맥북에어 M4 출시일

스펙트럼 관찰은 흰색 난쟁이들을 구성하는 요소의 비율을 보여준다. 관측된 백색 난쟁이 중 25-33%가 금속선을 가지고 있다. 만약 이 무거운 원소들이 원래 흰색 난쟁이 안에 존재했다면, 그들은 이미 (중앙) 아래로 내려갔을 것이다. 백선이 금속이 풍부한 이유는 주변에 끌린 것으로 추정되기 때문이며, 최근의 연구에 따르면, 백색 와이어에서 중수소 비율은 파괴된 바위 행성의 비율과 동일하다는 것이다.

자기장
백색 난쟁이들의 자기장은 수명을 다한 항성의 반경이 급격하게 감소함에 따라 이해하기 쉬운 현상이다. 100 G 자기장을 가진 별의 반경이 100배 감소하면 백색 와이어의 자기장은 백만 G가 될 것이다. 1970년 선형 극화를 통해 백사장의 자기장을 처음 관찰한 이래 G지역에는 100개 이상의 자기장이 존재했다. 흰색 와이어 중 최소한 10%는 100만 G 이상의 자기장을 가지고 있다고 추정한다.

표면 온도
가시광선 범위에서 관찰된 백색 와이어의 표면 온도는 150개 이상이다.000 K와 빨간색 와이어의 표면 온도는 4입니다.000 K. 표면 온도가 30 이상인 흰색 와이어저에너지 X-ray 및 극지방의 장비 분야에서 000K가 관측되었다. 흰 가시가 너무 작기 때문에 열을 식히는데 오랜 시간이 걸립니다. 흰색 와이어가 냉각되면 표면 온도가 떨어지고 방사선이 빨갛게 되고 빛이 작아진다. 백색 와이어의 온도를 정확하게 추정할 수 있다면 백색 와이어의 나이도 추정할 수 있다. 관측된 대부분의 백색 와이어는 표면 온도가 8이다.000에서 40세 사이입니다.000 K. 흰 가시는 추운 날씨에서 더운 날씨보다 온도를 100도 낮추는데 더 많은 시간이 필요하다. 따라서 더 많은 저온 화이트 와이어가 있을 것으로 예상되며, 연구는 계속해서 저온 화이트 와이어를 발견했다. 많은 백선은 표면 온도 4,000K 미만이며, 최근 Perlsa 회원인 백선 온도가 3,000K 미만임을 발견했다.

하얀 난쟁이 이론
20세기 초에요. 수세기 동안 천문학자들은 지구의 크기만한 천체에서 흰 가시가 발견되었을 때 행성 질량의 엄청난 밀도를 어떻게 설명해야 할지 궁금해하기 시작했다. 내부 구조 이론에 따르면, 중력에 따라 내부로 수축하기 위한 압력은 수소의 융합 반응에 의해 유지되는 온도와 압력이며, 항성이 수소 연료를 빼면 중력과 무게의 압력이 약해지므로 별은 짧게 n이 된다.내부는 수축되고 에너지가 방출됩니다. 하지만 헬륨이 연소되고 이산화탄소와 산소가 되면 다시 수축합니다. 그러나 태양 질량이 있는 항성의 경우 실내 온도는 탄소의 합병을 발생시킬 만큼 충분히 상승하지 않는다. 그러면 지구의 크기를 멈추고 별을 유지하는 것이 큰 문제였습니다. 그 답은 현대 물리학의 발달에서 나온 것인데, 그 당시 활발히 연구되었습니다. 탄소와 산소의 수축은 자유 전자들의 밀도를 증가시킨다. 흰색 와이어는 약 몇 개의 전자를 가지고 있는데, 이 전자들은 압축되어 있기 때문에 폴의 배제 원칙에 따라 낮은 에너지 상태에서 함께 존재할 수 없고, 점점 더 높은 에너지 레벨을 흡수하여 내부 에너지나 압력을 증가시킵니다. 이것은 퇴행 압력으로 알려져 있고, 백조는 전자의 축적 압력과 중력을 균형을 이루는 별이라는 것을 발견했다.

그러나 흥미로운 것은 흰색 와이어의 질량이 클수록 중력 풀백의 중량과 성장하기 위해 수축된 흰색 와이어의 무게가 작아진다는 것이다. 따라서 백색 와이어의 질량이 증가하면 반경이 작아질 것으로 예상된다. 반경은 얼마나 작습니까? 이 문제는 인도 천문학자 찬드라세카가 해결했습니다. Chandraseka는 전자들이 비정상적인 상태(전자가 빛의 속도보다 느리게 이동함)에서 전자기 변압 압력과 중력의 균형을 유지할 수 있으며 흰색 와이어의 특정 질량이 기계적 균형을 회복하지 못한다는 것을 발견했다.막을 수 있어 특정 질량의 백색선 내부의 전자는 상대적으로 간주되었다(전자는 매우 가까운 곳에 있다).