Ik wil alles weten

Witte dwerg

Pin
Send
Share
Send


De eerste poging om witte dwergspectra te classificeren lijkt te zijn geweest door Gerard P. Kuiper in 1941,5271 en sindsdien zijn verschillende classificatieschema's voorgesteld en gebruikt.7273 Het systeem dat momenteel in gebruik is, werd in 1983 geïntroduceerd door Edward M. Sion en zijn co-auteurs en is vervolgens verschillende keren herzien. Het classificeert een spectrum door een symbool dat bestaat uit een initiaal D, een letter die het primaire kenmerk van het spectrum beschrijft, gevolgd door een optionele reeks letters die secundaire kenmerken van het spectrum beschrijven (zoals weergegeven in de tabel rechts), en een temperatuur indexnummer, berekend door 50.400 K te delen door de effectieve temperatuur. Bijvoorbeeld:

  • Een witte dwerg met alleen He I-lijnen in het spectrum en een effectieve temperatuur van 15.000 K zou de classificatie DB3 kunnen krijgen, of, indien gerechtvaardigd door de precisie van de temperatuurmeting, DB3.5.
  • Een witte dwerg met een gepolariseerd magnetisch veld, een effectieve temperatuur van 17.000 K en een spectrum gedomineerd door He I-lijnen die ook waterstofkenmerken had, zou de classificatie van DBAP3 kunnen krijgen.

De symbolen? en: kan ook worden gebruikt als de juiste classificatie onzeker is.5224

Witte dwergen waarvan de primaire spectrale classificatie DA is, hebben een door waterstof gedomineerde atmosfeer. Ze vormen het grootste deel (ongeveer driekwart) van alle waargenomen witte dwergen.54 Een kleine fractie (ongeveer 0,1 procent) heeft een door koolstof gedomineerde atmosfeer, de hete (boven 15.000 K) DQ-klasse.74 De classificeerbare rest (DB, DC, DO, DZ en cool DQ) heeft een door helium gedomineerde atmosfeer. Ervan uitgaande dat koolstof en metalen niet aanwezig zijn, hangt de spectrale classificatie af van de effectieve temperatuur. Tussen ongeveer 100.000 K tot 45.000 K zal het spectrum worden geclassificeerd als DO, gedomineerd door enkel geïoniseerd helium. Van 30.000 K tot 12.000 K zal het spectrum DB zijn, met neutrale heliumlijnen, en onder ongeveer 12.000 K zal het spectrum karakterloos zijn en geclassificeerd als DC.70,§ 2.454 De reden voor de afwezigheid van witte dwergen met door helium gedomineerde atmosferen en effectieve temperaturen tussen 30.000 K en 45.000 K, de zogenaamde DB-kloof, is niet duidelijk. Men vermoedt dat dit te wijten is aan concurrerende atmosferische evolutionaire processen, zoals zwaartekrachtscheiding en convectief mengen.54

Magnetisch veld

Magnetische velden in witte dwergen met een sterkte aan het oppervlak van ~ 1 miljoen gauss (100 teslas) werden voorspeld door PMS Blackett in 1947 als een gevolg van een fysische wet die hij had voorgesteld die stelde dat een ongeladen, roterend lichaam een ​​magnetisch veld zou moeten genereren evenredig met zijn hoekmomentum.75 Deze vermeende wet, ook wel de Blackett effect, werd nooit algemeen aanvaard, en tegen de jaren 1950 voelde zelfs Blackett dat het was weerlegd.76, 39-43 In de jaren zestig werd voorgesteld dat witte dwergen magnetische velden kunnen hebben vanwege het behoud van de totale magnetische oppervlakteflux tijdens de evolutie van een niet-gedegenereerde ster tot een witte dwerg. Een magnetisch oppervlakteveld van ~ 100 gauss (0,01 T) in de progenitor-ster zou dus een magnetisch oppervlakteveld van ~ 100 • 100 worden2= 1 miljoen gauss (100 T) zodra de straal van de ster met een factor 100 was gekrompen.69, §8;77, 484 De eerste magnetische witte dwerg die werd waargenomen, was GJ 742, waarvan werd vastgesteld dat het in 1970 een magnetisch veld had door de emissie van circulair gepolariseerd licht.78 Er wordt gedacht dat het een oppervlakteveld van ongeveer 300 miljoen gauss (30 kT) heeft.69, §8 Sindsdien zijn magnetische velden ontdekt in meer dan 100 witte dwergen, variërend van 2 × 103 tot 109 gauss (0,2 T tot 100 kT). Slechts een klein aantal witte dwergen is onderzocht op velden en naar schatting heeft ten minste 10 procent van de witte dwergen velden van meer dan 1 miljoen gauss (100 T).7980

Veranderlijkheid

DAV (GCVS: ZZA) DA spectraal type, met alleen waterstofabsorptielijnen in zijn spectrumDBV (GCVS: ZZB) DB spectraal type, met alleen heliumabsorptielijnen in zijn spectrumGW Vir (GCVS: ZZO) Sfeer meestal C, He en O;
kan worden verdeeld in DOV en PNNV sterren Soorten pulserende witte dwerg8182, §1.1, 1.2.Zie ook: Cataclysmische variabelen

Vroege berekeningen suggereerden dat er misschien witte dwergen waren waarvan de helderheid varieerde met een periode van ongeveer 10 seconden, maar zoekacties in de jaren 1960 namen dit niet waar.69, § 7.1.1;83 De eerste variabele witte dwerg die werd gevonden was HL Tau 76; in 1965 en 1966 constateerde Arlo U. Landolt dat het varieerde met een periode van ongeveer 12,5 minuten.84 De reden dat deze periode langer is dan voorspeld is dat de variabiliteit van HL Tau 76, net als die van de andere bekende pulserende variabele witte dwergen, voortkomt uit niet-radiale zwaartekrachtgolfpulsaties.69, § 7. Bekende soorten pulserende witte dwerg omvatten de DAVof ZZ Ceti, sterren, inclusief HL Tau 76, met door waterstof gedomineerde atmosferen en het spectrale type DA;69, 891, 895 DBVof V777 Haar, sterren, met door helium gedomineerde atmosferen en het spectrale type DB;54, 3525 en GW Vir sterren (soms onderverdeeld in DOV en PNNV sterren), met atmosferen gedomineerd door helium, koolstof en zuurstof.82,§1.1, 1.2;85,§1. GW Vir-sterren zijn strikt genomen geen witte dwergen, maar sterren op een positie in het Hertzsprung-Russell-diagram tussen de asymptotische gigantische tak en het witte dwerggebied. Ze kunnen worden genoemd pre-witte dwergen.82, § 1.1;86 Deze variabelen vertonen allemaal kleine (1 procent-30 procent) variaties in lichtopbrengst, die voortvloeien uit een superpositie van vibratiemodi met perioden van honderden tot duizenden seconden. Observatie van deze variaties geeft asteroseismologisch bewijs over het interieur van witte dwergen.87

Vorming

Men denkt dat witte dwergen het eindpunt vertegenwoordigen van stellaire evolutie voor hoofdvolgorde-sterren met massa's van ongeveer 0,07 tot 10 solarmassa's.887 De samenstelling van de geproduceerde witte dwerg zal verschillen afhankelijk van de initiële massa van de ster.

Sterren met een zeer lage massa

Als de massa van een ster uit de hoofdreeks lager is dan ongeveer een halve zonnemassa, wordt deze nooit heet genoeg om helium in zijn kern te laten smelten. Er wordt gedacht dat gedurende een levensduur die de leeftijd overschrijdt (~ 13,7 miljard jaar)6 van het heelal, zal zo'n ster uiteindelijk al zijn waterstof verbranden en zijn evolutie beëindigen als een heliumwitte dwerg die hoofdzakelijk uit helium-4-kernen bestaat. Vanwege de tijd die dit proces in beslag neemt, wordt niet gedacht dat het de oorsprong is van waargenomen heliumwitte dwergen. In plaats daarvan wordt gedacht dat ze het product zijn van massaverlies in binaire systemen348990911 of massaverlies als gevolg van een grote planetaire metgezel.92

Sterren met lage tot gemiddelde massa

Als de massa van een ster uit de hoofdreeks tussen ongeveer 0,5 en 8 zonnemassa's is, wordt de kern ervan voldoende heet om helium te smelten tot koolstof en zuurstof via het drievoudige-alfa-proces, maar het wordt nooit voldoende heet om koolstof tot neon te smelten . Tegen het einde van de periode waarin het fusiereacties ondergaat, zal een dergelijke ster een koolstof-zuurstofkern hebben die geen fusiereacties ondergaat, omgeven door een binnenste heliumbrandende schil en een buitenste waterstofbrandende schil. Op het Hertzsprung-Russell diagram, zal het worden gevonden op de asymptotische gigantische tak. Het zal dan het grootste deel van zijn buitenmateriaal verdrijven, waardoor een planetaire nevel ontstaat, totdat alleen de koolstof-zuurstof kern overblijft. Dit proces is verantwoordelijk voor de koolstof-zuurstof witte dwergen die de overgrote meerderheid van waargenomen witte dwergen vormen.899394

Sterren met gemiddelde tot hoge massa

Als een ster voldoende massief is, zal zijn kern uiteindelijk voldoende heet worden om koolstof met neon te laten smelten, en vervolgens neon te smelten met ijzer. Zo'n ster zal geen witte dwerg worden, omdat de massa van zijn centrale, niet-fuserende kern, ondersteund door elektronendegeneratie druk, uiteindelijk de grootst mogelijke massa zal overschrijden die wordt ondersteund door degeneratie druk. Op dit punt zal de kern van de ster instorten en deze zal exploderen in een kern-instortende supernova die een overblijvende neutronenster, zwart gat of mogelijk een meer exotische vorm van compacte ster zal achterlaten.8895 Sommige hoofdvolgorde sterren, van misschien 8 tot 10 zonne-massa's, hoewel voldoende massief om koolstof te verbinden met neon en magnesium, kunnen onvoldoende massief zijn om neon te fuseren. Zo'n ster kan een overblijfsel van een witte dwerg achterlaten die hoofdzakelijk bestaat uit zuurstof, neon en magnesium, op voorwaarde dat de kern niet instort en op voorwaarde dat fusie niet zo heftig verloopt dat de ster in een supernova uit elkaar wordt geblazen.9697 Hoewel enkele geïsoleerde witte dwergen zijn geïdentificeerd die van dit type kunnen zijn, komt het meeste bewijs voor het bestaan ​​van dergelijke sterren uit de novae genaamd ONeMg of neon novae. De spectra van deze nova vertonen een overvloed aan neon-, magnesium- en andere intermediaire-massa-elementen die alleen verklaard kunnen worden door de aangroei van materiaal op een witte zuurstof-neon-magnesium dwerg.29899

Lot

Een witte dwerg is stabiel eenmaal gevormd en zal vrijwel voor onbepaalde tijd blijven afkoelen; uiteindelijk wordt het een zwart witte dwerg, ook wel een zwarte dwerg genoemd. Ervan uitgaande dat het universum blijft uitbreiden, wordt gedacht dat in 1019 tot 1020 jaren zullen de sterrenstelsels verdampen terwijl hun sterren ontsnappen in de intergalactische ruimte.100, IIIIIA. Witte dwergen zouden dit over het algemeen moeten overleven, hoewel een incidentele botsing tussen witte dwergen een nieuwe fuserende ster of een super-Chandrasekhar massa witte dwerg kan produceren die zal exploderen in een type Ia supernova.100, §IIIC, IV. Men denkt dat de volgende levensduur van witte dwergen in de orde is van de levensduur van het proton, waarvan bekend is dat het ten minste 10 is32 jaar. Sommige eenvoudige grote eengemaakte theorieën voorspellen een protonenlevensduur van niet meer dan 1049 jaar. Als deze theorieën niet geldig zijn, kan het proton vervallen door meer gecompliceerde nucleaire processen, of door kwantumzwaartekrachtprocessen met een virtueel zwart gat; in deze gevallen wordt de levensduur geschat op maximaal 10200 jaar. Als protonen vergaan, zal de massa van een witte dwerg in de loop van de tijd zeer langzaam afnemen naarmate zijn kernen vergaan, totdat hij zoveel massa verliest dat hij een niet-gedegenereerde brok materie wordt en uiteindelijk volledig verdwijnt.100, §IV.

Stellair systeem

Het stellaire en planetaire systeem van een witte dwerg is geërfd van zijn stamvader en kan op verschillende manieren met de witte dwerg in wisselwerking staan. Infrarood-spectroscopische waarnemingen gedaan door NASA's Spitzer Space Telescope van de centrale ster van de Helixnevel suggereren de aanwezigheid van een stofwolk, die kan worden veroorzaakt door komische botsingen. Het is mogelijk dat infallerend materiaal hieruit röntgenemissie van de centrale ster kan veroorzaken.101102 Evenzo wezen waarnemingen in 2004 op de aanwezigheid van een stofwolk rond de jonge witte dwergster G29-38 (naar schatting ongeveer 500 miljoen jaar geleden gevormd door zijn AGB-voorouder), die mogelijk is veroorzaakt door getijdenverstoring van een passerende komeet dicht bij de witte dwerg.103 Als een witte dwerg zich in een binair systeem bevindt met een stellaire metgezel, kunnen verschillende verschijnselen optreden, waaronder novae en Type Ia supernovae. Het kan ook een superzachte röntgenbron zijn als het materiaal van zijn metgezel snel genoeg kan nemen om fusie op zijn oppervlak te ondersteunen.

Type Ia supernovae

Multi-golflengte röntgenfoto van SN 1572 of Tycho Nova, het overblijfsel van een Type Ia supernova.

De massa van een geïsoleerde, niet-roterende witte dwerg kan de Chandrasekhar-limiet van ~ 1,4 zonnemassa niet overschrijden. (Deze limiet kan toenemen als de witte dwerg snel en niet-uniform roteert.)104 Witte dwergen in binaire systemen kunnen echter materiaal verzamelen van een begeleidende ster, waardoor zowel hun massa als hun dichtheid toenemen. Naarmate hun massa de Chandrasekhar-grens nadert, zou dit theoretisch kunnen leiden tot ofwel de explosieve ontsteking van fusie in de witte dwerg of de ineenstorting ervan in een neutronenster.44

Accretion biedt het huidige favoriete mechanisme, de enkelvoudig gedegenereerd model, voor type Ia supernovae. In dit model verzamelt een koolstof-zuurstof witte dwerg materiaal van een begeleidende ster,45, p. 14. zijn massa vergroten en zijn kern comprimeren. Er wordt aangenomen dat compressieverwarming van de kern leidt tot ontsteking van koolstoffusie wanneer de massa de Chandrasekhar-grens nadert.45 Omdat de witte dwerg wordt ondersteund door de zwaartekracht door kwantumdegeneratie in plaats van door thermische druk, verhoogt het toevoegen van warmte aan het interieur van de ster zijn temperatuur maar niet zijn druk, zodat de witte dwerg niet uitzet en afkoelt als reactie. Integendeel, de verhoogde temperatuur versnelt de snelheid van de fusiereactie, in een weggelopen proces dat zichzelf voedt. De thermonucleaire vlam verbruikt veel van de witte dwerg in een paar seconden, waardoor een type Ia-supernova-explosie ontstaat die de ster vernietigt.545105 In een ander mogelijk mechanisme voor type Ia supernovae, de dubbel gedegenereerd model, twee koolstof-zuurstof witte dwergen in een binair systeem vloeien samen en creëren een object met een massa die groter is dan de Chandrasekhar-grens waarin koolstoffusie vervolgens wordt ontstoken.45, 14.

Cataclysmische variabelen

Wanneer aangroei van materiaal een witte dwerg niet dicht bij de Chandrasekhar-grens duwt, kan aangroeid waterstofrijk materiaal op het oppervlak nog steeds ontbranden in een thermonucleaire explosie. Omdat de kern van de witte dwerg intact blijft, kunnen deze oppervlakte-explosies worden herhaald zolang de aangroei voortduurt. Dit zwakkere soort repetitief cataclysmisch fenomeen wordt een (klassieke) nova genoemd. Astronomen hebben ook dwerg novae waargenomen, die kleinere, frequentere lichtheidspieken hebben dan klassieke nova. Men denkt dat deze niet door fusie worden veroorzaakt, maar eerder door het vrijkomen van potentiële zwaartekrachtenergie tijdens accretie. Over het algemeen worden binaire systemen met een witte dwerggroei van een stellaire metgezel cataclysmische variabelen genoemd. Evenals novae en dwerg novae zijn verschillende andere klassen van deze variabelen bekend.545106107 Zowel fusie- als door accretie aangedreven cataclysmische variabelen zijn waargenomen als röntgenbronnen.107

Zie ook

  • Bruine dwerg
  • Hertzsprung-Russell diagram
  • Neutronenster
  • Planetaire nevel
  • rode dwerg
  • Supernova

Notes

  1. 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 Michael Richmond, late stadia van evolutie voor sterren met een lage massa. Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. Ontvangen op 7 november 2008.
  2. 2.0 2.1 K. Werner, N.J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch en S. Dreizler. 2004. Over mogelijke zuurstof / neon witte dwergen: H1504 + 65 en de witte dwergdonoren in ultracompacte röntgenstralen. in D. Koester en S. Moehler. 2005. 14e Europese workshop over witte dwergen; Proceedings van een vergadering in Kiel, 19-23 juli 2004. (San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific. ISBN 9781583811979), 165. Op 7 november 2008 opgehaald.
  3. 3.0 3.1 James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta en Jurek Krzesinski. 2004. Een heliumwitte dwerg met een extreem lage massa. The Astrophysical Journal. 606 (2): L147-L149. Ontvangen op 7 november 2008.
  4. 4.0 4.1 Persbericht. 2007. Kosmisch gewichtsverlies: de laagste massa witte dwerg. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Ontvangen op 7 november 2008.
  5. 5.0 5.1 5.2 5.3 5.4 5.5 5.6 Jennifer Johnson, Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars. Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. Ontvangen op 7 november 2008.
  6. 6.0 6.1 D.N. Spergel, et al. 2007. Wilkinson Microwave Anisotropopy Probe (WMAP) Driejaarsresultaten: implicaties voor kosmologie. ApJS. 170: 377. Ontvangen op 7 november 2008.
  7. 7.0 7.1 7.2 G. Fontaine, P. Brassard en P. Bergeron. 2001. Het potentieel van White Dwarf Cosmochronology. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific 113 (782): 409-435. Ontvangen op 7 november 2008.
  8. 8.0 8.1 8.2 8.3 E. Schatzman, 1958. Witte dwergen. (Amsterdam, NL: Noord-Holland.)
  9. 9.0 9.1 9.2 9.3 J.B. Holberg, 2005. Hoe gedegenereerde sterren bekend werden als witte dwergen. Bulletin van de American Astronomical Society 37: 1503. Ontvangen op 7 november 2008.
  10. ↑ William Herschel, (1785). Catalogus van dubbele sterren. Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75: 40-126. Ontvangen op 7 november 2008.
  11. ↑ W.H. van den bos. (1926). De baan en de massa van 40 Eridani voor Christus. Bulletin van de astronomische instituten van Nederland 3 (98): 128-132. Ontvangen op 7 november 2008.
  12. ↑ W.D. Heintz, 1974. Astrometrische studie van vier visuele binaries. Astronomical Journal 79 (7): 819-825. Ontvangen op 7 november 2008.
  13. ↑ Walter S. Adams, (1914) Een ster van het A-type met een zeer lage lichtsterkte. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific 26 (155): 198. Ontvangen op 7 november 2008.
  14. 14.0 14.1 F.W. Bessel, J.F.W. Herschel. (1844). Over de variaties van de juiste bewegingen van Procyon en Sirius. Maandelijkse mededelingen van de Royal Astronomical Society 6: 136-141. Ontvangen op 7 november 2008.
  15. 15.0 15.1 Camille Flammarion, (1877). De metgezel van Sirius. Het astronomisch register 15 (176): 186-189. Ontvangen op 7 november 2008.
  16. ↑ W.S. Adams, 1915. Het spectrum van de metgezel van Sirius. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific. 27 (161): 236-237. Ontvangen op 7 november 2008.
  17. ↑ A. van Maanen, (1917). Twee zwakke sterren met grote juiste beweging. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific 29 (172): 258-259. Ontvangen op 7 november 2008.
  18. ↑ Willem J. Luyten, 1922. De gemiddelde parallax van vroege sterren van een bepaalde juiste beweging en schijnbare grootte. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific 34 (199): 156-160. Ontvangen op 7 november 2008.
  19. ↑ Willem J. Luyten, 1922. Opmerking over enkele zwakke vroege type sterren met grote juiste bewegingen. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific 34 (197): 54-55. Ontvangen op 7 november 2008.
  20. ↑ Luyten, Willem J. 1922. Aanvullende opmerking over zwakke vroege sterren met grote, juiste bewegingen. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific 34 (198): 132. Ontvangen op 7 november 2008.
  21. ↑ Willem J. Luyten, 1922. Derde opmerking over zwakke vroege type sterren met grote juiste beweging. Publicaties van de Astronomical Society of the Pacific 34 (202): 356-357. Ontvangen op 7 november 2008.
  22. 22.0 22.1 22.2 NET ZO. Eddington, 1924. Over de relatie tussen de massa en de helderheid van de sterren. Maandelijkse mededelingen van de Royal Astronomical Society. 84: 308-332. Ontvangen op 7 november 2008.
  23. ↑ Luyten, Willem J. 1950. De zoektocht naar witte dwergen. Astronomical Journal. 55 (1183): 86-89. Ontvangen op 7 november 2008.
  24. 24.0 24.1 24.2 24.3 George P. McCook en Edward M. Sion. 1999. Een catalogus van spectroscopisch geïdentificeerde witte dwergen. De Astrophysical Journal Supplement-serie 121 (1): 1-130. Ontvangen op 7 november 2008.
  25. 25.0 25.1 Daniel J. Eisenstein, et al. 2006. Een catalogus van spectroscopisch bevestigde witte dwergen uit de Sloan Digital Sky Survey Data Release 4. De Astrophysical Journal Supplement-serie 167 (1): 40-58. Ontvangen op 7 november 2008.
  26. ↑ Mukremin Kulic, Carlos Allende Prieto, Warren R. Brown en D. Koester. 2007. De laagste massa witte dwerg. The Astrophysical Journal 660 (2): 1451-1461. Ontvangen op 7 november 2008.
  27. 27.0 27.1 ZO. Kepler, et al. 2007. Witte dwergmassaverdeling in de SDSS. Maandelijkse mededelingen van de Royal Astronomical Society 375 (4): 1315-1324. Ontvangen op 7 november 2008.
  28. ↑ H.L. Shipman, 1979. Massa's en stralen van witte dwergsterren. III - Resultaten voor 110 waterstofrijke en 28 heliumrijke sterren. The Astrophysical Journal 228: 240-256. Ontvangen op 7 november 2008.
  29. ↑ Fredrik Sandin, 2005. Exotische fasen van materie in compacte sterren. Licentiaire scriptie, Luleå University of Technology. Ontvangen op 7 november 2008.
  30. ↑ L. Boss, 1910. Voorlopige algemene catalogus. (Washington, DC: Carnegie Institution.)
  31. ↑ James Liebert, Patrick A. Young, David Arnett, J.B. Holberg en Kurtis A. Williams. 2005. The Age and Progenitor Mass of Sirius B. The Astrophysical Journal 630 (1): L69-L72.
  32. ↑ E. Öpik, 1916. De dichtheid van visuele dubbelsterren. The Astrophysical Journal 44: 292-302. Ontvangen op 7 november 2008.
  33. ↑ A.S. Eddington, 1927. Sterren en Atomen. (Oxford, VK: Clarendon Press.)
  34. ↑ Walter S. Adams, 1925. De relativiteitsverplaatsing van de spectrale lijnen in de metgezel van Sirius. Proceedings van de National Academy of Sciences van de Verenigde Staten van Amerika. 11 (7): 382-387. Ontvangen op 7 november 2008.
  35. 35.0 35.1 35.2 R.H. Fowler, 1926. On Dense Matter. Maandelijkse mededelingen van de Royal Astronomical Society. 87: 114-122. Ontvangen op 7 november 2008.
  36. ↑ Lilliam H. Hoddeson en G. Baym. 1980. De ontwikkeling van de kwantummechanische elektronentheorie van metalen: 1900-28. Proceedings van de Royal Society of London, Series A, Mathematical and Physical Sciences. 371(1744):8-23.
  37. 37.0 37.1 37.2 37.3 37.4 Raming van stellaire parameters van Energy Equipartition. ScienceBits. Ontvangen op 7 november 2008.
  38. ↑ Rachel Bean, Lezing 12 - Degeneracy druk. Lecture notes, Astronomy 211. Cornell University. Ontvangen op 7 november 2008.
  39. ↑ Wilhelm Anderson, 1929. Über die Grenzichte der Materie und der Energie. Zeitschrift für Physik. 56(11-12):851-856.
  40. 40.0 40.1 Edmund C. Stoner, 1930. Het evenwicht van dichte sterren. Filosofisch tijdschrift (7e serie) 9: 944-963.
  41. ↑ S. Chandrasekhar, 1931. De maximale massa van ideale witte dwergen. The Astrophysical Journal 74 (1): 81-82. Ontvangen op 7 november 2008.
  42. 42.0 42.1 42.2 Chandrasekhar, S. 1935. De sterk ingestorte configuraties van een sterrenmassa (tweede artikel). Maandelijkse mededelingen van de Royal Astronomical Society 95: 207-225. Ontvangen op 7 november 2008.
  43. ↑ De Nobelprijs voor de natuurkunde 1983. Nobel Foundation. Ontvangen op 7 november 2008.
  44. 44.0 44.1 R. Canal en J. Gutierrez. 1997. De mogelijke witte dwerg-neutronensteraansluiting. arXiv: astro-ph / 9701225v1. Ontvangen op 7 november 2008.
  45. 45.0 45.1 45.2 45.3 45.4 45.5 Wolfgang Hillebrandt en Jens C. Niemeyer. 2000. Type IA Supernova explosiemodellen. Jaaroverzicht van astronomie en astrofysica 38: 191-230. Ontvangen op 7 november 2008.
  46. ↑ Gilles Chabrier en Isabelle Baraffe. 2000. Theorie van lage-massa sterren en substellaire objecten. Jaaroverzicht van astronomie en astrofysica 38: 337-377. Ontvangen op 7 november 2008.
  47. ↑ Jim Kaler, het Hertzsprung-Russell (HR) -diagram. astro.uiuc.edu. Ontvangen op 7 november 2008.
  48. ↑ Normen voor astronomische catalogi, versie 2.0, paragraaf 3.2.2. vizier.u-strasbg.fr. Ontvangen op 7 november 2008.
  49. ↑ Joel E. Tohline, de structuur, stabiliteit en dynamiek van zelfzwaartekrachtsystemen. phys.lsu.edu. Ontvangen op 7 november 2008.
  50. ↑ F. Hoyle, 1947. Opmerking over evenwichtsconfiguraties voor roterende witte dwergen. Maandelijkse mededelingen van de Royal Astronomical Society 107: 231-236. Ontvangen op 7 november 2008.
  51. ↑ Jeremiah P. Ostriker en Peter Bodenheimer. 1968. Snel roterende sterren. II. Enorme witte dwergen. The Astrophysical Journal 151: 1089-1098. Ontvangen op 7 november 2008.
  52. 52.0 52.1 52.2 E.M. Sion, J.L. Greenstein, J.D. Landstreet, J. Liebert, H.L. Shipman, en G.A. Wegner. 1983. Een voorgesteld nieuw wit dwergspectrumclassificatiesysteem. The Astrophysical Journal 269 ​​(1): 253-257. Ontvangen op 7 november 2008.
  53. 53.0 53.1 N.C. Hambly, S.J. Smartt en S. Hodgkin. 1997. WD 0346 + 246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus. The Astrophysical Journal 489: L157-L160. Ontvangen op 7 november 2008.
  54. 54.0 54.1 54.2 54.3 54.4 54.5 54.6 54.7 Gilles Fontaine en François Wesemael. 2001. "Witte dwergen." in Paul Murdin, (ed.) 2001. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. (Bristol, UK; Philadelphia, PA: Institute of Physics Publishing; Londen, UK; New York, NY; Tokyo, JP: Nature Publishing Group. ISBN 0333750888.)
  55. ↑ J. Heise, 1985. Röntgenstraling van geïsoleerde hete witte dwergen. Space Science beoordelingen 40: 79-90. Ontvangen op 7 november 2008.
  56. ↑ P. Bergeron, Maria Teresa Ruiz en S.K. Leggett. De chemische evolutie van koele witte dwergen en het tijdperk van de lokale galactische schijf. De Astrophysical Journal Supplement-serie 108 (1): 339-387. Ontvangen op 7 november 2008.
  57. 57.0 57.1 T.S. Metcalfe, M.H. Montgomery en A. Kanaan. 2004. Testing White Dwarf Crystallization Theory met asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093. The Astrophysical Journal 605 (): L133-L136. Ontvangen op 7 november 2008.
  58. ↑ J.L. Barrat, J.P. Hansen en R. Mochkovitch. 1988. Kristallisatie van koolstof-zuurstofmengsels in witte dwergen. Astronomie en astrofysica 199 (1-2): L15-L18. Ontvangen op 7 november 2008.
  59. ↑ D.E. Winget, 1995. De status van White Dwarf Asteroseismology en een glimp van de weg vooruit. Baltische astronomie 4: 129-136. Ontvangen op 7 november 2008.
  60. ↑ David Whitehouse, 2004. Diamond star windt astronomen op. BBC nieuws. Ontvangen op 7 november 2008.
  61. ↑ Persbericht. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Ontvangen op 7 november 2008.
  62. ↑ A. Kanaan, et al. 2004. Whole Earth Telescope-observaties van BPM 37093: een seismologische test van kristallisatietheorie in witte dwergen. arXiv: astro-ph / 0411199v1. Ontvangen op 7 november 2008.
  63. ↑ P. Brassard en G. Fontaine. 2005. Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View. The Astrophysical Journal 622 (1): 572-576. Ontvangen op 7 november 2008.
  64. ↑ G.P. McCook en E.M. Sion. III / 235A: Een catalogus van spectroscopisch geïdentificeerde witte dwergen. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Ontvangen op 7 november 2008.
  65. 65.0 65.1 S.K. Leggett, Maria Teresa Ruiz en P. Bergeron. 1998. De functie Cool White Dwarf Luminosity en het tijdperk van de galactische schijf. The Astrophysical Journal 497: 294-302. Ontvangen op 7 november 2008.
  66. ↑ Evalyn Gates, et al. 2004. Ontdekking van nieuwe Ultracool White Dwarfs in de Sloan Digital Sky Survey. The Astrophysical Journal 612 (2): L129-L132. Ontvangen op 7 november 2008.
  67. ↑ James S. Trefil, (1983) 2004. The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe. (herdruk ed. Mineola, NY: Dover Publications. ISBN 0486438139).
  68. ↑ Evry Schatzman, 1945. Théorie du débit d'énergie des naines blanches. Annales d'Astrophysique 8: 143-209. Ontvangen op 7 november 2008.
  69. 69.0 69.1 69.2 69.3 69.4 69.5 D. Koester en G. Chanmugam. 1990. Fysica van witte dwergsterren. Rapporten over vooruitgang in de natuurkunde 53: 837-915. Ontvangen op 7 november 2008.
  70. 70.0 70.1 Steven D. Kawaler, "White Dwarf Stars" in S.D. Kawaler, I. Nov

    Pin
    Send
    Share
    Send