白い小人とは何ですか？

hold白いドワーフは、メインシーケンススターが水素とヘリウム燃料をすべて燃やすが、炭素と酸素を融合するために必要な圧力と熱を欠いているときに形成される比較的小さく、密なタイプの星です。白いd星は、通常は太陽の0.5〜0.7倍の質量がありますが、地球の量に匹敵する量です。白いドワーフフッドは、既知の星の97％の恒星進化の終わりの状態です。ヘリウムを炭素と酸素に融合させることを余儀なくされます。そのコアは、融合できない炭素と酸素で蓄積し始めるため、融合はコアの外側のシェルで行われなければなりません。コアの膨大な重力は水素を一緒に押し込み、以前よりもはるかに速く融合させ、星の光度を1,000〜10,000倍に増やし、その半径を火星軌道に匹敵するものに増やします。星が融合し、重力が引き継ぎ、星はそれ自体に落ち始めます。星が十分に大きい場合、超新星が発生する可能性があります。それ以外の場合、余分な材料はただ浮かんで惑星の星雲を形成し、非常に密なコアのみが残っています。これは白い小人です。白い小人には独自のエネルギー源がないため、それが生成する唯一の熱は、ヘリウム融合の日からの残骸です。数十億年後、白い小人は黒い小人、生気のない恒星の殻になるために涼しいと予測されていますが、宇宙の年齢（137億年）はまだ発生するには十分ではありません。私たちの太陽の近所のすべての星の。核反応はコアに発生しないため、強力な望遠鏡で観察可能ですが、非常に明るくなります。より有名なパートナーであるシリウスAの仲間であるシリウスBは、ドッグスターとしても知られていますが、白い小人です。最初の白い小人は、1783年1月31日にフリードリッヒ・ハーシェルによって、バイナリシステム、エリダニBとCで観察されました。