白色矮星

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白色矮星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/13 15:45 UTC 版)

「みずがめ座R星」の記事における「白色矮星」の解説

白色矮星は、質量が太陽の6割程度から太陽と同程度とみられる。X線での観測からは、磁場が比較的強い白色矮星と予想される。表面温度は、観測されたイオンのスペクトルの励起温度から、80,000K程度あるとみられる。白色矮星の周囲には、ミラ型星から移動した物質により、降着円盤が形成されている。この降着円盤を動力源として、連星から双極的に伸びるジェットが駆動されているとみられる。

白色矮星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/01 15:29 UTC 版)

「恒星の自転」の記事における「白色矮星」の解説

詳細は「白色矮星」を参照 白色矮星は、かつての熱核融合の生成物で構成されているが、それらの重い元素を燃やす程の質量を持たない恒星である。電子縮退圧と呼ばれる量子効果で支えられており、それ以上崩壊することはない。通常、元になる恒星が外層を失った際の角モーメントの喪失により、ほとんどの白色矮星の自転速度は遅い。 ゆっくり自転する白色矮星は、中性子星に崩壊するかIa型超新星爆発を起こす以外は、チャンドラセカール限界の1.44太陽質量を超えられない。降着や衝突により、白色矮星がこの質量に達すると、重力が電子による圧力を超える。しかし、白色矮星が高速で自転していると、赤道地域の実効重力は減少し、白色矮星はチャンドラセカール限界を超えることができる。このような高速の自転は、例えば質量降着による角モーメントの転移等によって実際に起こりうることである。

白色矮星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/10 02:23 UTC 版)

「コンパクト星の一覧」の記事における「白色矮星」の解説

ケンタウルス座V886星 EQ J190947-374414：PSR J1909-3744との連星。 GALEX 1931+0117 - 砕けた地球型惑星に由来すると思われる岩石の環を持っている。 WD B1620-26 - 惑星を持つ。中性子星との連星。 かに座HM星 - 白色矮星同士の連星。既知で最も短い公転周期を持つ。 PG 0843+516 - 砕けた地球型惑星に由来すると思われる岩石の環を持っている。 PG 1015+161 - 砕けた地球型惑星に由来すると思われる岩石の環を持っている。 RXJ0648.0–4418 - 最も重い白色矮星。HD 49798の連星。 SDSS J065133.338+284423.37 - 重力波の存在が間接的に測定された白色矮星の連星。 SDSS 1228+1040 - 砕けた地球型惑星に由来すると思われる岩石の環を持っている。 ヴァン・マーネン星 - 連星を成していない単独星では最も地球に近い白色矮星。 エリダヌス座ο2星B おとめ座QS星A グリーゼ440 しし座DP星A - 惑星を持つ。 シリウスB - 2番目に発見された白色矮星かつ最も地球に近い白色矮星。 プロキオンB ペガスス座IK星B - ペガスス座IK星Aとの連星。 ペルセウス座GK星 - 白色矮星と主系列星の連星と考えられている。 ミラB レグルスAb レチクル座ε星B - 連星であるレチクル座ε星Aには惑星がある。 みずがめ座AE星 - 2005年から2006年にかけてすざくが観測を行った結果、パルサーであるにも関わらず中性子星ではないことが判明した初めての天体。

白色矮星

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/19 21:52 UTC 版)

「恒星進化論」の記事における「白色矮星」の解説

赤色巨星の外層では恒星の中心からの距離が遠く重力が弱いために徐々にガスが周囲に流出し、外層を失った恒星は核融合反応が停止した核の部分だけを残して一生を終える。この核は収縮により地球程度の大きさとなっており、白色矮星と呼ばれる。白色矮星は、熱放射により長い時間をかけてゆっくりと冷却していき、最後には光と熱を完全に失った黒色矮星へと変化していくものと考えられている。 質量が太陽の46%以下の恒星は赤色矮星（M型主系列星）と呼ばれ、中心核の温度がヘリウムの核融合が起きるほどには上昇しないため、赤色巨星にはならず、水素を消費し尽くして核融合反応が止まった時点で白色矮星となり一生を終えるものと予想される。ただし、赤色矮星の寿命は短くても1000億年、長ければ10兆年以上に及ぶと推測され、これは現在の宇宙の年齢（約138億年）よりも長いため、このようにして一生を終えた星は現在の時点ではまだ存在しないと考えられている。