起こされると考えられており、融合によるエネルギーの放出によるものではありません。一般に、白色矮星が恒星の伴星から物質を降着させる連星系は、激変星と呼ばれます。同様に新星と矮新星のように、これらの変数のいくつかの他のクラスが知られており、ポーラーと中間ポーラー高い磁気白色矮星を備えて両方とも、。核融合と降着の両方を利用した激変星は、X線源であることが観察されています。

その他の超新星以前のバイナリ
他の非超新星バイナリには、主系列星（または巨人）と白色矮星からなるバイナリが含まれます。バイナリのSiriusABは、おそらく最も有名な例です。白色矮星は、白色矮星のみで構成されるバイナリまたは複数の星系として存在することも解決された三重白色矮星システムの例は、ガイアDR2データで発見されたWDJ1953-1019です。興味深い分野の1つは、白色矮星の周りに残っている惑星系の研究です。星は明るく、それらを周回する太陽系外惑星や褐色矮星よりも優れていることがよくありますが、白色矮星はかすかです。これにより、天文学者はこれらの褐色矮星や太陽系外惑星をより詳細に研究することができます。準褐色矮星白色矮星の周りWD 0806-661はその一例です。

最寄り
25光年以内の白色矮星
識別子 WD番号距離（ly）
タイプ絶対等級質量（M ☉）
明度（L ☉）
年齢（Gyr）
システム内のオブジェクト
シリウスB
0642–166 8.66 DA 11.18 0.98 0.0295 0.10 2
プロキオンB
0736 + 053 11.46 DQZ 13.20 0.63 0.00049 1.37 2
ヴァンマーネン2 0046 + 051 14.07 DZ 14.09 0.68 0.00017 3.30 1
LP 145-141 1142–645 15.12 DQ 12.77 0.61 0.00054 1.29 1
40エリダヌス座B
0413-077 16.39 DA 11.27 0.59 0.0141 0.12 3
スタイン2051 B
0426 + 588 17.99 DC 13.43 0.69 0.00030 2.02 2
G 240-72 1748 + 708 20.26 DQ 15.23 0.81 0.000085 5.69 1
グリーゼ223.2 0552–041 21.01 DZ 15.29 0.82 0.000062 7.89 1
グリーゼ3991 B
1708 + 437 24.23 NS？？ > 15 0.5 <0.000086 > 6 2

も参照してください
黒色矮星 –冷たい恒星の残骸
チャンドラセカールの白い矮星方程式
縮退物質 –物理学; 高密度のエキゾチック物質の一種
白色矮星のリスト–のリスト記事
中性子星 –巨大な星の崩壊したコア
PG1159スター
惑星状星雲 –輝線星雲の種類
巨大なバリオンオブジェクトの堅牢な関連付け
恒星の分類 –スペクトル特性に基づく星の分類
白色矮星、中性子星、超新星のタイムライン –知識と記録の発展の時系列リスト

参考文献
^ Johnson、J。（2007）。「極端な星：白色矮星と中性子星」（講義ノート）。天文学162。オハイオ州立大学。2012年3月31日にオリジナルからアーカイブされました。取得した17年10月2011。
^ ヘンリー、TJ（2009年1月1日）。「100個の最も近い星系」。近くの星に関する研究コンソーシアム。2007年11月12日にオリジナルからアーカイブされました。検索された21年7月2010年。
^ Schatzman、E。（1958）白色矮星。アムステルダム、NL：北ホラント。
^ Fontaine、G。; ブラザード、P。; ベルジェロン、P。（2001）。「白色矮星の宇宙年代学の可能性」。太平洋天文学会の出版物。113（782）：409–435。Bibcode：2001PASP..113..409F。土井：10.1086 / 319535。
^ リッチモンド、M。「低質量星の進化の後期段階」。講義ノート、物理学230。ロチェスター工科大学。2017年9月4日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Werner、K。; ニュージャージー州ハンマー; Nagel、T。; ラウフ、T。; Dreizler、S。（2005）。可能性のある酸素/ネオン白色矮星について：H1504 +65および超小型X線連星の白色矮星ドナー。白色矮星に関する第14回ヨーロッパワークショップ。334。NS。165. arXiv：astro-ph / 0410690。Bibcode：2005ASPC..334..165W。
^ リーバート、ジェームズ; ベルジェロン、P。; アイゼンスタイン、D。; ハリス、HC; クラインマン、SJ; 新田、A。; Krzesinski、J。（2004）「超低質量のヘリウム白色矮星」。アストロフィジカルジャーナル。606（2）：L147。arXiv：astro-ph / 0404291。Bibcode：2004ApJ … 606L.147L。土井：10.1086 / 421462。S2CID 118894713。
^ 「宇宙の減量：最小質量の白色矮星」（プレスリリース）。ハーバード-スミソニアン天体物理学センター。2007年4月17日。2007年4月22日のオリジナルからアーカイブ。
^ Spergel、DN; Bean、R。; ドレ、O。; ノルタ、MR; ベネット、CL; ダンクリー、J。; etal。（2007）。「ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ（WMAP）の3年間の結果：宇宙論への影響」。アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ。170（2）：377–408。arXiv：astro-ph / 0603449。Bibcode：2007ApJS..170..377S。土井：10.1086 / 513700。S2CID 1386346。
^ Herschel、W。（1785）。「二重星のカタログ」。ロンドン王立学会の哲学的取引。75：40〜126。Bibcode：1785RSPT … 75 … 40H。土井：10.1098 /rstl.1785.0006。JSTOR 106749。S2CID 186209747。
^ Holberg、JB（2005）。退化した星が「白色矮星」として知られるようになった経緯。アメリカ天文学会207ミーティング207。NS。1503. Bibcode：2005AAS … 20720501H。
^ アダムス、WS（1914）。「光度が非常に低いA型星」。太平洋天文学会の出版物。26（155）：198 Bibcode：1914PASP … 26..198A。土井：10.1086 / 122337。
^ ベッセル、FW（1844）。「プロキオンとシリウスの固有運動の変化について」。王立天文学会月報。6（11）：136–141。Bibcode：1844MNRAS … 6R.136B。土井：10.1093 / mnras /6.11.136a。
^ フラマリオン、カミーユ（1877）。「シリウスの仲間」。天文台帳。15：186 Bibcode：1877AReg … 15..186F。
^ アダムス、WS（1915）。「シリウスの仲間のスペクトル」。太平洋天文学会の出版物。27（161）：236 Bibcode：1915PASP … 27..236A。土井：10.1086 / 122440。
^ van Maanen、A。（1917）「固有運動が大きい2つのかすかな星」。太平洋天文学会の出版物。29（172）：258 Bibcode：1917PASP … 29..258V。土井：10.1086 / 122654。
^ Luyten、WJ（1922）。「決定された固有運動と見かけの等級の初期型星の平均視差」。太平洋天文学会の出版物。34（199）：156 Bibcode：1922PASP … 34..156L。土井：10.1086 / 123176。
^ Luyten、WJ（1922）。「固有運動が大きい、かすかな初期型の星についての注意」。太平洋天文学会の出版物。34（197）：54 Bibcode：1922PASP … 34 … 54L。土井：10.1086 / 123146。
^ Luyten、WJ（1922）。「固有運動が大きいかすかな初期型星に関する追記」。太平洋天文学会の出版物。34（198）：132 Bibcode：1922PASP … 34..132L。土井：10.1086 / 123168。
^ エイトケン、RG（1922）。「Cometc1922（Baade）」。太平洋天文学会の出版物。34（202）：353 Bibcode：1922PASP … 34..353A。土井：10.1086 / 123244。
^ エディントン、AS（1924）。「星の質量と光度の関係について」。王立天文学会月報。84（5）：308–333。Bibcode：1924MNRAS..84..308E。土井：10.1093 / mnras /84.5.308。
^ Luyten、WJ（1950）。「白色矮星の探索」。アストロノミカルジャーナル。55：86 Bibcode：1950AJ ….. 55 … 86L。土井：10.1086 / 106358。
^ McCook、George P。; シオン、エドワードM.（1999）。「分光的に識別された白色矮星のカタログ」。アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ。121（1）：1〜130。Bibcode：1999ApJS..121 …. 1M。土井：10.1086 / 313186。
^ エイゼンシュタイン、ダニエルJ。; リーバート、ジェームズ; ハリス、ヒューC。; クラインマン、SJ; 新田敦子; シルベストリ、ニコール; etal。（2006）。「スローンデジタルスカイサーベイ、データリリース4から分光的に確認された白色矮星のカタログ」。アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ。167（1）：40–58。arXiv：astro-ph / 0606700。Bibcode：2006ApJS..167 … 40E。土井：10.1086 / 507110。S2CID 13829139。
^ Kilic、M。; アジェンデプリエト、C。; ブラウン、ウォーレンR。; Koester、D。（2007）。「最低質量の白色矮星」。アストロフィジカルジャーナル。660（2）：1451–1461。arXiv：astro-ph / 0611498。Bibcode：2007ApJ … 660.1451K。土井：10.1086 / 514327。S2CID 18587748。
^ ケプラー、SO ; クラインマン、SJ; 新田、A。; Koester、D。; Castanheira、BG; Giovannini、O。; コスタ、AFM; Althaus、L。（2007）。「SDSSにおける白色矮星の質量分布」。王立天文学会月報。375（4）：1315–1324。arXiv：astro-ph / 0612277。Bibcode：2007MNRAS.375.1315K。土井：10.1111 /j.1365-2966.2006.11388.x。S2CID 10892288。
^ Shipman、HL（1979）。「白色矮星の質量と半径。III–水素に富む110個の星とヘリウムに富む28個の星の結果」。アストロフィジカルジャーナル。228：240 Bibcode：1979ApJ … 228..240S。土井：10.1086 / 156841。
^ Sandin、F。（2005）。コンパクト星の物質のエキゾチックフェーズ（PDF）（論文の認可）。ルレオ工科大学。2011年8月15日のオリジナルからアーカイブ（PDF）。取得した20年8月2011。
^ ボス、L。（1910年）。エポック1900年の6188個の星の予備総合カタログ。ワシントンのカーネギー研究所。Bibcode：1910pgcs.book ….. B。LCCN 10009645 –Archive.org経由。
^ リーバート、ジェームズ; ヤング、PA; アーネット、D。; ホルバーグ、JB; ウィリアムズ、KA（2005）。「シリウスBの年齢と祖先の質量」。アストロフィジカルジャーナル。630（1）：L69。arXiv：astro-ph / 0507523。Bibcode：2005ApJ … 630L..69L。土井：10.1086 / 462419。S2CID 8792889。
^ Öpik、E。（1916）。「視覚連星の密度」。アストロフィジカルジャーナル。44：292 Bibcode：1916ApJ …. 44..292O。土井：10.1086 / 142296。
^ エディントン、AS（1927）。星と原子。クラレンドンプレス。LCCN 27015694。
^ アダムス、WS（1925）。「シリウスの伴侶におけるスペクトル線の相対性変位」。国立科学アカデミーの議事録。11（7）：382–387。Bibcode：1925PNAS … 11..382A。土井：10.1073 /pnas.11.7.382。PMC 1086032。PMID 16587023。

^ Celotti、A。; ミラー、JC; シャーマ、DW（1999）。「ブラックホールの存在の天体物理学的証拠」。クラス。量子重力（投稿原稿）。16（12A）：A3–A21。arXiv：astro-ph / 9912186。Bibcode：1999CQGra..16A … 3C。土井：10.1088 / 0264-9381 / 16 / 12A / 301。S2CID 17677758。
^ Nave、CR 「核のサイズと密度」。HyperPhysics。ジョージア州立大学。2009年7月6日にオリジナルからアーカイブされました。検索された26年6月2009年。
^ アダムス、スティーブ（1997）。相対性理論：時空物理学入門。相対性理論：時空物理学入門。ロンドン; ブリストル：CRCプレス。NS。240 Bibcode：1997rist.book ….. A。ISBN
978-0-7484-0621-0。
^ ファウラー、RH（1926）。「高密度物質について」。王立天文学会月報。87（2）：114–122。Bibcode：1926MNRAS..87..114F。土井：10.1093 / mnras /87.2.114。
^ Hoddeson、LH; ベイム、G。（1980）。「金属の量子力学的電子理論の発展：1900–28」。ロンドン王立協会紀要。371（1744）：8–23。Bibcode：1980RSPSA.371 …. 8H。土井：10.1098 /rspa.1980.0051。JSTOR 2990270。S2CID 120476662。

^の電子「エネルギー等分配から推定ステラパラメータ」。ScienceBits。2012年6月30日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Bean、R。「講義12 –縮退圧力」（PDF）。講義ノート、天文学211。コーネル大学。2007年9月25日にオリジナル（PDF）からアーカイブされました。
^ アンダーソン、W。（1929年）。「ÜberdieGrenzdichtederMaterie undderEnergie」。ZeitschriftfürPhysik（ドイツ語）。56（11–12）：851–856。Bibcode：1929ZPhy … 56..851A。土井：10.1007 / BF01340146。S2CID 122576829。
^ Stoner、C。（1930）。「密な星の平衡」。フィロソフィカルマガジン。9：944。
^ Chandrasekhar、S。（1931）「理想的な白色矮星の最大質量」。アストロフィジカルジャーナル。74：81 Bibcode：1931ApJ …. 74 … 81C。土井：10.1086 / 143324。
^ Chandrasekhar、S。（1935）「恒星の質量の高度に崩壊した構成（2番目の論文）」。王立天文学会月報。95（3）：207–225。Bibcode：1935MNRAS..95..207C。土井：10.1093 / mnras /95.3.207。
^ 「1983年のノーベル物理学賞」。ノーベル財団。2007年5月6日にオリジナルからアーカイブされました。
^ 運河、R。; グティエレス、J。（1997）。「白色矮星と中性子星の接続の可能性」。白色矮星。天体物理学および宇宙科学ライブラリ。214。pp。49–55。arXiv：astro-ph / 9701225。Bibcode：1997ASSL..214 … 49C。土井：10.1007 / 978-94-011-5542-7_7。ISBN
978-94-010-6334-0。S2CID 9288287。
^ Hillebrandt、W。; ニーマイヤー、JC（2000）。「タイプIA超新星爆発モデル」。天文学と天体物理学の年次レビュー。38：191–230。arXiv：astro-ph / 0006305。Bibcode：2000ARA＆A..38..191H。土井：10.1146 /annurev.astro.38.1.191。S2CID 10210550。
^ さようなら、D。（2010年2月22日）。「白色矮星の衝突、超新星の誕生から」。ニューヨークタイムズ。2010年2月25日にオリジナルからアーカイブされました。取得した22年2月2010。
^ シャブリエ、G。; Baraffe、I。（2000）。「低質量星と亜恒星天体の理論」。天文学と天体物理学の年次レビュー。38：337–377。arXiv：astro-ph / 0006383。Bibcode：2000ARA＆A..38..337C。土井：10.1146 /annurev.astro.38.1.337。S2CID 59325115。
^ Kaler、J。「ヘルツシュプルングラッセル（HR）図」。2009年8月31日にオリジナルからアーカイブされました。
^ 「基本的な記号」。天文カタログの標準、バージョン2.0。VizieR。2017年5月8日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Tohline、JE 「自己重力システムの構造、安定性、およびダイナミクス」。2010年6月27日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Hoyle、F。（1947）「星、分布、運動、白色矮星を回転させるための平衡構成に関する注記」。王立天文学会月報。107（2）：231–236。Bibcode：1947MNRAS.107..231H。土井：10.1093 / mnras /107.2.231。
^ オストリカー、JP; ボーデンハイマー、P。（1968）。「急速に回転する星。II。巨大な白色矮星」。アストロフィジカルジャーナル。151：1089 Bibcode：1968ApJ … 151.1089O。土井：10.1086 / 149507。
^ Kutner、ML（2003）。天文学：物理的な視点。ケンブリッジ大学出版局。NS。 189。ISBN
978-0-521-52927-3。取得した28年2月2016。
^ シオン、EM; グリーンスタイン、JL; ランドストリート、JD; リーバート、ジェームズ; シップマン、HL; ウェグナー、GA（1983）。「提案された新しい白色矮星スペクトル分類システム」。アストロフィジカルジャーナル。269：253 Bibcode：1983ApJ … 269..253S。土井：10.1086 / 161036。
^ ノースカロライナ州ハンブリー、Smartt、SJ; ホジキン、ST（1997）。「WD0346 + 246：非常に低い光度、おうし座のクールな退化」。アストロフィジカルジャーナル。489（2）：L157。Bibcode：1997ApJ … 489L.157H。土井：10.1086 / 316797。
^ Fontaine、G。; ウェセマエル、F。（2001）。「白色矮星」。マーディンでは、P。（編）。天文学と天体物理学の百科事典。IOPパブリッシング/ネイチャーパブリッシンググループ。ISBN
978-0-333-75088-9。
^ Heise、J。（1985）。「孤立した白色矮星からのX線放射」。宇宙科学レビュー。40（1–2）：79–90。Bibcode：1985SSRv … 40 … 79H。土井：10.1007 / BF00212870。S2CID 120431159。
^ Lesaffre、P。; Podsiadlowski、Ph。; Tout、CA（2005）。「対流ウルカ過程の2つの流れの形式」。王立天文学会月報。356（1）：131–144。arXiv：astro-ph / 0411016。Bibcode：2005MNRAS.356..131L。土井：10.1111 /j.1365-2966.2004.08428.x。S2CID 15797437。
^ Mestel、L。（1952）「白色矮星の理論について。I。白色矮星のエネルギー源」。王立天文学会月報。112（6）：583–597。Bibcode：1952MNRAS.112..583M。土井：10.1093 / mnras /112.6.583。
^ カワラー、SD（1998）。「白色矮星とハッブルディープフィールド」。ハッブルディープフィールド：宇宙望遠鏡科学研究所シンポジウムの議事録。ハッブルディープフィールド。NS。252. arXiv：astro-ph / 9802217。Bibcode：1998hdf..symp..252K。ISBN
978-0-521-63097-9。
^ ベルジェロン、P。; ルイス、MT; レゲット、SK（1997）。「クールな白色矮星の化学的進化と局所銀河円盤の時代」。アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ。108（1）：339–387。Bibcode：1997ApJS..108..339B。土井：10.1086 / 312955。
^ McCook、GP; シオン、EM（1999）。「分光的に識別された白色矮星のカタログ」。アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ。121（1）：1〜130。Bibcode：1999ApJS..121 …. 1M。土井：10.1086 / 313186。
^ Leggett、SK; ルイス、MT; ベルジェロン、P。（1998）。「クールな白色矮星の光度関数と銀河円盤の時代」。アストロフィジカルジャーナル。497（1）：294–302。Bibcode：1998ApJ … 497..294L。土井：10.1086 / 305463。
^ ゲイツ、E。; Gyuk、G。; ハリス、HC; サブバラオ、M。; アンダーソン、S。; クラインマン、SJ; リーバート、ジェームズ; Brewington、H。; etal。（2004）。「スローンデジタルスカイサーベイでの新しい超クール白色矮星の発見」。アストロフィジカルジャーナル。612（2）：L129。arXiv：astro-ph / 0405566。Bibcode：2004ApJ … 612L.129G。土井：10.1086 / 424568。S2CID 7570539。
^ Winget、DE; ハンセン、CJ; リーバート、ジェームズ; ヴァンホーン、HM; フォンテーヌ、G。; むしろ、RE; ケプラー、SO; ラム、DQ（1987）。「宇宙の年齢を決定するための独立した方法」。アストロフィジカルジャーナル。315：L77。Bibcode：1987ApJ … 315L..77W。土井：10.1086 / 184864。hdl：10183/108730。
^ トレビル、JS（2004）。創造の瞬間：最初のミリ秒前から現在の宇宙までのビッグバン物理学。ドーバー出版。ISBN
978-0-486-43813-9。
^ Metcalfe、TS; モンゴメリー、MH; カナーン、A。（2004）。「白色矮星の結晶化理論を、大規模な脈動DAスターBPM37093の星震学でテストする」。アストロフィジカルジャーナル。605（2）：L133。arXiv：astro-ph / 0402046。Bibcode：2004ApJ … 605L.133M。土井：10.1086 / 420884。S2CID 119378552。
^ バラート、JL; ハンセン、JP; Mochkovitch、R。（1988）。「白色矮星における炭素-酸素混合物の結晶化」。天文学と天体物理学。199（1–2）：L15。Bibcode：1988A＆A … 199L..15B。
^ Winget、DE（1995）。「白色矮星の星震学の状況と今後の道の垣間見る」。バルト海の天文学。4（2）：129 Bibcode：1995BaltA … 4..129W。土井：10.1515 / astro-1995-0209。
^ ホワイトハウス、デビッド（2004年2月16日）。「ダイヤモンドスタースリル天文学者」。BBCニュース。2007年2月5日にオリジナルからアーカイブされました。
^ カナーン、A。; 新田、A。; Winget、DE; ケプラー、SO; モンゴメリー、MH; Metcalfe、TS; オリベイラ、H。; Fraga、L。; etal。（2005）。「BPM37093の全地球望遠鏡観測：白色矮星における結晶化理論の地震学的試験」。天文学と天体物理学。432（1）：219–224。arXiv：astro-ph / 0411199。Bibcode：2005A＆A … 432..219K。土井：10.1051 / 0004-6361：20041125。S2CID 7297628。
^ ブラザード、P。; Fontaine、G。（2005）。「結晶化したZZセティスターBPM37093の星震学：別の見方」。アストロフィジカルジャーナル。622（1）：572–576。Bibcode：2005ApJ … 622..572B。土井：10.1086 / 428116。
^ ハンセン、BMS; リーバート、ジェームズ（2003）。「クールな白色矮星」。天文学と天体物理学の年次レビュー。41：465 Bibcode：2003ARA＆A..41..465H。土井：10.1146 /annurev.astro.41.081401.155117。
^ Tremblay、P.-E。; フォンテーヌ、G。; フシロ、NPG; ダンラップ、BH; Gänsicke、BT; Hollands、MH; エルメス、JJ; マーシュ、TR; Cukanovaite、E。; カニンガム、T。（2019）。「進化する白色矮星の冷却シーケンスにおけるコアの結晶化と堆積」（PDF）。ネイチャー。565（7738）：202–205。arXiv：1908.0370。Bibcode：2019Natur.565..202T。土井：10.1038 / s41586-018-0791-x。PMID 30626942。S2CID 58004893。2019年7月23日のオリジナルからアーカイブ（PDF）。    ^ Istrate; etal。（2014）。「低質量プロトヘリウム白色矮星進化のタイムスケール」。天文学と天体物理学。571：L3。arXiv：1410.5471。Bibcode：2014A＆A … 571L … 3I。土井：10.1051 / 0004-6361 / 201424681。S2CID 55152203。
^ 「白色矮星の周りに最初の巨大惑星が見つかりました– ESO観測は、海王星のような太陽系外惑星が蒸発していることを示しています」。www.eso.org。2019年12月4日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Schatzman、E。（1945）。「Théoriedudébitd’énergiedesnainesblanches」。Annalesd’Astrophysique。8：143 Bibcode：1945AnAp …. 8..143S。
^ Koester、D。; Chanmugam、G。（1990）。「白色矮星の物理学」。物理学の進歩に関するレポート。53（7）：837–915。Bibcode：1990RPPh … 53..837K。土井：10.1088 / 0034-4885 / 53/7/001。S2CID 122582479。
^ Kawaler、SD（1997）。「白色矮星」。カワラーでは、SD; ノビコフ、I。; Srinivasan、G。（編）。恒星の残骸。1997年。ISBN
978-3-540-61520-0。
^ カイパー、GP（1941）。「既知の白色矮星のリスト」。太平洋天文学会の出版物。53（314）：248 Bibcode：1941PASP … 53..248K。土井：10.1086 / 125335。
^ Luyten、WJ（1952）。「白色矮星のスペクトルと光度」。アストロフィジカルジャーナル。116：283 Bibcode：1952ApJ … 116..283L。土井：10.1086 / 145612。
^ Greenstein、JL（1960）。恒星大気。シカゴ大学出版局。Bibcode：1960stat.book ….. G。LCCN 61から9138まで。
^ ケプラー、SO; クラインマン、SJ; 新田、A。; Koester、D。; Castanheira、BG; Giovannini、O。; コスタ、AFM; Althaus、L。（2007）。「SDSSにおける白色矮星の質量分布」。王立天文学会月報。375（4）：1315–1324。arXiv：astro-ph / 0612277。Bibcode：2007MNRAS.375.1315K。土井：10.1111 /j.1365-2966.2006.11388.x。S2CID 10892288。
^ Dufour、P。; リーバート、ジェームズ; フォンテーヌ、G。; ベハラ、N。（2007）。「炭素雰囲気の白色矮星」。ネイチャー。450（7169）：522–4。arXiv：0711.3227。Bibcode：2007Natur.450..522D。土井：10.1038 / nature06318。PMID 18033290。S2CID 4398697。

^ 「白色矮星の大気中の分子状水素の発見」。IOPscience。2014年6月24日にオリジナルからアーカイブされました。取得した24年10月2013。
^ Jura、M。; ヤング、ED（2014年1月1日）。「太陽系外宇宙化学」。地球惑星科学の年次レビュー。42（1）：45–67。Bibcode：2014AREPS..42 … 45J。土井：10.1146 / annurev-earth-060313-054740。
^ ウィルソン、DJ; Gänsicke、BT; Koester、D。; Toloza、O。; パラ、AF; ブリード、E。; パーソンズ、SG（2015年8月11日）。「SDSSJ0845 + 2257（トン345）で破壊された太陽系外惑星の組成」。王立天文学会月報。451（3）：3237–3248。arXiv：1505.07466。Bibcode：2015MNRAS.451.3237W。土井：10.1093 / mnras / stv1201。S2CID 54049842。
^ Blackett、PMS（1947）。「大規模な回転体の磁場」。ネイチャー。159（4046）：658–66。Bibcode：1947Natur.159..658B。土井：10.1038 / 159658a0。PMID 20239729。S2CID 4133416。

^ Lovell、B。（1975）。「チェルシーのパトリック・メイナード・スチュアート・ブラックエット、バロン・ブラックエット。1897年11月18日– 1974年7月13日」。王立学会フェローの伝記の回顧録。21：1〜115。土井：10.1098 /rsbm.1975.0001。JSTOR 769678。S2CID 74674634。

^ ランドストリート、ジョンD.（1967）。「ニュートリノの放射光とその天体物理学的意義」。フィジカルレビュー。153（5）：1372–1377。Bibcode：1967PhRv..153.1372L。土井：10.1103 /PhysRev.153.1372。
^ ギンズバーグ、VL; Zheleznyakov、VV; Zaitsev、VV（1969）。「電波放射のコヒーレントメカニズムとパルサーの磁気モデル」。天体物理学と宇宙科学。4（4）：464–504。Bibcode：1969Ap＆SS … 4..464G。土井：10.1007 / BF00651351。S2CID 119003761。
^ ケンプ、JC; スウェーデン、JB; ランドストリート、JD; エンジェル、JRP（1970）。「白色矮星からの円偏光の発見」。アストロフィジカルジャーナル。161：L77。Bibcode：1970ApJ … 161L..77K。土井：10.1086 / 180574。
^ フェラーリオ、リリア; de Martino、Domtilla; Gaensicke、Boris（2015）。「磁性白色矮星」。宇宙科学レビュー。191（1–4）：111–169。arXiv：1504.08072。Bibcode：2015SSRv..191..111F。土井：10.1007 / s11214-015-0152-0。S2CID 119057870。
^ ケプラー、SO; Pelisoli、I。; ジョーダン、S。; クラインマン、SJ; Koester、D。; Kuelebi、B。; Pecanha、V。; Castanhiera、BG; 新田、A。; コスタ、JES; Winget、DE; カナーン、A。; Fraga、L。（2013）。「スローンデジタルスカイサーベイの磁気白色矮星」。王立天文学会月報。429（4）：2934–2944。arXiv：1211.5709。Bibcode：2013MNRAS.429.2934K。土井：10.1093 / mnras / sts522。S2CID 53316287。
^ Landstreet、JD; Bagnulo、S。; Valyavin、GG; Fossati、L。; ジョーダン、S。; モニン、D。; ウェイド、ジョージア州（2012）。「DA白色矮星における弱い磁場の発生率について」。天文学と天体物理学。545（A30）：9pp。arXiv：1208.3650。Bibcode：2012A＆A … 545A..30L。土井：10.1051 / 0004-6361 / 201219829。S2CID 55153825。
^ リーバート、ジェームズ; ベルジェロン、P。; ホルバーグ、JB（2003）。「フィールド白色矮星の間の磁気の真の発生率」。アストロノミカルジャーナル。125（1）：348–353。arXiv：astro-ph / 0210319。Bibcode：2003AJ …. 125..348L。土井：10.1086 / 345573。S2CID 9005227。
^ Buckley、DAH; Meintjes、PJ; ポッター、SB; マーシュ、TR; Gänsicke、BT（2017年1月23日）。「さそり座AR星系における白色矮星パルサーの偏光証拠」。ネイチャーアストロノミー。1（2）：0029. arXivの：1612.03185。Bibcode：2017NatAs … 1E..29B。土井：10.1038 / s41550-016-0029。S2CID 15683792。
^ Merali、Zeeya（2012年7月19日）。「星は原子を互いに近づけます」。ネイチャーニュース＆コメント。ネイチャー。土井：10.1038 /nature.2012.11045。2012年7月20日にオリジナルからアーカイブされました。検索された21年7月2012。
^ 「ZZCeti変数」。CenterdeDonnéesastronomiquesdeStrasbourg。AssociationFrançaisedesObservateursd’Etoiles変数。2007年2月5日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Quirion、P.-O。; フォンテーヌ、G。; ブラサード、P。（2007）。「有効温度-表面重力図におけるGWVir星の不安定領域のマッピング」。アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ。171（1）：219–248。Bibcode：2007ApJS..171..219Q。土井：10.1086 / 513870。
^ ローレンス、GM; オストリカー、JP; ヘッサー、JE（1967）。「超短周期恒星振動。I。白色矮星、新星、惑星状星雲の中央星、3c 273、および蠍座XR-1からの結果」。アストロフィジカルジャーナル。148：L161。Bibcode：1967ApJ … 148L.161L。土井：10.1086 / 180037。
^ ランドルト、オーストラリア（1968）。「新しい短期間の青い変数」。アストロフィジカルジャーナル。153：151 Bibcode：1968ApJ … 153..151L。土井：10.1086 / 149645。
^ Nagel、T。; Werner、K。（2004）。「新たに発見されたPG1159星HE1429-1209における非放射状gモード脈動の検出」。天文学と天体物理学。426（2）：L45。arXiv：astro-ph / 0409243。Bibcode：2004A＆A … 426L..45N。土井：10.1051 / 0004-6361：200400079。S2CID 9481357。
^ オブライエン、MS（2000）。「白色矮星以前の不安定帯の範囲と原因」。アストロフィジカルジャーナル。532（2）：1078-1088。arXiv：astro-ph / 9910495。Bibcode：2000ApJ … 532.1078O。土井：10.1086 / 308613。S2CID 115958740。
^ Winget、DE（1998）。「白色矮星の星震学」。Journal of Physics：CondensedMatter。10（49）：11247–11261。Bibcode：1998JPCM … 1011247W。土井：10.1088 / 0953-8984 / 10/49/014。
^ Heger、A。; フライヤー、CL; Woosley、SE; ランガー、N。; Hartmann、DH（2003）。「巨大な単一の星が彼らの人生をどのように終わらせるか」。アストロフィジカルジャーナル。591（1）：288–300。arXiv：astro-ph / 0212469。Bibcode：2003ApJ … 591..288H。土井：10.1086 / 375341。S2CID 59065632。
^ Napiwotzki、ラルフ（2009）。「白色矮星の銀河系の人口」。Journal ofPhysics。カンファレンスシリーズ。172（1）：012004. arXivの：0903.2159。Bibcode：2009JPhCS.172a2004N。土井：10.1088 / 1742-6596 / 172/1/012004。S2CID 17521113。
^ ラフリン、G。; ボーデンハイマー、P。; アダムズ、フレッドC.（1997）。「メインシーケンスの終わり」。アストロフィジカルジャーナル。482（1）：420–432。Bibcode：1997ApJ … 482..420L。土井：10.1086 / 304125。
^ ジェフリー、サイモン。「成熟を超えた星」。2015年4月4日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Sarna、MJ; エルグマ、E。; Gerškevitš、J。（2001）。「ヘリウムコア白色矮星の進化–中性子星の白色矮星の仲間を含む」。AstronomischeNachrichten。322（5–6）：405–410。Bibcode：2001AN …. 322..405S。土井：10.1002 / 1521-3994（200112）322：5/6 <405 :: AID-ASNA405> 3.0.CO; 2-6。
^ ベンヴェヌート、OG; デヴィート、マサチューセッツ州（2005）。「近接連星系におけるヘリウム白色矮星の形成–II」。王立天文学会月報。362（3）：891–905。Bibcode：2005MNRAS.362..891B。土井：10.1111 /j.1365-2966.2005.09315.x。
^ Nelemans、G。; タウリス、TM（1998）。「低質量の単一白色矮星の形成と後期恒星進化に対する惑星の影響」。天文学と天体物理学。335：L85。arXiv：astro-ph / 9806011。Bibcode：1998A＆A … 335L..85N。
^ 「惑星の食事療法は白色矮星が若くて整えるのを助けます」。ニューサイエンティスト。No.2639。2008年1月18日。2010年4月20日のオリジナルからアーカイブ。
^ ディロン、ヴィク。「低質量星の進化」。講義ノート、物理学213。シェフィールド大学。2012年11月7日にオリジナルからアーカイブされました。
^ ディロン、ヴィク。「高質量星の進化」。講義ノート、物理学213。シェフィールド大学。2012年11月7日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Schaffner-Bielich、Jürgen（2005）。「星のストレンジクォーク物質：一般的な概要」。Journal of Physics G：Nuclear and ParticlePhysics。31（6）：S651〜S657。arXiv：astro-ph / 0412215。Bibcode：2005JPhG … 31S.651S。土井：10.1088 / 0954-3899 / 31/6/004。S2CID 118886040。
^ 野本健一（1984）。「電子捕獲超新星に向けた8〜10個の太陽質量星の進化。I–電子縮退O + NE + MGコアの形成」。アストロフィジカルジャーナル。277：791 Bibcode：1984ApJ … 277..791N。土井：10.1086 / 161749。
^ Woosley、SE; ヘーガー、A。; ウィーバー、TA（2002）。「巨大な星の進化と爆発」。現代物理学のレビュー。74（4）：1015–1071。Bibcode：2002RvMP … 74.1015W。土井：10.1103 /RevModPhys.74.1015。
^ Werner、K。; ラウフ、T。; バーストー、マサチューセッツ州; クルク、JW（2004）。「ホットベア恒星コアH？1504 +65のチャンドラとFUSE分光法」。天文学と天体物理学。421（3）：1169–1183。arXiv：astro-ph / 0404325。Bibcode：2004A＆A … 421.1169W。土井：10.1051 / 0004-6361：20047154。S2CID 2983893。
^ リビオ、マリオ; トルラン、ジェームズW.（1994）。「新星の豊富さの解釈と含意について：豊富な富または過剰な濃縮」。アストロフィジカルジャーナル。425：797 Bibcode：1994ApJ … 425..797L。土井：10.1086 / 174024。
^ ジョーダン、ジョージC. IV。; Perets、Hagai B。; フィッシャー、ロバートT。; ヴァンロッサム、ダニエルR.（2012）。「爆轟失敗超新星：亜発光低速Ia超新星と鉄に富むコアを持つそれらの蹴られた残骸白色矮星」。アストロフィジカルジャーナルレター。761（2）：L23。arXiv：1208.5069。Bibcode：2012ApJ … 761L..23J。土井：10.1088 / 2041-8205 / 761/2 / L23。S2CID 119203015。
^ Panei、JA; Althaus、LG; ベンヴェヌート、OG（2000）。「鉄心白色矮星の進化」。王立天文学会月報。312（3）：531–539。arXiv：astro-ph / 9911371。Bibcode：2000MNRAS.312..531P。土井：10.1046 /j.1365-8711.2000.03236.x。S2CID 17854858。
^ アダムズ、フレッドC。; ラフリン、グレゴリー（1997）。「死にゆく宇宙：天体物理学のオブジェクトの長期的な運命と進化」。現代物理学のレビュー。69（2）：337–372。arXiv：astro-ph / 9701131。Bibcode：1997RvMP … 69..337A。土井：10.1103 /RevModPhys.69.337。S2CID 12173790。
^ Seager、S。; Kuchner、M。; Hier-Majumder、C。; Militzer、B。（2007年7月19日）。「固体太陽系外惑星の質量と半径の関係」。アストロフィジカルジャーナル（2007年11月発行）。669（2）：1279–1297。arXiv：0707.2895。Bibcode：2007ApJ … 669.1279S。土井：10.1086 / 521346。S2CID 8369390。
^ Lemonick、Michael（2011年8月26日）。「科学者は惑星と同じくらい大きなダイヤモンドを発見する」。タイムマガジン。2013年8月24日にオリジナルからアーカイブされました。検索された18年6月2015年。
^ 「ハッブルは惑星の残骸で「汚染された」死んだ星を見つけます」。ESA /ハッブルプレスリリース。2013年6月9日にオリジナルからアーカイブされました。
^ 「白色矮星に陥る彗星（アーティストの印象）」。www.spacetelescope.org。2017年2月15日にオリジナルからアーカイブされました。
^ 「Cometの衝突はほこりっぽい霞を蹴り上げる」。BBCニュース。2007年2月13日。2007年2月16日のオリジナルからアーカイブ。
^ Su、KYL; Chu、Y.-H。; リーケ、GH; ハギンズ、PJ; Gruendl、R。; Napiwotzki、R。; ラウフ、T。; 後者、WB; Volk、K。（2007）「らせん星雲の中心星の周りの塵円盤？」。アストロフィジカルジャーナル。657（1）：L41。arXiv：astro-ph / 0702296。Bibcode：2007ApJ … 657L..41S。土井：10.1086 / 513018。S2CID 15244406。
^ リーチ、ウィリアムT。; Kuchner、Marc J。; フォンヒッペル、テッド; バロウズ、アダム; Mullally、Fergal; キリック、ムクレミン; Winget、DE（2005）。「白色矮星G29-38の周りの塵の雲」。アストロフィジカルジャーナル。635（2）：L161。arXiv：astro-ph / 0511358。Bibcode：2005ApJ … 635L.161R。土井：10.1086 / 499561。S2CID 119462589。
^ シオン、エドワードM。; ホルバーグ、JB; Oswalt、Terry D。; McCook、George P。; ワサトニック、リチャード（2009）。「太陽から20パーセク以内の白色矮星：運動学と統計」。アストロノミカルジャーナル。138（6）：1681–1689。arXiv：0910.1288。Bibcode：2009AJ …. 138.1681S。土井：10.1088 / 0004-6256 / 138/6/1681。S2CID 119284418。
^ Li、Jianke; フェラーリオ、リリア; Wickramasinghe、Dayal（1998）。「白色矮星の周りの惑星」。アストロフィジカルジャーナルレター。503（1）：L151。Bibcode：1998ApJ … 503L.151L。土井：10.1086 / 311546。NS。L51。
^ bes、John H。; Walsh、Kevin J。; スターク、クリストファー（2012年2月24日）。「惑星系、ダスティ白色矮星、および金属汚染白色矮星の間のリンク」。アストロフィジカルジャーナル。747（2）：148 arXivの：1201.0756。Bibcode：2012ApJ … 747..148D。土井：10.1088 / 0004-637X / 747/2/148。ISSN 0004-637X。S2CID 118688656。

^ ベラス、ディミトリ; Gänsicke、Boris T.（2015年2月21日）。「遅い開梱を通して白色矮星の周りの検出可能な接近した惑星」。王立天文学会月報。447（2）：1049-1058。arXiv：1411.6012。Bibcode：2015MNRAS.447.1049V。土井：10.1093 / mnras / stu2475。ISSN 0035から8711まで。S2CID 119279872。

^ Frewen、SFN; ハンセン、BMS（2014年4月11日）。「汚染された白色矮星の原因としての風変わりな惑星と恒星進化」。王立天文学会月報。439（3）：2442–2458。arXiv：1401.5470。Bibcode：2014MNRAS.439.2442F。土井：10.1093 / mnras / stu097。ISSN 0035から8711まで。S2CID 119257046。

^ ボンザー、エイミー; Gänsicke、Boris T。; ベラス、ディミトリ; ヴィラバー、エヴァ; Mustill、Alexander J.（2018年5月21日）。「白色矮星汚染の推進力としての不安定な低質量惑星系」。王立天文学会月報。476（3）：3939–3955。arXiv：1711.02940。Bibcode：2018MNRAS.476.3939M。土井：10.1093 / mnras / sty446。ISSN 0035から8711まで。S2CID 4809366。

^ Gänsicke、Boris T。; ホルマン、マシューJ。; ベラス、ディミトリ; ペイン、マシューJ.（2016年3月21日）。「白色矮星の惑星系における太陽系外衛星の解放」。王立天文学会月報。457（1）：217–231。arXiv：1603.09344。Bibcode：2016MNRAS.457..217P。土井：10.1093 / mnras / stv2966。ISSN 0035から8711まで。S2CID 56091285。

^ Rebassa-Mansergas、Alberto; Xu（许偲艺）、Siyi; ベラス、ディミトリ（2018年1月21日）。「白色矮星汚染の惑星系起源のための重要な連星分離」。王立天文学会月報。473（3）：2871–2880。arXiv：1708.05391。Bibcode：2018MNRAS.473.2871V。土井：10.1093 / mnras / stx2141。ISSN 0035から8711まで。S2CID 55764122。

^ ベックリン、EE; Zuckerman、B。; Farihi、J。（2008年2月10日）。「白色矮星のスピッツァーIRAC観測。I。金属に富む縮退での暖かい塵」。アストロフィジカルジャーナル。674（1）：431–446。arXiv：0710.0907。Bibcode：2008ApJ … 674..431F。土井：10.1086 / 521715。ISSN 0004-637X。S2CID 17813180。

^ bes、John H。; テヴェノ、メリナ; Kuchner、Marc J。; バーガッサー、アダムJ。; シュナイダー、アダムC。; Meisner、Aaron M。; ガニェ、ジョナサン; Faherty、Jacqueline K。; Rees、Jon M.（2019年2月19日）。「裏庭の世界から発見された暖かい塵を伴う3Gyr白色矮星：惑星9市民科学プロジェクト」。アストロフィジカルジャーナル。872（2）：L25。arXiv：1902.07073。Bibcode：2019ApJ … 872L..25D。土井：10.3847 / 2041-8213 / ab0426。ISSN 2041から8213まで。S2CID 119359995。

^ Lemonick、Michael D.（2015年10月21日）。「ゾンビ星が小惑星でごちそうを捕まえた」。ナショナルジオグラフィックニュース。2015年10月24日にオリジナルからアーカイブされました。取得した22年10月2015。
^ ヴァンダーバーグ、アンドリュー; ジョンソン、ジョンアッシャー; ラパポート、ソール; Bieryla、Allyson; アーウィン、ジョナサン; ルイス、ジョン・アーバン; キッピング、デビッド; ブラウン、ウォーレンR。; Dufour、Patrick（2015年10月22日）。「白色矮星を通過する崩壊する小惑星」。ネイチャー。526（7574）：546–549。arXiv：1510.06387。Bibcode：2015Natur.526..546V。土井：10.1038 / nature15527。PMID 26490620。S2CID 4451207。

^ 王、ティンギ; 江、寧; Ge、Jian; Cutri、Roc M。; 江、鵬; Sheng、Zhengfeng; 周、ホンヤン; バウアー、ジェームズ; メインザー、エイミー; ライト、エドワードL.（2019年10月9日）。「白色矮星0145+ 234で進行中の中赤外線爆発：エキソアステロイドの潮汐破壊の作用で捕まえる？」arXiv：1910.04314 [ astro-ph.SR ]。
^ Gänsicke、Boris T。; Schreiber、Matthias R。; トロザ、オデット; 異邦人フシージョ、ニコラP。; Koester、Detlev; マンサー、クリストファーJ. 「白色矮星への巨大惑星の降着」（PDF）。ESO。2019年12月4日にオリジナルからアーカイブ（PDF）。
^ ヴァンダーバーグ、アンドリュー; etal。（2020年9月16日）。「白色矮星を通過する巨大惑星候補」。ネイチャー。585（7825）：363–367。arXiv：2009.07282。Bibcode：2020Natur.585..363V。土井：10.1038 / s41586-020-2713-y。hdl：1721.1 / 129733。PMID 32939071。S2CID 221738865 。

^ チョウ、フェリシア; アンドレオリ、クレア; コフィールド、カリア（2020年9月16日）。「NASAミッションスパイ最初の可能性のある惑星が恒星の燃えがらを抱き締める」。NASA。
^ ゲイリー、ブルースL.（2020年9月17日）。「WD1856 + 534トランジット光度曲線測光」。BruceGary.net 。
^ Agol、Eric（2011）。「白色矮星のハビタブルゾーンにおける地球の通過調査」。アストロフィジカルジャーナルレター。635（2）：L31。arXiv：1103.2791。Bibcode：2011ApJ … 731L..31A。土井：10.1088 / 2041-8205 / 731/2 / L31。S2CID 118739494。
^ バーンズ、ロリー; ヘラー、ルネ（2011）。「白と褐色矮星の周りの居住可能な惑星：冷却プライマリーの危険」。宇宙生物学。13（3）：279–291。arXiv：1211.6467。Bibcode：2013AsBio..13..279B。土井：10.1089 /ast.2012.0867。PMC 3612282。PMID 23537137。

^ ノードハウス、J。; シュピーゲル、DS（2013）。「白色矮星への低質量の仲間の軌道と既知の太陽系外惑星の運命について」。王立天文学会月報。432（1）：500–505。arXiv：1211.1013。Bibcode：2013MNRAS.432..500N。土井：10.1093 / mnras / stt569。S2CID 119227364。
^ Di Stefano、R。; ネルソン、LA; Lee、W。; ウッド、TH; Rappaport、S。（1997）。「Ia型前駆体としての発光超軟X線源」。P.ルイス-ラプエンテ; R.運河; J. Isern（編）。熱核超新星。NATO先端科学研究所（ASI）シリーズC。NATO ASIシリーズ：数学的および物理科学。486。スプリンガー。pp。148–149。Bibcode：1997ASIC..486..147D。土井：10.1007 / 978-94-011-5710-0_10。ISBN
978-0-7923-4359-2。
^ Lopes de Oliveira、R。; Bruch、A。; ロドリゲス、CV; デオリベイラ、AS; 向井健一（2020）。「CTCVJ2056-3014：非常に高速で回転する白色矮星を収容するX線の弱い中間ポーラー」。アストロフィジカルジャーナルレター。898（2）：L40。arXiv：2007.13932。Bibcode：2020ApJ … 898L..40L。土井：10.3847 / 2041-8213 / aba618。
^ Aguilar、David A。; クリスティン・プリアム（2010年11月16日）。「天文学者は爆発するかもしれない融合する星系を発見する」。ハーバード-スミソニアン天体物理学センター。2011年4月9日にオリジナルからアーカイブされました。取得した16年2月2011。
^ Aguilar、David A。; クリスティン、プリアム（2011年7月13日）。「宿命論的なダンスに閉じ込められた進化した星」。ハーバード-スミソニアン天体物理学センター。2011年7月15日にオリジナルからアーカイブされました。検索された17年7月2011。
^ ユン、S.-C。; ランガー、N。（2004）。「回転を伴う白色矮星の降着の超新星前進化」。天文学と天体物理学。419（2）：623–644。arXiv：astro-ph / 0402287。Bibcode：2004A＆A … 419..623Y。土井：10.1051 / 0004-6361：20035822。S2CID 2963085。
^ Blinnikov、SI; Röpke、FK; ソロキナ、EI; ギーゼラー、M。; Reinecke、M。; トラバグリオ、C。; Hillebrandt、W。; Stritzinger、M。（2006）。「Ia型超新星の爆燃モデルの理論的光度曲線」。天文学と天体物理学。453（1）：229–240。arXiv：astro-ph / 0603036。Bibcode：2006A＆A … 453..229B。土井：10.1051 / 0004-6361：20054594。S2CID 15493284。
^ オニール、イアン（2011年9月6日）。「白色矮星の速度を落とさないで爆発する可能性があります」。ディスカバリーコミュニケーションズ、LLC。2012年1月24日にオリジナルからアーカイブされました。
^ ゴンザレスエルナンデス、JI; Ruiz-Lapuente、P。; タベルネロ、HM; モンテス、D。; 運河、R。; Méndez、J。; Bedin、LR（2012）。「SN1006の前駆細胞の生き残った進化した仲間はいない」。ネイチャー。489（7417）：533–536。arXiv：1210.1948。Bibcode：2012Natur.489..533G。土井：10.1038 / nature11447。PMID 23018963。S2CID 4431391。

^ クラウス、オリバー; etal。（2008）。「ティコ・ブラーエの1572年の超新星は、その光エコースペクトルによって明らかにされた標準タイプIaとして」。ネイチャー。456（7222）：617–619。arXiv：0810.5106。Bibcode：2008Natur.456..617K。土井：10.1038 / nature07608。PMID 19052622。S2CID 4409995。

^ 「激変星」。ファクトシート。宇宙を想像してみてください！NASAゴダード。2007年7月9日にオリジナルからアーカイブされました。
^ 「激変星（CV）の紹介」。ファクトシート。NASAゴダード。2012年6月8日にオリジナルからアーカイブされました。
^ Giammichele、N。; ベルジェロン、P。; Dufour、P。、「Know Your Neighborhood：近くの白色矮星の詳細なモデル大気分析」、The Astrophysical Journal Supplement、199（2）：35、arXiv：1202.5581、Bibcode：2012ApJS..199 .. .. 29G、doi：10.1088 / 0067-0049 / 199/2/29、S2CID 118304737、29。
^ lfosse、X。; Forveille、T。; Beuzit、J.-L。; Udry、S。; 市長、M。; ペリエ、C。（1998年12月1日）。「新しい隣人。I。近くのM矮星への13人の新しい仲間」。天文学＆天体物理学。334：897 arXivの：アストロ-PH / 9812008。Bibcode：1999A＆A … 344..897D。

外部リンクと参考資料
コモンズには、白色矮星に関連するメディアが
全般的
カワラー、SD（1997）。「白色矮星」。カワラーでは、SD; ノビコフ、I。; Srinivasan、G。（編）。恒星の残骸。1997年。ISBN 978-3-540-61520-0。
ケプラー、SO; Pelisoli、I。; Koester、D。; オウリケ、G。; クラインマン、SJ; ロメロ、AD; 新田、A。; アイゼンスタイン、DJ; CostaJ。ES; Külebi、B。; ジョーダン、S。; Dufour、P。; Paolo Giommi、P。; Rebassa-Mansergas、A。「スローンデジタルスカイサーベイデータリリース10の新しい白色矮星」。王立天文学会月報、446、4、2015年1月2日、ページ。4078〜4087。DOI：10.1093 / mnras / stu2388。ISSN：1365–2966。
Rebassa-Mansergas、A。; Gänsicke、BT; Rodríguez-Gil、P。; シュライバー、MR; Koester、D。（2007年11月28日）。「SDSSからの共通外層後の連星– I.複数のスローンデジタルスカイサーベイ分光法による101個の白色矮星の主系列星：SDSSからの共通外層後の連星」。王立天文学会月報。382（4）：1377–1393。土井：10.1111 /j.1365-2966.2007.12288.x。
物理
ブラックホール、白色矮星、および中性子星：コンパクトなオブジェクトの物理学、スチュアートL.シャピロサウルA. Teukolsky、ニューヨーク：ワイリー、1983年
ISBN 0-471-87317-9。
Koester、D; Chanmugam、G（1990）。「白色矮星の物理学」。物理学の進歩に関するレポート。53（7）：837–915。Bibcode：1990RPPh … 53..837K。土井：10.1088 / 0034-4885 / 53/7/001。S2CID 122582479。
異邦人、デイブ（1995）。白色矮星とチャンドラセカール限界（修士論文）。デポール大学。
「エネルギー等分配からの恒星パラメータの推定」。sciencebits.com。 —単純なエネルギーの議論を使用して、白色矮星の質量半径関係と質量限界を見つける方法について説明します。
変動性
Winget、DE（1998）。「白色矮星の星震学」。Journal of Physics：CondensedMatter。10（49）：11247–11261。Bibcode：1998JPCM … 1011247W。土井：10.1088 / 0953-8984 / 10/49/014。
磁場
Wickramasinghe、DT; フェラーリオ、リリア（2000）。「孤立および二元白色矮星の磁性」。太平洋天文学会の出版物。112（773）：873–924。Bibcode：2000PASP..112..873W。土井：10.1086 / 316593。
周波数
ギブソン、BK; フリン、C（2001）。「白色矮星と暗黒物質」。科学。292（5525）：2211a。arXiv：astro-ph / 0104255。土井：10.1126 /science.292.5525.2211a。PMID 11423620。S2CID 14080941。
観察的
プロヴァンス語、JL; シップマン、HL; ホグ、エリック; Thejll、P。（1998）。「白色矮星の質量とヒッパルコスとの半径の関係のテスト」。アストロフィジカルジャーナル。494（2）：759–767。Bibcode：1998ApJ … 494..759P。土井：10.1086 / 305238。
ゲイツ、エヴァリン; ギュク、ゲザ; ハリス、ヒューC。; サブバラオ、マーク; アンダーソン、スコット; クラインマン、SJ; リーバート、ジェームズ; ブリューイントン、ハワード; etal。（2004）。「スローンデジタルスカイサーベイでの新しい超クール白色矮星の発見」。アストロフィジカルジャーナル。612（2）：L129。arXiv：astro-ph / 0405566。Bibcode：2004ApJ … 612L.129G。土井：10.1086 / 424568。S2CID 7570539。
マクック、GP; シオン、EM（編）。「ホワイトドワーフカタログWD」。ヴィラノーバ大学。
Dufour、P。; リーバート、ジェームズ; フォンテーヌ、G。; ベハラ、N。（2007）。「炭素雰囲気の白色矮星」。ネイチャー。450（7169）：522–4。arXiv：0711.3227。Bibcode：2007Natur.450..522D。土井：10.1038 / nature06318。PMID 18033290。S2CID 4398697。
画像
今日の天文学の写真
NGC 2440：新しい白色矮星の繭。今日の天文学写真（写真）。NASA。2010年2月21日。
ほこりとらせん星雲。今日の天文学写真（写真）。NASA。2009年12月31日。
ラシヤ天文台のらせん星雲。今日の天文学写真（写真）。NASA。2009年3月3日。
IC 4406：一見正方形の星雲。今日の天文学写真（写真）。NASA。2008年7月27日。
渦巻銀河M100の近くの超新星。今日の天文学写真（写真）。NASA。2006年3月7日。
白色矮星スタースパイラル。今日の天文学写真（写真）。NASA。2005年6月1日。”