ดาวแคระขาว คืออะไร?
ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาว (English: White dwarf) หรือบางครั้งเรียกว่า ดาวแคระเสื่อม (Degenerate dwarf) เป็นดาวขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วยอิเล็กตรอนที่เป็นสสารเสื่อม เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับโลก ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมีกำลังส่องสว่างน้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้[1]
ดาวแคระขาว
ในการพิสูจน์หาพลังงานจลน์ต่อหน่วยมวล Ek หาจาก หมีขาว
หมีขาว หรือ หมีขั้วโลก (; ) เป็นสัตว์เลี้ยงลูกด้วยน้ำนมในชั้นสัตว์เลี้ยงลูกด้วยน้ำนม ในอันดับสัตว์กินเนื้อ (Carnivora) จัดเป็นหมีชนิดหนึ่ง  ดาวแคระดำ
เนื่องจากวิวัฒนาการในอนาคตอันไกลของดาวแคระขาวขึ้นอยู่กับคำถามทางฟิสิกส์ อย่างเช่น ธรรมชาติของสสารมืด และความเป็นไปได้และอัตราของการสลายอนุภาคโปรตอน ซึ่งยังเข้าใจอย่างจำกัด จึงไม่เป็นที่ทราบแน่ชัดว่าดาวแคระขาวจะใช้เวลาเท่าใดจึงจะเย็นตัวลงเป็นดาวแคระดำ บาร์รอว์และไทเพลอร์ประมาณว่าจะใช้เวลา 10 ปีที่จะทำให้ดาวแคระขาวมีอุณหภูมิลดลงเหลือ 5,000 เคลวิน อย่างไรก็ตาม หากอนุภาคมวลสูงที่ทำปฏิกิริยาแบบอ่อนมีอยู่จริง ก็มีความเป็นไปได้ที่ปฏิกิริยากับอนุภาคเหล่านี้จะทำให้ดาวแคระขาวบางดวงมีอุณหภูมิสูงกว่านี้เป็นเวลาอย่างน้อย 10 ปี หากโปรตอนไม่มีความเสถียร ดาวแคระขาวจะสามารถเก็บรักษาความร้อนได้โดยพลังงานที่ปลดปล่อยจากการสลายอนุภาคโปรตอน สำหรับข้อสันนิษฐานว่าช่วงชีวิตของโปรตอน คือ 10 ปี อดัมส์และลาฟลินคำนวณว่าการสลายอนุภาคโปรตอนจะเพิ่มอุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาวมีอายุที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์ไปประมาณ 0.06 เคลวิน ถึงแม้ว่าจะไม่มาก แต่ก็เป็นที่คาดกันว่าจะเป็นอุณหภูมิที่สูงกว่ารังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลจะมีในอีก 10 ปีในอนาคต สุพรหมัณยัน จันทรเศขร
ขีดจำกัดนี้มีผลต่อดาวที่มีมวลมากกว่า 8 เท่าของดวงอาทิตย์ด้วย สสารในแกนกลางของมันจะกลายเป็นเหล็กด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ ถึงจุดนี้จะไม่มีพลังงานนิวเคลียร์อีกต่อไป เช่นเดียวกับในดาวแคระขาว เมื่อแกนเหล็กมีมวลเท่ากับมวลจันทรเศขร มันจะยุบเป็นดาวนิวตรอน และส่วนที่เหลือจะถูกผลักออกไป กลายเป็นซูเปอร์โนวาชนิด II ดาวแคระขาวบางแบบจะดึงสสารเข้ามาจากภายนอก และเมื่อมวลมากเท่ากับขีดจำกัดจันทรเศขร มันจะกลายเป็นซูเปอร์โนวาเช่นกัน ในกรณีนี้เรียกว่า ซูเปอร์โนวาชนิด Ia ดาวแคระขาว
ถ้าดาวในแถบกระบวนหลักมวลมีน้อยกว่าที่ประมาณไว้คือครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ มันจะไม่สามารถที่จะหลอมฮีเลียมที่ใจกลางได้ ทำให้ถูกพิจารณาว่าช่วงชีวิตของมันจะเกินกว่าอายุของเอกภพ ดังนั้นในช่วงสุดท้ายดาวจะหลอมไฮโดรเจนทั้งหมดและวิวัฒนาการเป็นดาวแคระขาวที่ประกอบด้วย helium-4 nuclei จากระยะเวลาที่กระบวนการใช้จะเห็นว่าไม่ค้นพบจุดกำเนิดของการสำรวจดาวแคระแบบฮีเลียม ในทางตรงข้ามเราอาจจะคิดผลผลิตของมวลที่หายไปในระบบดาวคู่หรือมวลที่หายไปของคู่ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ มหานวดารา
แต่ละประเภทของมหานวดารา ที่ยังปรากฏให้เห็นอยู่ แบ่งได้เป็น 2 ประเภท ซึ่งเกิดพลังงานที่เกิดจากนิวเคลียร์ฟิวชัน หลังจากแกนกลางของดาวมีอายุมวลมากเข้าสู่ความตาย และเริ่มสร้างพลังงานจากนิวเคลียร์ฟิวชัน อยู่ภายใต้แรงโน้มถ่วงที่จะนำไปสู่การยุบตัวของดวงดาว จนอาจกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือไม่ก็หลุมดำ การปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง ทำให้เกิดทั้งความร้อนและสาดผิวชั้นนอกของดวงดาวให้กระเด็นออกไป ในทางกลับกัน ดาวแคระขาวอาจสะสมเพิ่มพูนสสารจนเพียงพอจากดาวข้างเคียงกัน หรือที่เรียกว่าระบบดาวคู่ (binary star system) เป็นการเพิ่มอุณหภูมิแกนกลางจนกระทั่งเกิดฟิวชันถึงระดับของธาตุคาร์บอน แกนกลางของดาวฤกษ์ที่ร้อนระอุซึ่งอยู่ในสภาวะยุบตัวเนื่องจากมีมวลเกินค่าขีดจำกัดของจันทรเศกขาร (Chandrasekhar limit) ซึ่งมีค่าประมาณ 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ เกิดเป็นมหานวดาราประเภท T1 (Type I Supernovae) แต่ว่าดาวแคระขาวจะแตกต่างตรงที่มีการระเบิดที่เล็กกว่าโดยใช้เชื้อเพลิงจากไฮโดรเจนที่ผิวของมัน เรียกว่า โนวาดาวที่มีมวลน้อย (ประมาณไม่ถึงเก้าเท่าของดวงอาทิตย์) เช่นดวงอาทิตย์ของเรา จะวิวัฒน์ไปเป็นดาวแคระขาวโดยปราศจากการเกิดมหานวดารา ดาวแคระขาว
เนื่องจากธาตุที่มีอยู่ในดาวแคระขาวไม่อาจทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นได้อีกต่อไป ดังนั้นดาวแคระขาวจึงไม่มีแหล่งพลังงานจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นที่จะสร้างความร้อนเพียงพอที่จะต้านการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้ (ดาวดำรงอยู่ได้ด้วยแรงดัน electron degeneracy เท่านั้น) และทำให้ดาวมีความหนาแน่นสูง จากฟิสิกส์ของ degeneracy สามารถหามวลมากที่สุดของดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองเท่าที่จะมีได้ โดยค่านี้เรียกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา ซึ่งมีค่าประมาณ 1.4 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ถ้ามีค่ามากกว่านี้ จะไม่สามารถพยุงความดัน degeneracy ได้ (ดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนก็มีมวลอยู่ในช่วงนี้) ถ้ามวลสารมีการถ่ายเทจากคู่ของมันจะเกิดการระเบิดขึ้นเป็นซูเปอร์โนวาชนิด Ia ซึ่งกระบวนการนี้เรียกว่า carbon detonation[1][5] (ตัวอย่างของซูเปอร์โนวาชนิดนี้ที่โด่งดังที่สุดคือ SN 1006) แถบลำดับหลัก
แถบลำดับหลัก () คือชื่อเรียกแถบต่อเนื่องและมีลักษณะพิเศษที่ปรากฏอยู่บนแผนภาพคู่ลำดับระหว่างสีของดาวฤกษ์กับความสว่าง แผนภาพคู่ลำดับสี-ความสว่างนี้รู้จักกันทั่วไปในชื่อ ไดอะแกรมของแฮร์ทสชปรุง-รัสเซลล์ หรือ HR Diagram ซึ่งเป็นผลการศึกษาร่วมกันระหว่างเอจนาร์ แฮร์ทสชปรุง กับเฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ ดาวที่อยู่บนแถบนี้จะรู้จักกันว่า ดาวบนแถบลำดับหลัก หรือดาวฤกษ์แคระ ลมดาวฤกษ์
แม้ลมดาวฤกษ์จากดาวในแถบลำดับหลักจะไม่ได้ส่งผลต่อวิวัฒนาการของดวงดาว แต่ในช่วงท้ายเมื่อดาวฤกษ์อยู่ใกล้จะหลุดออกจากแถบลำดับหลัก ปริมาณมวลที่ดาวฤกษ์สูญเสียออกไปผ่านลมดาวฤกษ์จะมีส่วนในการตัดสินชะตาของดาวฤกษ์นั้น ดาวฤกษ์ที่มีมวลปานกลางจำนวนมากกลายไปเป็นดาวแคระขาวในท้ายที่สุดแทนที่จะระเบิดออกกลายเป็นซูเปอร์โนวา เพราะมันสูญเสียมวลออกมากเกินไปจากลมดาวฤกษ์ของมัน เคปเลอร์-452บี
เคปเลอร์-452บี () เป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบดาวดาวแคระเหลือง ตรวจจับโดย กล้องโทรทรรศน์อวกาศ "เคปเลอร์"และประกาศค้นพบครั้งแรกโดย นาซา เมื่อวันที่ 23 กรกฎาคม 2015 ซึ่งเป็นดาวดวงแรกที่ใกล้เคียงกับโลกมากที่สุดตั้งแต่การค้บพบ และโคจรอยู่ในเขตที่อยู่อาศัย ดาวแคระขาว
, J. L. Provencal, H. L. Shipman, Erik Hog, P. Thejll, The Astrophysical Journal 494 (February 20, 1998), pp. 759-767. , Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, Scott Anderson, S. J. Kleinman, James Liebert, Howard Brewington, J. Brinkmann, Michael Harvanek, Jurek Krzesinski, Don Q. Lamb, Dan Long, Eric H. Neilsen, Jr., Peter R. Newman, Atsuko Nitta, and Stephanie A. Snedden, The Astrophysical Journal 612, #2 (September 2004), pp. L129-L132. , G. P.McCook and E. M. Sion. Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help) ดาวแคระน้ำตาล
ดาวแคระน้ำตาล () คือวัตถุกึ่งดาวฤกษ์ชนิดหนึ่งที่มีมวลต่ำเกินกว่าจะสามารถจุดการเผาไหม้ไฮโดรเจนด้วยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นที่แกนกลางได้ดังดาวฤกษ์บนแถบลำดับหลักทั่วไป ทว่ายังมีเนื้อในและพื้นผิวที่สามารถแผ่ความร้อนได้ และไม่มีความแตกต่างทางเคมีตามระดับความลึก ดาวแคระน้ำตาลจะมีมวลอยู่ระหว่างดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ขนาดใหญ่ กับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุด โดยขนาดมวลสูงสุดของดาวแคระน้ำตาลอยู่ที่ประมาณ 75-80 มวลดาวพฤหัสบดี (formula_1) จนถึงปัจจุบันยังมีการถกเถียงกันอยู่ว่าด้วยการนิยามและแยกแยะระหว่างดาวแคระน้ำตาลกับดาวเคราะห์แก๊สยักษ์สำหรับดวงที่มีมวลต่ำมากๆ (~13 formula_1 ) และข้อถกเถียงว่าจำเป็นหรือไม่ที่ดาวแคระน้ำตาลจะต้องเคยดำรงปฏิกิริยาฟิวชั่นมาก่อนในอดีต อย่างไรก็ดี ดาวแคระน้ำตาลที่มีมวลมากกว่า 13 formula_1 สามารถเผาผลาญดิวเทอเรียมได้ และดวงที่มีมวลมากกว่า ~65 formula_1 สามารถเผาผลาญลิเทียมได้ ดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบดาวแคระน้ำตาลเท่าที่รู้จักกันในปัจจุบัน มีเพียง 2 เอ็ม 1207 บี และ เอ็มโอเอ-2007-บีแอลจี-192 เอล บี เท่านั้น ดาวซิริอุส
การที่ดาวซิริอุสเป็นดาวที่สว่างที่สุด นอกจากความสามารถในการส่องสว่างของมันเองแล้ว มันยังอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ของเรามาก คือห่างไปเพียง 2.6 พาร์เซก (ประมาณ 8.6 ปีแสง) ระบบดาวซิริอุสถือว่าเป็นระบบดาวเพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุดกลุ่มหนึ่ง ดาวซิริอุสเอมีมวลประมาณ 2 เท่าของดวงอาทิตย์ และมีค่าความสว่างสัมบูรณ์ เท่ากับ 1.42 หรือคิดเป็น 25 เท่าของความสว่างของดวงอาทิตย์ แต่มันก็ยังมีความสว่างต่ำกว่าดาวฤกษ์สว่างดวงอื่น เช่น คาโนปุส หรือ ไรเจล ระบบดาวซิริอุสมีอายุเก่าแก่ราว 200-300 ล้านปี แต่เดิมประกอบด้วยดาวสีน้ำเงินสว่างสองดวง ดวงที่มีมวลมากกว่าคือ ซิริอุสบี เผาผลาญเชื้อเพลิงจนหมดและกลายเป็นดาวยักษ์แดง ก่อนจะหดตัวลงและกลายเป็นดาวแคระขาวเช่นในปัจจุบันตั้งแต่เมื่อ 120 ล้านปีที่แล้ว ดาวแคระขาว
| E g | ≈ G M R = E k ≈ M 2 / 3 N 5 / 3 ℏ 2 2 m R 2 . {\displaystyle |E_{g}|\approx {\frac {GM}{R}}=E_{k}\approx {\frac {M^{2/3}N^{5/3}\hbar ^{2}}{2mR^{2}}}.} คนแคระ
คนแคระ () เป็นสิ่งมีชีวิตที่ปรากฏในตำนานปรัมปราในกลุ่มประเทศเจอร์แมนิก (สแกนดิเนเวียและเยอรมัน) ปรากฏในเทพนิยาย นิยายแฟนตาซี และเกมอาร์พีจีจำนวนมาก มักมีพรสวรรค์อันวิเศษโดยเฉพาะด้านเกี่ยวกับการเหมืองและการโลหะ ดาวเคราะห์แคระ
จนถึงปัจจุบัน มีวัตถุบนท้องฟ้าที่จัดเป็นดาวเคราะห์แคระ ได้แก่ วิวัฒนาการของดาวฤกษ์
ดาวฤกษ์ เมื่อพลังงานความร้อนภายในดวงดาวจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นเริ่มหมดไป ดาวฤกษ์จะมีแรงดันลดลงจนถึงจุดวิกฤต เมื่อแรงดันมีค่าน้อยกว่าแรงดึงดูดซึ่งเกิดจากมวลของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์จะเริ่มยุบตัวลงจนกลายเป็นดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือ หลุมดำในที่สุด ในระหว่างการยุบตัวหากแกนกลางดาวดาวฤกษ์ไม่เสถียรและแตกออก จะเกิดการยุบตัวและปลดปล่อยแรงกระแทกสู่ชั้นอื่นๆของดาวฤกษ์ เกิดเป็นซุปเปอร์โนวาปลดปล่อยพลังงานมหาศาลออกมา เศษซากดาวจะกระจายออกเป็นวงกว้างกลายเป็นกลุ่มเมฆแก๊สขนาดใหญ่หรือที่เรียกว่าเนบิวลา สีขาว
เป็นสีขาว มหานวดาราประเภท 1เอ
แต่ต่อมา นักวิทยาศาสตร์พบว่ามีมหานวดาราประเภท 1เอ บางดวงมีความสว่างมากผิดปกติ ซึ่งน่าจะเป็นไปได้ว่าดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดารามีมวลสูงกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา โดยนักวิทยาศาสตร์พบมหานวดาราแบบนี้มาแล้ว 4 ดวงนับตั้งแต่ พ.ศ. 2546 และได้ให้ชื่ออย่างไม่เป็นทางการว่า "ซูเปอร์จันทรา" ริชาร์ด สเกลโซ จากมหาวิทยาลัยเยล ได้ระบุถึงมวลดาวแคระขาวที่เป็นต้นกำเนิดมหานวดารา SN 2007if ว่ามีมวล 2.1 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ และยังค้นพบด้วยว่าความสว่างนั้นมาจากชั้นแก๊สที่สาดออกมาก่อนและหลังการระเบิดด้วย ดวงอาทิตย์
หลังจากที่ดวงอาทิตย์ได้ผ่านสภาพการเป็นดาวยักษ์แดงแล้ว อุณหภูมิจากปฏิกิริยาการหลอมฮีเลียมที่เพิ่มสลับกับลงภายในแกน ก็จะเป็นตัวการให้ผิวดวงอาทิตย์ด้านนอกผละตัวออกจากแกน เกิดเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ แล้วอันตรธานไปในความมืดมิดของอวกาศ และเป็นวัสดุสำหรับสร้างดาวฤกษ์และระบบสุริยะรุ่นถัดไป ส่วนแกนที่เหลืออยู่ก็จะกลายเป็นดาวแคระขาวที่ร้อนจัดและมีแสงจางมาก ก่อนจะดับลงกลายเป็นดาวแคระดำ จากทั้งหมดที่กล่าวมานี้คือชีวิตของดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยถึงปานกลาง กลีเซอ 876 ดี
กลีเซอ 876 ดี เป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่อยู่ห่างจากกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำประมาณ 15 ปีแสง ดาวเคราะห์ดวงนี้เป็นดาวเคราะห์ดวงที่สามที่ค้นพบอยู่ในวงโคจรรอบดาวแคระแดง กลีเซอ 876 ณ ตอนที่ค้นพบนั้นนับได้ว่าดาวเคราะห์ดวงนี้เป็นดาวเคราะห์ที่มีมวลต่ำที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ใด ๆ ที่รู้จักกัน ถ้าไม่นับดาวเคราะห์พัลซาร์ที่โคจรรอบ PSR B1257+12 จากการที่มันมีมวลต่ำมากนี่เองจึงถูกจัดประเภทว่าเป็นดาวเคราะห์คล้ายโลกหรือซูเปอร์เอิร์ธ ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวถูกพิจารณาว่าเป็นจุดสิ้นสุดของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์จากแถบดาวกระบวนหลักที่มีมวลตั้งแต่ 0.07 ถึง 10 เท่าของดวงอาทิตย์ ส่วนประกอบของดาวแคระขาวจะแตกต่างกันขึ้นอยู่กับมวลเริ่มต้นของดาว ดาวแคระขาว
ถ้าดาวแคระขาวมีมวลเกินกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขาและไม่มีปฏิกิริยานิวเคลียร์ ความดันที่เกิดขึ้นจากอิเล็กตรอนก็จะไม่สามารถรักษาสมดุลระหว่างแรงโน้มถ่วงได้นานและก็จะพังทลายลงมาเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นสูงกว่า เช่น ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ อย่างไรก็ตามดาวแคระขาวคาร์บอนออกซิเจนจะเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันและดับปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นทำให้เกิดซูเปอร์โนวาประเภท 1a และดาวแคระขาวจะถูกทำลายก่อนที่จะถึงขีดจำกัดมวล ดาวแคระขาว
, D. T. Wickramasinghe and Lilia Ferrario, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 112, #773 (July 2000), pp. 873-924. มหานวดาราประเภท 1เอ
มหานวดาราประเภท 1เอ เป็นประเภทย่อยตามการจัดประเภทมหานวดาราแบบมินคอฟสกี-ชวิกกี ซึ่งคิดค้นขึ้นโดยนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน รูดอล์ฟ มินคอฟสกีและฟริตซ์ ชวิกกี มหานวดาราประเภทนี้เกิดขึ้นได้จากหลายวิธี แต่ก็มีกลไกพื้นฐานร่วมกันอยู่ส่วนหนึ่ง เมื่อดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนซึ่งหมุนรอบตัวเองอย่างช้า ๆ พอกพูนมวลสารจากดาวคู่ของมัน มันไม่สามารถเพิ่มมวลจนเกินขีดจำกัดจันทรสิกขาที่ราว 1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ได้ หากเกินกว่านั้น มันจะไม่สามารถรองรับน้ำหนักของตัวเองโดยอาศัยแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนได้ และจะเริ่มยุบตัวลง หากไม่เกิดกระบวนการชดเชยแรง ดาวแคระขาวจะยุบตัวลงกลายไปเป็นดาวนิวตรอน ดังเช่นที่เกิดขึ้นทั่วไปกับดาวแคระขาวซึ่งมีส่วนประกอบของแมกนีเซียม นีออน และออกซิเจนเป็นหลัก  หลุมดำ
จานพอกพูนมวล เป็นก๊าซร้อนที่ประกอบด้วยอะตอม และไอออนของธาตุต่างๆ รวมทั้งอิเล็กตรอนอิสระ และอนุภาคพลังงานสูงมากมาย และก๊าซร้อน หรือ พลาสมา ที่พุ่งออกมาเป็นลำอากาศ ซึ่งเกิดจากการเหนียวนำในจานพอก แต่จานพอกนี้ไม่ได้เป็นตัวพิสูจน์ว่าหลุมดำจากดาวฤกษ์มีอยู่จริง เพราะวัตถุขนาดใหญ่และมีความหนาแน่นมาก เช่น ดาวนิวตรอนและดาวแคระขาว สามารถสร้างวงแหวนก๊าซและลำก๊าซก่อตัว ซึ่งมีประพฤติตัวเหมือน ๆ กันกับหลุมดำ  มหานวดาราประเภท 1เอ
ดาวแคระขาวสามารถพอกพูนมวลจากดาวคู่ชนิดอื่นๆ ได้ด้วยเช่นกัน ซึ่งรวมไปถึงดาวยักษ์เล็ก หรือแม้กระทั่งดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก (ถ้าวงโคจรอยู่ใกล้กันมากพอ) กระบวนการวิวัฒนาการแท้จริงในระยะการพอกพูนมวลนี้ยังคงไม่แน่นอน ซึ่งอาจขึ้นอยู่กับอัตราการพอกพูนมวลและการถ่ายเทโมเมนตัมเชิงมุมไปให้กับคู่ดาวแคระขาว ดาวแคระขาว
ถ้าดาวในกระบวนการหลักมีมวลระหว่างประมาณ 0.5 ถึง 8 เท่าของดาวงอาทิตย์ ใจกลางก็จะร้อนพอที่จะสามารถหลอมฮีเลียมกลายเป็นคาร์บอนและออกซิเจนโดยกระบวนการtriple-alpha process ได้ แต่ก็ยังไม่เคยพบว่าจะมีดาวที่ร้อนพอที่จะหลอมจากคาร์บอนเป็นนีออนได้ ใกล้ ๆ กับจุดจบของดาวที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชั่น ดาวดาวจะมีใจกลางคาร์บอน ออกซิเจนจะไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นและถูกล้อมรอบด้วยชั้นการหลอมฮีเลียมชั้นในและชั้นการหลอมไฮโดรเจนชั้นนอก ในแผนภาพ HR Diagram จะพบอยู่ใน asymptotic giant branch มันจะพ่นมวลสารชั้นนอกออกไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ จะเหลือเฉพาะแก่นคาร์บอนและออกซิเจน กระบวนการนี้จะทำให้เกิดดาวแคระขาวประเภทคาร์บอนออกซิเจนซึ่งเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวทั้งหมดที่สำรวจพบ กลีเซอ 581 จี
กลีเซอ 581 จี () หรือ Gl 581 g เป็นดาวเคราะห์นอกระบบโคจรรอบดาวแคระแดง กลีเซอ 581 อยู่ห่างจากโลก 20.5 ปีแสง ในกลุ่มดาวคันชั่ง มันเป็นดาวเคราะห์ดวงที่หกที่ถูกค้นพบในระบบดาวเคราะห์กลีเซอ 581 และเป็นดาวบริวารลำดับที่สี่นับจากกลีเซอ 581 ดาวเคราะห์ดังกล่าวค้นพบโดยลิก-คาร์เนกีเอ็กโซแพลเน็ตเซอร์เวย์หลังจากมีการสำรวจมานับทศวรรษ ดาวเคราะห์ดังกล่าวอยู่ในเขตอาศัยได้จากดาวฤกษ์ ที่ซึ่งมีความเป็นไปได้สูงว่าจะมีน้ำในสภาพของเหลว มหานวดาราประเภท 1เอ
คาดกันว่าดาวโดดเดี่ยวในดาราจักรทางช้างเผือกจะเกิดการชนกันขึ้นหนึ่งครั้งทุก ๆ 10-10 ปี ซึ่งเกิดน้อยครั้งกว่าการเกิดโนวามาก อย่างไรก็ตาม ในบริเวณใจกลางอันหนาแน่นของกระจุกดาวทรงกลมมีการชนกันบ่อยครั้งกว่ามาก (ดูเปรียบเทียบกับ ดาวแปลกพวกสีน้ำเงิน) กรณีที่น่าจะเกิดขึ้น ได้แก่ การชนกันในระบบดาวคู่ หรือระหว่างระบบดาวคู่สองระบบซึ่งมีดาวแคระขาวอยู่ในระบบ การชนดังกล่าวสามารถกลายมาเป็นระบบดาวคู่ที่กระชับแน่นระบบเดียวซึ่งมีดาวแคระขาวสองดวง วงโคจรของพวกมันจะค่อย ๆ เสื่อมลงและรวมตัวเข้าด้วยกันผ่านพื้นผิวห่อหุ้มที่ใช้ร่วมกัน มหานวดารา
แต่มันจะกลายเป็นมหานวดาราได้ ถ้าหากว่าดาวแคระขาวดวงนั้นเป็นระบบดาวคู่ และจะนำไปสู่มหานวดาราแบบ Type Ia ส่วนที่เหลือนั้นจะเป็นมหานวดาราที่เกิดจากดาวมวลมาก (massive star) ทั้งสิ้น ซึ่งจะเป็นประเภท Type Ib Type Ic และ Type II กลีเซอ 581 ซี
กลีเซอ 581 ซี () หรือ Gl 581 c เป็นดาวเคราะห์นอกระบบโคจรรอบดาวแคระแดง กลีเซอ 581 ในกลุ่มดาวคันชั่ง อยู่ห่างจากโลกประมาณ 20.5 ปีแสง ชื่อกลีเซอ 581 เป็นชื่อดาวฤกษ์ในบัญชีดาวของ วิลเฮล์ม กลีเซอ นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวและระบบดาวเคราะห์เป็นมรดกตกทอดจากดาวต้นกำเนิดและอาจจะมีผลกับดาวแคระขาวหลากหลายทาง กล้องสังเกตการณ์ในช่วงคลื่นอินฟราเรดที่สร้างโดยนาซาSpitzer Space Telescope สังเกตดาวใจกลางของ Helix Nebula ชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของเมฆฝุ่น ซึ่งอาจจะมีสาเหตุมาจากการชนกันของดาวหาง อาจจะเป็นไปได้ว่าสสารนี้เป็นสาเหตุของการแผ่รังสีเอกซ์จากใจกลางของดาว ในทำนองเดียวกัน การสังเกตการณ์ใน 2004 แสดงการมีอยู่ของเมฆฝุ่นอยู่รอบ ๆ ดาวแคระขาว G29-38 (ประมาณว่าก่อตัวจาก Asymtotic giant branch เมื่อประมาณ 500 ล้านปีที่แล้ว) ซึ่งอาจจะถูกสร้างโดยการแตกตัวจากแรงไทดัลของดาวหางที่ผ่านไปใกล้ดาวแคระขาว ถ้าดาวแคระขาวอยู่ในระบบดาวคู่ก็อาจจะมีปรากฏการณ์ต่าง ๆ นานาเกิดขึ้นเช่นโนวาและซูเปอร์โนวาชนิด Ia และอาจจะเป็นแหล่งกำเนิด Super-soft x-ray ได้เช่นกัน ถ้ามันสามารถที่จะนำเอาสสารจากคู่ของมันเร็วพอที่รักษาปฏิกิริยาฟิวชั่นที่ผิวมันได้ ดาวแคระขาว
เมื่อการเพิ่มของสสารไม่สามารถที่จะดึงดาวแคระขาวให้เข้าใกล้ขีดจำกัดจันทรสิกขาได้ สสารที่เต็มไปด้วยไฮโดรเจนที่ถูกเพิ่มเข้ามาในพื้นผิวของมันก็ยังคงจุดระเบิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ เพราะใจกลางของดาวแคระขาวยังสมบูรณ์อยู่ การระเบิดก็จะสามารถเกิดต่อเนื่องเป็นระยะเวลาอันยาวนานเมื่อการเพิ่มมวลของมันยังคงดำเนินต่อไป การเกิดปรากฏการณ์ที่รุนแรงชนิดที่อ่อนกว่าจะเรียกว่าโนวา (ดั้งเดิม) นักดาราศาสตร์ก็สำรวจโนวาแคระด้วยเช่นกัน มันมีขนาดเล็กกว่า ความถี่ของจุดสูงสุดของกำลังส่องสว่างก็มากกว่าโนวาดั้งเดิม และคิดว่าไม่สามารถที่จะทำให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นได้แต่ถกแทนที่ด้วยการปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงในระหว่างการเพิ่มมวล โดยทั่วไปแล้วระบบดาวคู่ของดาวแคระขาวเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันเรียกว่า Cataclysmic variables นั่นคือโนวาและโนวาแคระหรือเป็นชนิดของดาวแปรแสงหลายชนิดที่รู้จัก ทั้งปฏิกิริยาฟิวชั่นและการเพิ่มกำลังของ cataclysmic variables ถูกสำรวจเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ ดาวฤกษ์
ดาวแคระขาวจะมีการจัดประเภทเฉพาะของมันเองโดยเริ่มต้นด้วยอักษร D และแบ่งประเภทย่อยเป็น DA, DB, DC, DO, DZ, และ DQ ขึ้นกับชนิดของความโดดเด่นที่พบในเส้นสเปกตรัม ตามด้วยค่าตัวเลขที่ระบุถึงดัชนีอุณหภูมิของดาว[126] พร็อกซิมาคนครึ่งม้า บี
พร็อกซิมาคนครึ่งม้า บี (English: Proxima Centauri b) หรือเรียก พร็อกซิมา บี (English: Proxima b[1][2]) เป็นดาวเคราะห์นอกระบบในเขตอาศัยได้ โคจรรอบดาวฤกษ์พร็อกซิมาคนครึ่งม้า ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ประเภทดาวแคระแดงในกลุ่มดาวคนครึ่งม้า และถือเป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด[3][4] โดยห่างจากโลกราว 4.2 ปีแสง (1.3 พาร์เซก หรือ 40 ล้านล้านกิโลเมตร) ทำให้ดาวเคราะห์นอกระบบดวงนี้เป็นดาวเคราะห์ที่มีศักยภาพต่อการอยู่อาศัยได้ที่อยู่ใกล้ระบบสุริยะมากที่สุดเท่าที่รู้จัก ดาวฤกษ์
เมื่อถึงขั้นนี้ ดาวฤกษ์มวลปานกลางซึ่งวิวัฒนาการแล้วจะสลัดพื้นผิวชั้นนอกออกมาเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ หากสิ่งที่เหลือจากบรรยากาศชั้นนอกที่ลอยกระจายออกไปมีมวลน้อยกว่า 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ มันจะยุบตัวลงจนกลายเป็นวัตถุขนาดค่อนข้างเล็ก (มีขนาดเท่ากับขนาดของโลก) ซึ่งไม่มีมวลมากพอที่จะมีแรงกดดันเกิดขึ้นไปมากกว่านี้อีก หรือที่รู้จักกันว่า ดาวแคระขาว[64] สสารเสื่อมอิเล็กตรอนภายในดาวแคระขาวจะไม่ใช่พลาสม่าอีกต่อไป ถึงแม้ว่าดาวฤกษ์จะหมายความถึงทรงกลมซึ่งประกอบไปด้วยพลาสม่าก็ตาม ในที่สุด ดาวแคระขาวก็จะจางลงจนกลายเป็นดาวแคระดำ หลังจากเวลาผ่านไป ดาวแคระขาว
เป็นที่ทราบดีว่า ดาวแคระขาวสามารถมีมวลสารต่ำสุดถึง 0.17 เท่า[21] และสูงสุดราว 1.33 เท่า[22]ของมวลดวงอาทิตย์ แต่โดยมากแล้วเราจะพบดาวแคระขาวที่มีมวลประมาณ 0.6 เท่าของมวลดวงอาทิตย์มากที่สุด และส่วนใหญ่จะมีมวลอยู่ระหว่าง 0.5 ถึง 0.7 เท่าของมวลดวงอาทิตย์[22] ส่วนรัศมีของดาวแคระขาวที่สำรวจได้ประมาณว่าอยู่ระหว่าง 0.008 ถึง 0.02 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์[23] หากเปรียบเทียบกับโลกซึ่งมีรัศมีประมาณ 0.009 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ หมายความว่าดาวแคระขาวที่มีมวลเทียบได้กับดวงอาทิตย์ต้องถูกอัดอยู่ในปริมาตรที่น้อยกว่าดวงอาทิตย์ถึงหนึ่งล้านเท่า ความหนาแน่นเฉลี่ยของดาวแคระขาวจึงอยู่ที่ประมาณ 106 กรัม (1 ตัน) ต่อลูกบาศก์เซนติเมตร[1] นับได้ว่า ดาวแคระขาวเป็นหนึ่งในบรรดาสสารที่หนาแน่นที่สุดเท่าที่เรารู้จัก เป็นรองแต่เพียงดาวฤกษ์หนาแน่นสูงบางจำพวก เช่น ดาวนิวตรอน หลุมดำ และดาวควาร์กซึ่งเป็นดาวในทฤษฎี ดาวเคราะห์แคระ
นิยามได้เสนอขึ้นเมื่อวันที่ 24 สิงหาคม พ.ศ. 2549 ที่ประชุมสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล ที่กรุงปราก สาธารณรัฐเช็ก ทำให้ดาวพลูโตกลายเป็นดาวเคราะห์แคระ หลังจากเคยยอมรับว่าเป็นดาวเคราะห์ดวงหนึ่งในระบบสุริยะ ทั้งนี้เพราะไม่สามารถควบคุมแรงดึงดูดและวงโคจรของสิ่งต่าง ๆ ที่อยู่รอบวงโคจรของมันได้ ดาวแคระขาว
การบีบอัดของดาวแคระขาวจะทำให้จำนวนอิเล็กตรอนเพิ่มขึ้นในปริมาตรเท่าเดิม ไม่ว่าจะพิจารณาจากหลักการกีดกันของเพาลีหรือจากหลักความไม่แน่นอน จะพบว่าพลังงานจลน์ของอิเล็กตรอนเพิ่มขึ้นจนทำให้เกิดความดัน Electron degeneracy pressure นี้คือสิ่งที่ช่วยดาวแคระขาวต้านกับการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ซึ่งขึ้นอยู่กับเฉพาะความหนาแน่นและไม่ขึ้นกับอุณหภูมิ Degenerate matter สามารถบีบอัดได้เมื่อเทียบกับสิ่งอื่น นั่นหมายความว่าความหนานแน่นของดาวแคระขาวที่มีมวลมากจะมากกว่าดาวแคระขาวที่มวลน้อยกว่ามาก ๆ รัศมีของดาวแคระขาวจะลดลงเมื่อมีมวลเพิ่มมากขึ้น เทห์ฟ้า
วัตถุท้องฟ้า () หมายถึงวัตถุทางดาราศาสตร์ เช่น ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์ ดาวหาง ดาวบริวาร ดาวเคราะห์แคระ ดาวเคราะห์น้อย สะเก็ดดาว ดาราจักร เนบิวลา หลุมดำ กระจุกดาว กระจุกดาราจักร ซูเปอร์โนวา ไฮเปอร์โนวา โนวา กระจุกดาราจักรยวดยิ่ง ดาวเคราะห์นอกระบบ ดาวนิวตรอน ซากซูเปอร์โนวา ดาวแคระนำตาล ดาวแคระดำเป็นต้น พจนานุกรมฉบับราชบัณฑิตยสถาน พ.ศ. 2542 ใช้คำว่า "เทห์ฟากฟ้า" หรือ "เทห์ฟ้า" แต่ในวงการดาราศาสตร์นิยมใช้คำว่า "วัตถุท้องฟ้า" มหานวดาราประเภท 1เอ
รูปแบบที่สองที่เป็นไปได้น้อยกว่า คือกลไกสำหรับจุดระเบิดมหานวดาราประเภท 1เอ เกิดจากการรวมตัวของดาวแคระขาวสองดวงที่มีมวลรวมกันแล้วมากกว่าขีดจำกัดจันทราสิกขา (เรียกว่า ดาวแคระขาวมวลซูเปอร์จันทราสิกขา) ในกรณีเช่นนี้ มวลทั้งหมดจะไม่อยู่ใต้ขีดจำกัดจันทรสิกขา นี่เป็นคำอธิบายหนึ่งในหลายๆ ข้อที่พยายามอธิบายถึงต้นกำเนิดดาวฤกษ์มวลมาก (2 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) ซึ่งทำให้เกิดมหานวดารา SN 2003fg ดาวเคราะห์นอกระบบ
2006, OGLE-2005-BLG-390Lbในวันที่ 25 มกราคม มีการประกาศการค้นพบดาวเคราะห์ OGLE-2005-BLG-390Lb ซึ่งเป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่อยู่ห่างจากโลกมากที่สุด และอาจมีอุณหภูมิพื้นผิวต่ำที่สุดเท่าที่รู้จัก ดาวเคราะห์นี้โคจรรอบดาวแคระแดง ซึ่งห่างจากโลก 21,500 ปีแสง เข้าไปในบริเวณใจกลางของดาราจักรทางช้างเผือก การค้นพบทำโดยวิธีไมโครเลนส์ของความโน้มถ่วง ประมาณว่าดาวเคราะห์นี้มีมวลราว 5.5 เท่าของโลก จัดว่าเป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่มีมวลน้อยที่สุดซึ่งโคจรรอบดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ก่อนหน้าการค้นพบครั้งนี้ ดาวเคราะห์นอกระบบที่มีมวลน้อยนั้นจะถูกพบใกล้กับดาวฤกษ์มาก แต่ดาวเคราะห์ดวงนี้อยู่ห่างจากดาวฤกษ์แม่ของมันถึง 2.6 หน่วยดาราศาสตร์[41][42] ดาวแคระขาว
E k ≈ N ( Δ p ) 2 2 m ≈ N ℏ 2 n 2 / 3 2 m ≈ M 2 / 3 N 5 / 3 ℏ 2 2 m R 2 . {\displaystyle E_{k}\approx {\frac {N(\Delta p)^{2}}{2m}}\approx {\frac {N\hbar ^{2}n^{2/3}}{2m}}\approx {\frac {M^{2/3}N^{5/3}\hbar ^{2}}{2mR^{2}}}.} ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์
ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์ () เป็นระบบดาวคู่ประเภทหนึ่งที่มองเห็นสว่างชัดเจนในคลื่นรังสีเอ็กซ์ รังสีเอ็กซ์นี้เกิดขึ้นจากการที่สสารจะดาวดวงหนึ่ง (โดยมากเป็นดาวฤกษ์ปกติ) ตกลงไปยังดาวคู่ของมันซึ่งมักเป็นดาวฤกษ์หนาแน่นสูง เช่น ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำ สสารที่ตกลงไปจะปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงออกมาเป็นรังสีเอ็กซ์ที่มีขนาดมากกว่ามวลที่เหลือของมันหลายสิบเท่า (ฟิวชั่นของไฮโดรเจนปล่อยพลังงานออกมาเพียง 0.7 เปอร์เซ็นต์ของมวลที่เหลือ) มหานวดารา
ดาวฤกษ์จะอยู่ในสภาพนี้โดยไม่ยุบตัว จนกว่ามันจะเผาไฮโดรเจนหมดลงซึ่งทำความดันต้านแรงโน้มถ่วงไม่มีอีกต่อไป สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 1.38 เท่าของดวงอาทิตย์ ในขณะที่ยุบตัว แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนจะต้านทานการยุบตัวของดาวได้ทำให้มันกลายเป็นดาวแคระขาวและไม่เกิดมหานวดารา ดาวแคระขาว
ดาวแคระขาวจะอยู่ในสภาวะสมดุลเมื่อ Eg + Ek มีค่าต่ำสุด จากจุดนี้จึงสามารถเปรียบเทียบพลังงานศักย์และพลังงานจลน์ได้ ดังนั้นเราจึงหาความสัมพันธ์ของมวลและรัศมีโดยการคำนวณขนาดของมัน กระจุกดาวลูกไก่
นอกจากนี้ในกระจุกดาวยังมีดาวแคระขาวอยู่เป็นจำนวนมาก เมื่อคำนึงว่าดาวฤกษ์ปกติในกระจุกดาวอายุน้อยไม่น่าจะวิวัฒนาการไปจนกลายเป็นดาวแคระขาวได้ เพราะเป็นกระบวนการที่ต้องใช้เวลาหลายพันล้านปี จึงเชื่อว่าดาวพวกนี้ไม่น่าจะเป็นดาวฤกษ์มวลน้อยหรือมวลปานกลาง แต่ดั้งเดิมน่าจะเป็นดาวฤกษ์มวลมากในระบบดาวคู่ การเคลื่อนย้ายมวลจากดาวฤกษ์มวลมากไปยังดาวคู่ของมันระหว่างการวิวัฒนาการอย่างรวดเร็วน่าจะทำให้ดาวกลายไปเป็นดาวแคระขาวได้เร็วขึ้น แม้รายละเอียดของการเคลื่อนย้ายมวลจากแรงโน้มถ่วงสูงไปยังแรงโน้มถ่วงน้อยในสมมุติฐานนี้ยังไม่อาจอธิบายได้ ดาวแคระขาว
เบสเซลประมาณคาบการโคจรคร่าว ๆ ของคู่ของดาวซิริอุสไว้ที่ครึ่งศตวรรษ[12] C.H.F.Peter เป็นผู้คำนวณคาบโคจรได้ในปี ค.ศ. 1851[13] แต่ล่วงไปจนกระทั่ง 31 มกราคม ค.ศ. 1862 อัลแวน เกรแฮม คลาร์คจึงได้ค้นพบดาวอีกดวงหนึ่งใกล้ดาวซิริอุส ซึ่งก่อนหน้านี้ไม่เคยสังเกตเห็นมาก่อน และต่อมาจึงสามารถระบุยืนยันได้ว่าเป็นดาวคู่ของมันนั่นเอง[13] ในปี ค.ศ. 1915 วอลเตอร์ อดัมส์ จึงประกาศว่าสเปคตรัมของดาวซิริอุส บี มีลักษณะเหมือนกันกับดาวซิริอุส[14] ดาวแคระขาว
สัญลักษณ์ ? และ: จะใช้เมื่อการจัดประเภทให้ถูกต้องได้นั้นไม่มีความแน่นอน ดาวแคระขาวจะมีสเปกตรัมขั้นต้นจัดอยู่ในประเภท DA มีไฮโดรเจนเด่นที่บรรยากาศ มันมีจำนวนเป็นส่วนใหญ่ของดาวแคระขาวที่สำรวจทั้งหมด สัดส่วนน้อย ๆ (คร่าว ๆ 0.1%) มีคาร์บอนเด่นในชั้นบรรยากาศ สมมติว่าคาร์บอนและโลหะไม่ประกฎ การจัดสเปกตรัมจะขึ้นกับอุณหภูมิยังผล ระหว่างประมาณ 100,000 ถึง 45,000K จะจัดอยู่ในประเภท DO จะมี Singly ionezed helium เด่น ระหว่าง 300,000K ถึง 12,000 K สเปกตรัมจะไม่มีลักษณะพิเศษและจัดประเภทเป็น DC เหตุผลของการไม่มีดาวแคระขาวที่มีบรรยากาศที่มีฮีเลียมเด่นและอุณหภูมิ 30,000K ถึง 45,000K จะเรียกว่า DB gap ถ้าไม่ชัดเจนก็จะคาดเดาจากกระบวนการวิวัฒนาการชั้นบรรยากาศอย่างเช่นการแยกโดยแรงโน้มถ่วงและการผสมจากการพา ดาวเคราะห์นอกระบบ
2005, กลีเซอ 876 ดีในเดือนมิถุนายน มีการประกาศการค้นพบดาวเคราะห์ดวงที่สามของดาวแคระแดง กลีเซอ 876 ดาวเคราะห์นี้มีมวล 7.5 เท่าของโลก ปัจจุบันจัดว่าเป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่มีขนาดเล็กที่สุดเป็นอันดับสองเท่าที่ค้นพบที่โคจรรอบดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก เป็นไปได้ว่าจะมีองค์ประกอบหลักเป็นหิน มีรัศมีวงโคจร 0.021 หน่วยดาราศาสตร์ คาบการโคจร 1.94 วัน[39] พร็อกซิมาคนครึ่งม้า
พร็อกซิมาคนครึ่งม้า () คือดาวแคระแดงในกลุ่มดาวคนครึ่งม้าที่อยู่ห่างจากระบบสุริยะของเราในระยะประมาณ 4.2 ปีแสง ค้นพบโดยโรเบิร์ต อินเนส ผู้อำนวยการหอดูดาวยูเนียนในแอฟริกาใต้เมื่อปี พ.ศ. 2458 ได้ชื่อว่าเป็นดาวฤกษ์ดวงที่อยู่ใกล้ระบบสุริยะมากที่สุดเท่าที่รู้จักกันในปัจจุบัน พร็อกซิมาคนครึ่งม้าอยู่ห่างจากระบบดาวคู่แอลฟาคนครึ่งม้า ซึ่งสว่างกว่าและเป็นดาวที่อยู่ห่างจากโลกเป็นอันดับ 2 และ 3 ประมาณ 0.237 ± 0.011 ปีแสง มีความเป็นไปได้ที่พร็อกซิมาคนครึ่งม้าจะเป็นส่วนหนึ่งในระบบดาวสามดวงร่วมกับแอลฟาคนครึ่งม้า เอ และแอลฟาคนครึ่งม้า บี ดาวแคระขาว
E k r e l a t i v i s t i c ≈ M 1 / 3 N 4 / 3 ℏ c R . {\displaystyle E_{k\ {\rm {relativistic}}}\approx {\frac {M^{1/3}N^{4/3}\hbar c}{R}}.} 90482 ออร์กัส
90482 ออร์กัส (; ) ชื่อรหัสเดิมว่า 2004 DW เป็นวัตถุในแถบไคเปอร์ที่อาจจะเป็นดาวเคราะห์แคระ ค้นพบโดย ไมเคิล อี. บราวน์ แห่งสถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย (แคลเทค), คาด ทรูจิลโล แห่งหอดูดาวเจมินี และ เดวิด เรบินโนวิทซ์ แห่งมหาวิทยาลัยเยล ภาพถ่ายวัตถุที่ทำให้เกิดการค้นพบ คือการถ่ายภาพเมื่อวันที่ 17 กุมภาพันธ์ 2004 โดยมีภาพที่เก่าแก่กว่านั้นถ่ายไว้เมื่อ 8 พฤศจิกายน 1951 แต่เพิ่งมาทำความเข้าใจได้ในภายหลัง เคปเลอร์-10ซี
เคปเลอร์-10ซี () เป็นดาวเคราะห์นอกระบบโคจรรอบดาวแคระเหลือง เคปเลอร์-10 อยู่ห่างจากโลกประมาณ 560 ปีแสง ตั้งอยู่ในกลุ่มดาวมังกร การค้นพบโดยมีการประกาศยานอวกาศเคปเลอร์ในเดือนพฤษภาคม ค.ศ. 2011 ทีมงานได้รับการยืนยันการสังเกตโดยใช้ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์แห่งนาซ่า และเทคนิคที่เรียกว่าปั่นที่ปกครองออกมาผลบวกปลอมมากที่สุด เคปเลอร์-10c เป็นดาวเคราะห์ที่ทรานซิติงที่ 3 ได้รับการยืนยันทางสถิติ (ขึ้นอยู่กับความน่าจะเป็นมากกว่าการสังเกตที่เกิดขึ้นจริง) หลังจาก เคปเลอร์-9ดี และเคปเลอร์-11จี ทีมงานเคปเลอร์พิจารณาวิธีการทางสถิติที่นำไปสู่​​การค้นพบของเคปเลอร์-10c ว่าสิ่งที่จะเป็นสิ่งที่จำเป็นเพื่อยืนยันดาวเคราะห์จำนวนมากในบริเวณเคปเลอร์ของมุมมอง เคปเลอร์-69
เคปเลอร์-69 (Kepler-69) เป็นดาวแคระเหลือง อยู่ในกลุ่มดาวหงส์ และห่างจากโลก 2,430 ปีแสง อยู่ในช่วงการมองเห็นของยานอวกาศเคปเลอร์ เมื่อวันที่ 18 เมษายน 2013 มีการประกาศว่าดาวฤกษ์นี้มีดาวเคราะห์สองดวง หนึ่งในนั้นโคจรอยู่ในเขตอาศัยได้ชื่อ เคปเลอร์-69ซี แต่คล้ายคลึงกับดาวศุกร์มากไปกว่าโลกและไม่เอื้ออำนวยต่อการดำรงชีวิตอย่างสิ้นเชิง ดาวพลูโต
ดาวพลูโตมีดาวบริวารที่ทราบแล้ว 5 ดวง ได้แก่ แครอน (มีขนาดใหญ่ที่สุด โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางเป็นครึ่งหนึ่งของดาวพลูโต) สติกซ์ นิกซ์ เคอร์เบอรอส และไฮดรา[5] บางครั้งดาวพลูโตและแครอนถูกจัดเป็นระบบดาวคู่ เนื่องจากจุดศูนย์กลางมวลของวงโคจรไม่ได้อยู่ในดาวดวงใดดวงหนึ่งเฉพาะ[6] ไอเอยูยังไม่มีการให้คำนิยามของระบบดาวเคราะห์แคระคู่อย่างเป็นทางการ และแครอนกลายเป็นดาวบริวารของดาวพลูโตอย่างเป็นทางการแล้ว[7] ในเดือนกันยายน พ.ศ. 2559 นักดาราศาสตร์ประกาศว่าบริเวณสีน้ำตาลแดงที่ขั้วโลกของแครอนนั้น มีองค์ประกอบของโทลีน สารประกอบอินทรีย์ขนาดใหญ่ที่อาจเป็นต้นกำเนิดของสิ่งมีชีวิต และผลิตได้จากมีเทน ไนโตรเจน และแก๊สที่เกี่ยวข้องซึ่งปล่อยออกมาจากชั้นบรรยากาศของดาวพลูโต และเคลื่อนที่เป็นระยะทางกว่า 19,000 กิโลเมตร รอบดาวบริวาร[8] MOA-2007-BLG-192Lb
เป็นระบบดาวเคราะห์หลักที่มีขนาดเล็กเช่นกัน ที่ประมาณ 6% ของมวลดวงอาทิตย์ มันอาจจะเป็นขนาดเล็กเกินไปที่จะรักษาปฏิกิริยาฟิวชัน ทำให้ประกายรางเป็นดาวแคระน้ำตาล นอกจากนี้ระยะทางโดยประมาณที่คาดการณ์ระหว่าง MOA-2007-BLG-192Lb และหลักคือประมาณ 0.62 หน่วยดาราศาสตร์ ซึ่งหมายความว่าดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นอาจจะมีจำนวนมากของน้ำแข็งและก๊าซมากขึ้นเช่น ดาวเนปจูน (ดาวเคราะห์น้ำแข็งยักษ์) ในองค์ประกอบมากกว่าโลก (ดาวเคราะห์คล้ายโลก) ตามอ้างอิงจากนักดาราศาสตร์ เดวิด เบนเนตต์ ของมหาวิทยาลัยนอเตอร์เดม มหานวดาราประเภท 1เอ
จากทฤษฎีฟิสิกส์ดาวฤกษ์ที่กล่าวว่าดาวแคระขาวทุกดวงมีมวลไม่เกินขีดจำกัดจันทรสิกขาและเกิดเป็นมหานวดาราประเภท 1เอ เมื่อดาวแคระขาวมีมวลถึงขีดจำกัดจันทรสิกขา ซึ่งหมายความว่า ดาวแคระขาวก่อนเกิดมหานวดาราจะมีมวลเท่ากัน และจะได้ว่ามหานวดาราประเภทนี้จะมีความสว่างสัมบูรณ์เท่ากันด้วย จากสมบัติดังกล่าว ทำให้นักจักรวาลวิทยาสามารถใช้มหานวดาราประเภท 1เอ ในการวัดระยะห่างระหว่างดาราจักรได้ กลีเซอ 86
กลีเซอ 86 () เป็นดาวแคระส้ม ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 36 ปีแสงในกลุ่มดาวแม่น้ำ ได้รับการยืนยันว่าดาวแคระขาวโคจรรอบดาวฤกษ์หลัก ในปี 1998 หอดูดาวยุโรปใต้ได้ประกาศว่าดาวเคราะห์นอกระบบได้โคจรรอบดาวฤกษ์ดวงนี้ด้วย ดาวแคระขาว
พิสูจน์หารัศมี R, ให้ หลุมดำ
ในปี ค.ศ. 1930 นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชื่อ สุพราหมัณยัน จันทรสิกขา แย้งว่า ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ วัตถุที่ไม่หมุนและมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 1.44 เท่า (คือค่าขอบเขตจันทรสิกขา) จะยุบตัวลงจนสิ้นสูญเพราะไม่มีอะไรเท่าที่รู้จักจะมาหยุดมันได้ ข้อโต้แย้งของเขาถูกโต้กลับโดยนายอาร์เทอร์ เอ็ดดิงตัน ผู้ซึ่งเชื่อว่ามีบางอย่างสามารถหยุดการยุบตัวได้ ความคิดของเอ็ดดิงตันก็มีส่วนถูก เพราะดาวแคระขาวที่มีมวลมากกว่าขอบเขตจันทรสิกขาจะยุบตัวลงกลายเป็นดาวนิวตรอน แต่ในปี ค.ศ. 1939 โรเบิร์ต ออพเพนไฮม์เมอร์ได้ตีพิมพ์บทความ (โดยมีผู้เขียนร่วมหลายคน) ที่ทำนายว่าดาวที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 3 เท่าขึ้นไป (คือค่าขอบเขตโทลแมน-ออพเพนไฮม์เมอร์-โวลคอฟฟ์) จะยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำ ด้วยเหตุผลเดียวกันกับที่จันทรสิกขาเคยนำเสนอ ดาวแคระขาว
M l i m i t ≈ N 2 ( ℏ c G ) 3 / 2 . {\displaystyle M_{\rm {limit}}\approx N^{2}\left({\frac {\hbar c}{G}}\right)^{3/2}.} มหานวดารา
แบบแรก มีระบบดาวคู่ ประกอบด้วยดาวฤกษ์ดวงใหญ่สองดวงมีการโคจรรอบกันเองซึ่งบางทีอาจจะแคบลงเรื่อยๆ ทำให้ง่ายต่อการแชร์เปลือกนอกซึ่งกันและกัน และอาจจะพัฒนาตัวเป็นดาวยักษ์แดง ดวงหนึ่งจะใช้เชื้อเพลิงรอบตัวมันเองไปกับการจุดฟิวชัน มวลก็หายไปเรื่อยๆ จนกระทั่งไม่สามารถเกิดฟิวชันได้อีก แล้วมันก็จะกลายเป็นดาวแคระขาวซึ่งประกอบด้วยธาตุคาร์บอนและออกซิเจน ดวงที่สองก็เผาผลาญตัวเองเช่นกันโดยใช้เชื้อเพลิงจากมวลสารของตัวมันเองและดูดมวลสารจากดาวเคระขาวข้างๆ กัน เพิ่มมวลให้ตัวมันเองจนเป็นดาวยักษ์แดงจากนั้นจะพัฒนาเป็นมหานวดาราในที่สุด ดาวแคระดำ
ดาวแคระดำ คือ สมมุติฐานว่าเป็นซากดาวซึ่งเกิดขึ้นจากการที่ดาวแคระขาวมีพลังงานไม่มากพอที่จะปลดปล่อยความร้อนหรือแสงสว่างอย่างสำคัญ เนื่องจากเวลาที่ดาวแคระขาวจะมาถึงขั้นนี้ได้จากการคำนวณพบว่าจะต้องใช้เวลาไม่ต่ำกว่าอายุปัจจุบันของเอกภพ คือ 13,700 ล้านปี จึงไม่พบดาวแคระดำในเอกภพในขณะนี้ และอุณหภูมิของดาวแคระขาวที่ต่ำสุดก็มีข้อจำกัดในการสังเกตอายุของเอกภพ อย่างไรก็ตาม การยืดตัวของเวลาจากการเย็นตัวลงของดาวแคระอาจทำให้เกิดดาวแคระดำได้ ดาวแคระขาว คือ สิ่งที่เหลือจากดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีมวลน้อยหรือปานกลาง (ต่ำกว่าราว 9-10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) หลังจากมันได้ขับหรือฟิวชั่นธาตุทั้งหมดเมื่อมันมีอุณหภูมิสูงพอ ดาวแคระขาวก็เป็นทรงกลมหนาแน่นของสสารเสื่อมอิเล็กตรอนที่เย็นตัวลงอย่างช้า ๆ โดยการแผ่รังสีความร้อน และจะกลายมาเป็นดาวแคระดำในที่สุด หากดาวแคระดำเกิดขึ้นจริง ดาวเหล่านี้ก็คงจะยากที่จะค้นหา เนื่องจากตามการจำกัดความ ดาวแคระดำมีการปลดปล่อยรังสีออกมาน้อยมาก มีทฤษฎีหนึ่งที่บอกว่ามันอาจถูกตรวจพบได้โดยอิทธิพลแรงโน้มถ่วงของมัน กระจุกดาวรวงผึ้ง
อายุและการเคลื่อนที่เฉพาะของกระจุกดาวนี้มีลักษณะสอดคล้องกันกับกระจุกดาวสามเหลี่ยมหน้าวัว มีแนวโน้มได้ว่ากระจุกดาวทั้งสองอาจมีกำเนิดมาจากต้นกำเนิดเดียวกัน กระจุกดาวทั้งสองแห่งยังมีดาวยักษ์แดงและดาวแคระขาว ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ในระยะท้ายๆ ในวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ขณะเดียวกันก็มีดาวฤกษ์อื่นที่ยังอยู่ในแถบลำดับหลักซึ่งมีค่าสเปกตรัมเป็นประเภท A, F, G, K, และ M ดาวฤกษ์
นับถึงปี ค.ศ. 2006 ดาวฤกษ์ที่มีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์มากที่สุดเท่าที่รู้จัก คือ LBV 1806-20 ที่ค่าแม็กนิจูด -14.2 ดาวฤกษ์ดวงนี้มีความส่องสว่างสูงกว่าดวงอาทิตย์อย่างน้อย 5,000,000 เท่า[120] ดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่ำที่สุดเท่าที่รู้จักตั้งอยู่ในกระจุกดาว NGC 6397 ดาวแคระแดงอันหรี่จางในกระจุกดาวนี้มีค่าแม็กนิจูด 26 ส่วนอีกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาวมีค่าแม็กนิจูด 28 ดาวเหล่านี้จางแสงมากเทียบได้กับแสงจากเทียนวันเกิดที่จุดไว้บนดวงจันทร์และมองจากบนโลก[121] ดาวแคระขาว
เป็นการง่ายที่จะหาความสัมพันธ์อย่างคร่าว ๆ ระหว่างมวลกับรัศมีโดยใช้การใช้ Energy minimization argument พลังงานของดาวแคระขาวสามารถประมาณได้จากการรวมกันของพลังงานศักย์โน้มถ่วงและพลังงานจลน์ พลังงานศักย์โน้มถ่วงของหน่วยมวลของดาวแคระขาว Eg จะคือ -GM/R เมื่อ G เป็นค่าคงที่แรงโน้มถ่วง M เป็นมวลของดาวแคระขาวและ R เป็นรัศมี พลังงานจลน์ต่อหน่วยมวล Ek ขั้นต้นจะหาได้จากการเคลื่อนที่ของอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงมีค่าประมาณ N p2/2m เมื่อ p เป็นโมเมนตัมเฉลี่ยของอิเล็กตรอน m คือมวลอิเล็กตรอนและ N คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยมวล เพราะอิเล็กตรอน degenerate ดังนั้นจึงสามารถประมาณ p ได้จากหลักความไม่แน่นอนของโมเมนตัม Δ<i data-parsoid='{"dsr":[22396,22401,2,2]}'>p จาก Δ<i data-parsoid='{"dsr":[22407,22412,2,2]}'>p</i>Δ<i data-parsoid='{"dsr":[22413,22418,2,2]}'>x ในออร์เดอร์ของ ค่าคงที่ของพลังค์ ħ และ Δ<i data-parsoid='{"dsr":[22467,22472,2,2]}'>x คือระยะทางเฉลี่ยระหว่างอิเล็กตรอนซึ่งประมาณ n-1/3 นั่นคือ รากที่สามของจำนวนความหนาแน่น เมื่อ n คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยปริมาตร เพราะว่า N M อิเล็กตรอนในดาวแคระขาวและปริมาตรของมันอยู่ในออร์เดอร์ R3 n จึงอยู่ในออร์เดอร์ของ N M/R3 กระจุกดาวเปิด
สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลปานกลางจนถึงค่อนข้างน้อย หลังจากที่ใช้ไฮโดรเจนหมดไปในปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแล้ว รอบนอกของดาวฤกษ์เหล่านี้จะแปลงไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้วจึงค่อย ๆ เปลี่ยนไปเป็นดาวแคระขาว แต่แม้ว่ากระจุกดาวส่วนใหญ่จะกระจัดกระจายตัวออกไปก่อนที่สมาชิกส่วนใหญ่จะแปรสภาพไปเป็นดาวแคระขาว ทว่าจำนวนของดาวแคระขาวที่พบในกระจุกดาวเปิดกลับต่ำกว่าที่คาดเมื่อดูจากอายุของกระจุกดาวและการคาดการณ์การกระจายตัวของมวลดาวฤกษ์ในตอนเริ่มต้น คำอธิบายหนึ่งที่เป็นไปได้คือ เมื่อดาวยักษ์แดงแปรขอบเขตชั้นนอกของตนไปเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แล้ว ก็เกิดความไม่สมมาตรขึ้นเนื่องจากการสูญเสียมวล ทำให้ดาวดวงนั้นถูก "เตะ" ด้วยความเร็วหลายกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งมากพอจะผลักดาวดวงนั้นออกไปจากกระจุกดาวได้ ดาวเคราะห์แคระ
พลูโต (Pluto) ซีรีส (Ceres) อีริส (Eris) เฮาเมอา (Haumea) มาคีมาคี (Makemake) 55 ปู
นับถึง ค.ศ. 2009 มีดาวเคราะห์นอกระบบที่ได้รับการยืนยันแล้วว่าโคจรรอบดาวฤกษ์เอกในระบบดาวคู่นี้ คือ 55 ปู เอ (ดาวแคระเหลือง) เป็นจำนวนทั้งสิ้น 5 ดวง เชื่อว่าดาวเคราะห์ดวงที่อยู่ในสุดเป็น "ซูเปอร์เอิร์ธ" หรือดาวเคราะห์คล้ายโลก ซึ่งมีมวลขนาดใกล้เคียงกับดาวเนปจูน ขณะที่ดวงนอกสุดเชื่อว่าน่าจะเป็นดาวเคราะห์คล้ายดาวพฤหัสบดี โดยมีมวลใกล้เคียงกับดาวพฤหัสบดี ปัจจุบันระบบดาว 55 ปู เป็นหนึ่งในสี่ระบบดาวที่มีดาวเคราะห์ในระบบอย่างน้อย 5 ดวง และอาจมีมากกว่านั้น ดาวฤกษ์ 55 แคนซรี เอ อยู่ในอันดับที่ 63 ในจำนวน 100 อันดับดาวฤกษ์เป้าหมายในโครงการค้นหาดาวเคราะห์คล้ายโลก (Terrestrial Planet Finder) ขององค์การนาซ่า ดาวแคระขาว
เพื่อที่จะทำให้การคำนวณความสัมพันธ์ระหว่างมวลและรัศมีเพิ่มขึ้นและขีดจำกัดมวลของดาวแคระขาวแม่นยำขึ้น ต้องคำนวณสมการสถานะซึ่งจะอธิบายถึงความสัมพันธ์ระหว่างความหนาแน่นและความดันในสสารของดาวแคระขาวด้วย ถ้าให้ความหนาแน่นและความดันทั้งคู่เป็นฟังก์ชันของรัศมีจากศูนย์กลางของดาว สมการของระบบก็จะประกอบด้วย hydro static equation พร้อมกับสมการสถานะจะสามารถแก้สมการเพื่อหาโครงสร้างของดาวแคระขาวในสภาวะสมดุลได้ ในกรณีของ non-relativistic เราจะยังคงหาได้ว่ารัศมีแปรผกผันกับสัดส่วนของรากที่สามของมวล การแก้โดย Relativistic จะได้ผลลัพธ์ที่เปลี่ยนแปลงไปคือรัศมีจะกลายเป็น 0 เมื่อมีมวลเท่ากับขีดจำกัดมวล (หรือขีดจำกัดจันทรสิกขา) เมื่อดาวแคระขาวไม่สามารถที่จะถูกพยุงด้วยความดัน electron degeneracy ได้ จากกราฟแสดงให้เห็นถึงผลลัพธ์ที่ได้จากการคำนวณเส้นสีน้ำเงินคือแบบจำลองการเปลี่ยนแปลงรัศมีและมวลซึ่ง non-relativistic และเส้นสีเขียวคือ relativistic แบบจำลองทั้งสองถูกแก้โดยให้ดาวแคระขาวเป็นแก๊สเฟอร์มิเย็นในสภาวะสมดุล hydrostatic ค่าเฉลี่ยของมวลโมเลกุลกำหนดให้เป็น 2 มวลและรัศมีถูกวัดในหน่วยเท่าของดวงอาทิตย์ หอดูดาวท้องฟ้าซีกใต้แห่งยุโรป
อุปกรณ์ทันสมัยจำนวนมากที่หอดูดาวแห่งนี้ได้ช่วยเหลือการค้นพบทางดาราศาสตร์ครั้งสำคัญๆ หลายครั้ง และช่วยสร้างรายการวัตถุทางดาราศาสตร์จำนวนมาก การค้นพบเมื่อไม่นานมานี้รวมถึงการค้นพบ แสงวาบรังสีแกมมาที่อยู่ไกลที่สุด และการค้นพบหลักฐานการมีอยู่ของหลุมดำที่บริเวณใจกลางทางช้างเผือกของเรา ในปี ค.ศ. 2004 กล้องโทรทรรศน์ VLT ได้ช่วยให้นักดาราศาสตร์จับภาพถ่ายแรกของดาวเคราะห์นอกระบบ 2M1207b ที่โคจรรอบดาวแคระน้ำตาลดวงหนึ่งซึ่งอยู่ห่างออกไป 173 ปีแสง นอกจากนี้อุปกรณ์ HARPS ยังได้ช่วยเหลือการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบอีกเป็นจำนวนมาก รวมถึงการค้นพบ กลีส 581 ซี ซึ่งโคจรรอบดาวแคระแดง กล้องโทรทรรศน์ VLT ยังช่วยในการค้นพบดาราจักรที่ไกลที่สุดเท่าที่มนุษย์เคยรู้จัก คือ Abell 1835 IR1916 ดาวแคระขาว
ถ้าดาวมีมวลเพียงพอ ใจกลางของมันจะมีความร้อนเพียงพอที่จะจุดคาร์บอนเป็นนีออน และหลอดนีออนเป็นเหล็ก ดังนั้นดาวจะไม่สามารถจะกลายเป็นดาวแคระขาวที่มีมวลของใจกลางของมันซึ่งไม่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นแต่ถูกพยุงด้วยความดันอิเล็กตรอนดีเจเนอเรซี เมื่อมีมวลมากเกินกว่ามวลที่เป็นไปได้ที่จะสามารถพยุงได้ด้วยความดันดีเจเนอเรซี ใจกลางดาวก็จะยุบตัวและก็จะระเบิดเป็น core-collapse supernova ซึ่งจะเหลือดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ หรือดาวที่หนาแน่นประหลาดอื่น ๆ ดาวในแถบกระบวนหลักบางดวงอาจจะเป็นไปได้ที่มวล 8 - 10 เท่าของดวงอาทิตย์มากพอที่จะหลอมคาร์บอนเป็นนีออนและแมกนีเซียมหรืออาจจะมีมวลไม่พอที่จะหลอมนีออน ดังนั้นดาวควรจะเหลือซากดาวแคระขาวที่ประกอบไปด้วยออกซิเจน นีออนและแมกนีเซียมโดยมีเงื่อนไขว่าใจกลางไม่ยุบตัวหรือปฏิกิริยาฟิวชั่นจะไม่รุนแรงจนพัดพาบางส่วนออกไปกลายเป็นซูเปอร์โนวา ตลอดจนดาวแคระขาวโดดเดียวบางดวงจะถูกจำแนกเป็นชนิดนี้ หลักฐานส่วนใหญ่สำหรับการมีอยู่ของดาวชนิดนี้จะมากจากโนวาที่ถูกเรียกว่าโนวา OneMg หรือ Neon สเปกตรัมของโนวานี้จะอุดมไปด้วยนีออน แมกนีเซียม หรือมวลตัวกลางอื่น ๆ ที่ปรากฏเฉพาะการเพิ่มสสารไปยังดาวแคระขาวนีออนแมกนีเซียมที่สามารถอธิบายได้ ดาวเคราะห์นอกระบบ
2003, PSR B1620-26 bในวันที่ 10 มิถุนายน กลุ่มนักวิทยาศาสตร์นำโดย สเตน ซิกุร์ดสัน อาศัยข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ยืนยันถึงดาวเคราะห์นอกระบบที่มีอายุมากที่สุดเท่าที่มีการค้นพบ ดาวเคราะห์ดังกล่าวตั้งอยู่ในกระจุกดาวทรงกลม M4 อยู่ห่างจากโลกไป 5,600 ปีแสงในทิศทางของกลุ่มดาวแมงป่อง นี่เป็นดาวเคราะห์ดวงเดียวที่เรารู้จักซึ่งพบว่าโคจรรอบระบบดาวคู่ โดยที่ดาวดวงหนึ่งในระบบดาวคู่เป็นพัลซาร์ และอีกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระขาว ดาวเคราะห์นี้มีมวลเป็นสองเท่าของดาวพฤหัสบดี และประมาณว่ามีอายุประมาณ 13,000 ล้านปี[35] ขีดจำกัดจันทรเศขร
ขีดจำกัดจันทรเศขร () หรือ ขีดจำกัดจันทรสิกขา คือค่าจำกัดของมวลของวัตถุที่เกิดจากสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ซึ่งเป็นสสารหนาแน่นสูงประกอบด้วยนิวเคลียสที่อัดแน่นอยู่ในย่านอิเล็กตรอน ขีดจำกัดนี้คือค่าสูงสุดของมวลของดาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองที่สามารถดำรงอยู่ได้โดยไม่แตกสลายจากผลของแรงโน้มถ่วง โดยอาศัยแรงดันจาก electron degeneracy ชื่อของขีดจำกัดนี้ตั้งตามนามสกุลของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์คือ สุพรหมัณยัน จันทรเศขร มีค่าโดยทั่วไปอยู่ที่ประมาณ 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาวแคระขาวเป็นดาวที่ประกอบขึ้นด้วยสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองดวงไหนจะมีมวลมากไปกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรได้ ดาวพลูโต
ดาวพลูโต (English: Pluto; ดัชนีดาวเคราะห์น้อย: 134340 พลูโต) เป็นดาวเคราะห์แคระในแถบไคเปอร์ วงแหวนของวัตถุพ้นดาวเนปจูน[1] โดยเป็นวัตถุแถบไคเปอร์ชิ้นแรกที่ถูกค้นพบ มันมีขนาดใหญ่ที่สุดและมีมวลมากที่สุดเป็นอันดับสองในบรรดาดาวเคราะห์แคระที่รู้จักในระบบสุริยะ และยังเป็นวัตถุที่มีขนาดใหญ่เป็นอันดับที่ 9 และมวลมากเป็นอันดับที่ 10 ในระบบสุริยะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ ดาวพลูโตเป็นวัตถุแถบไคเปอร์ที่ใหญ่ที่สุดโดยปริมาตร แต่มีมวลน้อยกว่าอีริส ซึ่งเป็นวัตถุในแถบหินกระจาย ดาวพลูโตมีลักษณะเหมือนกับวัตถุอื่น ๆ ในบริเวณเดียวกัน กล่าวคือ ประกอบไปด้วยหินและน้ำแข็งเป็นส่วนใหญ่[2] มีมวลและปริมาตรประมาณ 1 ใน 6 และ 1 ใน 3 ของดวงจันทร์ตามลำดับ วงโคจรของดาวพลูโตมีความเยื้องศูนย์กลางมาก อยู่ที่ 30 ถึง 49 หน่วยดาราศาสตร์ (4.4 – 7.4 พันล้านกิโลเมตร) จากดวงอาทิตย์ หมายความว่าเมื่อดาวพลูโตอยู่ในตำแหน่งที่ใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุด มันจะอยู่ใกล้กว่าวงโคจรของดาวเนปจูนเสียอีก แต่เนื่องด้วยการสั่นพ้องของวงโคจร ทำให้ดาวเคราะห์ทั้งสองดวงไม่สามารถโคจรมาชนกันได้ ในปี พ.ศ. 2557 ดาวพลูโตมีระยะห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 32.6 หน่วยดาราศาสตร์ แสงจากดวงอาทิตย์ใช้เวลาประมาณ 5.5 ชั่วโมง ถึงจะไปถึงดาวพลูโตที่ระยะทางเฉลี่ย (39.5 หน่วยดาราศาสตร์) ดาวแคระขาว
ตัด N ซึ่งขึ้นกับองค์ประกอบของดาวแคระขาวและค่าคงที่จักรวาลทิ้ง เหลือความสัมพันธ์ของมวลกับรัศมี แถบดาวเคราะห์น้อย
ซีรีสเป็นวัตถุเพียงชิ้นเดียวในแถบหลักที่มีขนาดใหญ่พอจะสร้างแรงโน้มถ่วงของตัวเองขึ้นและทำให้มีลักษณะค่อนข้างกลม ดังนั้น เมื่อพิจารณาจากคำนิยามดาวเคราะห์ของสหภาพดาราศาสตร์สากลเมื่อปี ค.ศ. 2006 ปัจจุบันจึงนับว่าซีรีสเป็นดาวเคราะห์แคระ ส่วนอีกสามดวงก็มีโอกาสจะได้รับการจัดสถานะใหม่เช่นกัน ซีรีสมีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่ประมาณ 3.32 ซึ่งสูงกว่าดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นๆ มาก เป็นไปได้ว่าอาจมีพื้นผิวที่เป็นน้ำแข็ง ซีรีสมีองค์ประกอบที่แบ่งแยกได้เช่นเดียวกับลักษณะของดาวเคราะห์ คือมีส่วนพื้นผิว ส่วนเปลือก และส่วนแกน เวสตาเองก็มีองค์ประกอบภายในที่แบ่งแยกได้เช่นเดียวกัน แม้ว่ามันจะอยู่ภายใน "แนวหิมะ" ของระบบสุริยะและไม่มีองค์ประกอบของน้ำ แต่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นหินบะซอลต์ สำหรับพัลลัสเป็นวัตถุที่ผิดปกติ มันหมุนรอบตัวเองในแนวตะแคงคล้ายกับดาวยูเรนัส ขั้วด้านหนึ่งชี้ไปยังดวงอาทิตย์และอีกด้านหนึ่งชี้ออกไปนอกระบบ องค์ประกอบของพัลลัสคล้ายคลึงกับของซีรีส คือมีคาร์บอนและซิลิกอนในปริมาณสูง ส่วนดวงสุดท้ายคือ ไฮเจีย เป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นคาร์บอน และอยู่ใกล้ระนาบสุริยะมากกว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ดวงอื่นๆ ระบบสุริยะ
ดาวเคราะห์แคระ คือเทหวัตถุที่โคจรรอบดวงอาทิตย์และมีมวลมากพอจะทำให้ตัวเองมีสัณฐานกลมเนื่องจากแรงโน้มถ่วง แต่ไม่สามารถขจัดชิ้นส่วนก่อนเกิดดาวเคราะห์ออกไป ทั้งไม่สามารถเป็นดาวบริวาร[31] จากคำจำกัดความนี้ ระบบสุริยะจึงมีดาวเคราะห์แคระที่รู้จักแล้ว 5 ดวงคือ ซีรีส พลูโต เฮาเมอา มาคีมาคี และ อีรีส[32] วัตถุอื่นๆ ที่อาจสามารถจัดประเภทเป็นดาวเคราะห์แคระได้ ได้แก่ เซดนา ออร์กัส และควาอัวร์ ดาวเคราะห์แคระที่โคจรอยู่ในย่านพ้นดาวเนปจูนเรียกชื่อรวมๆ ว่า "พลูตอยด์"[33] นอกเหนือจากนี้ วัตถุขนาดเล็กอื่นๆ ที่โคจรไปรอบดวงอาทิตย์จัดว่าเป็นวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ[31] เนบิวลาดาวเคราะห์
ครั้นต่อมาได้มีการศึกษาสเปกตรัมของแสงอาทิตย์ พบว่ามีฮีเลียม แต่ไม่พบเนบิวเลียม จนเฮนรี นอร์ริส รัสเซล (Henry Norris Russel) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เสนอว่า "เนบิวเลียม" เป็นธาตุที่เราคุ้นเคยกันดี แต่อยู่ในสภาวะที่เราไม่ทราบ ต่อมาค้นพบว่าใจกลางของเนบิวลาดาวเคราะห์ (คือดาวแคระขาว) มีอุณหภูมิสูงมากแต่มีแสงจางมาก ขณะที่ชั้นนอกของดาวยักษ์แดงดวงเดิมขยายตัวออกสู่อวกาศเสมอ จนเกิดแนวคิดว่าเนบิวลาดาวเคราะห์เป็นจุดจบของดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อย (ต่างกับซูเปอร์โนวาที่เป็นจุดจบของดาวฤกษ์ที่มีมวลมาก) เนบิวลาวงแหวน
เนบิวลาวงแหวน ( หรือรู้จักกันในชื่ออื่นคือ M57หรือ NGC6720) เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ในกลุ่มดาวพิณ เกิดจากแก๊สและฝุ่นที่ผิวดาวยักษ์แดงแผ่ออกไปสู่มวลสารระหว่างดาว ในขณะที่ดาาวฤกษ์ตรงกลางยุบตัวเป็นดาวแคระขาว 47 หมีใหญ่
47 หมีใหญ่ ( ย่อเป็น 47 UMa) หรือชื่อว่าชาละวัน เป็นดาวแคระเหลืองอยู่ห่างจากโลกประมาณ 46 ปีแสงในกลุ่มดาวหมีใหญ่ ในปี 2554 เชื่อว่าดาวเคราะห์นอกระบบสามดวง (ชื่อ 47 หมีใหญ่ บี ซีและดี ซึ่งสองดวงแรกได้ชื่อว่าตะเภาทองและตะเภาแก้ว) โคจรรอบดาวฤกษ์นี้ สิ่งมีชีวิตนอกโลก
ดาวเคราะห์แคระซีรีส (Ceres), เป็นดาวเคราะห์แคระ (dwarf planet) ที่อยู่เฉพาะในแถบดาวเคราะห์น้อย (asteroid belt) ได้รับการยืนยันจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศเฮอร์เชลแล้วว่ามีบรรยากาศที่มีชั้นไอน้ำอยู่เบาบาง น้ำค้างแข็ง (Frost) ที่มีอยู่บนพื้นผิวของดาวนั้นนอกจากนี้ก็ยังอาจได้รับการตรวจพบได้ในรูปแบบของจุดสว่าง (bright spots)  ดาวฤกษ์
พื้นผิวบางส่วนของดาวที่มีอุณหภูมิต่ำและความส่องสว่างต่ำกว่าค่าเฉลี่ยทั้งหมด จะเรียกว่า จุดมืดดาวฤกษ์ จุดมืดของดาวฤกษ์แคระหรือดาวฤกษ์ที่มีขนาดเล็กจะไม่ค่อยเป็นที่สังเกตโดดเด่น ขณะที่จุดมืดของดาวยักษ์หรือดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะยิ่งสังเกตเห็นได้ง่าย[115] และทำให้เกิดลักษณะการมืดคล้ำที่ขอบของดาวฤกษ์ได้มาก นั่นคือ ความสว่างของดาวทางด้านขอบ (เมื่อมองเป็นแผ่นจานกลม) จะลดลงไปเรื่อย ๆ [116] ดาวแปรแสงที่เป็นดาวแคระแดง (หรือ flare star) บางดวง เช่นดาว ยูวี ซีตัส ก็อาจมีจุดมืดดาวฤกษ์ที่โดดเด่นเช่นกัน[117] แถบไคเปอร์
แถบไคเปอร์ () หมายถึง บริเวณที่อยู่เลยวงโคจรของดาวเนปจูนออกไป ที่ด้านนอกระบบสุริยะรอบนอก มีบริเวณกว้าง 3,500 ล้านไมล์ มีก้อนวัตถุแข็ง เป็นน้ำแข็งขนาดเล็กจำนวนมากโคจรรอบดวงอาทิตย์ ลักษณะคล้ายกับแถบดาวเคราะห์น้อย ที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี วัตถุที่อยู่ในแถบไคเปอร์ มีชื่อเรียกว่า วัตถุแถบไคเปอร์ (Kuiper Belt Object - KBO) หรืออีกชื่อหนึ่งว่า วัตถุพ้นดาวเนปจูน (Trans-Neptunian Object - TNO) ซึ่งมีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นน้ำแข็ง เชื่อกันว่าก้อนน้ำแข็งเหล่านี้ เป็นแหล่งกำเนิดของดาวหางคาบสั้น โดยชื่อแถบไคเปอร์นี้ ได้ตั้งเพื่อเป็นเกียรติแก่ เจอราร์ด ไคเปอร์ ผู้ค้นพบ  ดาวแคระขาว
การแผ่รังสีในช่วงคลื่นแสงที่ถูกแผ่ออกมาในดาวแคระขาวจะแปรผันในช่วงความยาวคลื่นกว้าง จากสีน้ำเงินของดาวชนิด O ในแถบลำดับหลักไปจนถึงดาวแคระแดงชนิด M ดาวแคระขาวมีอุณหภูมิยังผลที่พื้นผิวสูงกว่า 150,000 K จนต่ำกว่า 4,000 K และจากกฎสเตฟาน โบล์ทซมาน กำลังส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นพร้อมกับอุณหภูมิพื้นผิว พิสัยของอุณหภูมิพื้นผิวนี้สัมพันธ์กับกำลังส่องสว่างตั้งแต่ 100 เท่าของดวงอาทิตย์และต่ำกว่า 1/10,000 เท่าของดวงอาทิตย์ ดาวแคระขาวร้อนที่มีอุณหภูมิพื้นผิวเกินกว่า 30,000 K ซึ่งถูกสำรวจในช่วง X-ray ที่มีพลังงานต่ นี่ทำให้องค์ประกอบและโครงสร้างของบรรยากาศถูกศึกษาโดยการสังเกตการณ์ X-ray อ่อน ๆ และอุลตร้าไวโอเลต ถ้าดาวแคระขาวไม่มีการเพิ่มมวลจากดาวคู่ของมันหรือแหล่งอื่น การแผ่รังสีก็จะมาจากความร้อนที่สะสมไว้ ดาวแคระขาวมีพื้นที่ผิวน้อยมากสำหรับการแผ่รังสี ดังนั้นมันจะยังคงร้อนไปตลอดระยะเวลายาวนาน ถ้าดาวแคระขาวเย็นและมีอุณหภูมิพื้นผิวลดลง การแผ่รังสีของมันจะเป็นแดงขึ้นและกำลังส่องสว่างจะลดลง เพราะดาวแคระขาวไม่มีการแผ่พลังงานอื่นนอกจากการแผ่รังสีทำให้การแผ่รังสีของมันช้า Bergeron, Ruiz และ Leggett ยกตัวอย่างการประมาณว่าหลังจากดาวแคระขาวคาร์บอนที่มีมวล 0.59 เท่าของดวงอาทิตย์และบรรยากาศที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน อุณหภูมิพื้นผิวลดต่ำลงถึง 7,140 K จะใช้เวลา 1.5 พันล้านปี ดาวที่เย็นประมาณ 500 ถึง 6,590 K ใช้เวลาประมาณ 0.3 พันล้านปีแสง แต่สองขั้นต่อไปคือประมาณ 500 K (ถึง 6,030 และ 5,550 K) จะอยู่ 0.4 แรกถึง 1.1 พันล้านปี ถึงแม้ว่าองค์ประกอบของดาวแคระขาวเป็นพลาสมาเริ่มแรก มันก็ถูกทำนายตามทฤษฎีในทศวรรษที่ 1960 ในการเย็นตัวขั้นสุดท้าย มันควรจะเป็น crystallize ที่จุดศูนย์กลางดาว โครงสร้างของ crystal ถูกคิดว่าจะเป็น body-centered cubic ในปี 1995 มันถูกแสดงให้เห็นว่าการเต้นเป็นจังหวะของดาวแคระขาวจากการสังเกตการณ์แผ่นดินไหวบนดาวเป็นผลคือการทดสอบพลังงานศักย์ในทฤษฎี crystalization และปี 2004 Travis Metcalfe และทีมนักวิจัย Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ประมาณจากการสังเกตการณ์ว่าประมาณ 90% ของมวลของ BPM 37093ถูก crystallize จากงานอื่นพบว่ามวลคริสตัลเป็นอัตราส่วนระหว่าง 32% และ 82% การสำรวจดาวแคระขาวส่วนใหญ่พบอุณหภูมิพื้นผิวที่สูงระหว่าง 8,000 K และ 4,000 K ดาวแคระขาวใช้เวลาในการเย็นตัวในช่วงชีวิตของมันมากกว่าขณะที่อุณหภูมิสูง ดังนั้นเราควรคาดว่าดาวแคระขาวที่เย็นตัวแล้วมีมากกว่าดาวแคระที่ร้อนกว่า ครั้งหนึ่งเราปรับ selection effect ว่าดาวแคระขาวที่ร้อนมีกำลังส่องสว่างมากกว่าจะง่ายต่อการสังเกต เราพบว่าการพิสัยการลดลงของอุณหภูมิถูกตรวจสอบจากผลลัพธ์ในการค้นพบดาวแคระขาว แนวทางนี้หยุดเมื่อพวกเราเอื้อมไปถึงดาวแคระขาวที่เย็นตัวลงมาก ดาวแคระขาวจำนวนมากถูกสังเกตว่าอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่า 4,000 K และดาวจำนวนน้อยที่จะถูกพบว่ามีอุณหภูมิต่ำกว่า 4,000 K และหนึ่งดาวที่เย็นที่สุดที่ถูกสำรวจ WD 0346+246 มีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 3,900 K เหตุผลนั้นสำหรับมันคืออายุของเอกภพมีจำกัด ไม่มีเวลาพอที่จะทำให้ดาวแคระขาวเย็นตัวลงถึงอุณหภูมินี้ได้ ฟังก์ชันกำลังส่องสว่างของดาวแคระขาวสามารถถูกใช้ในการหาระยะเวลาที่ดาวเริ่มจะก่อตัวในบริเวณนั้น การประมาณอายุของ Galactic diskจากวิธีนี้คือ 8 พันล้านปี ดาวแคระขาวจะเย็นตัวลงจะกลายเป็นดาวที่ไม่มีการแผ่รังสีหรือดาวแคระดำจากการประมาณสมดุลทางเทอร์โมไดนามิกส์ที่สิ่งแวดล้อมที่มันอยู่และพื้นหลังของจักรวาล อย่างไรก็ตามยังไม่มีดาวแคระดำในปัจจุบัน ดาวเคราะห์
ดาวเคราะห์นอกระบบ ดาวเคราะห์แคระ กำเนิดและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ
ในช่วงประมาณ 5 พันล้านปีข้างหน้า ดวงอาทิตย์จะเย็นลง และผิวนอกจะขยายตัวออกไปหลายเท่าจากเส้นผ่านศูนย์กลางเดิม (กลายเป็นดาวยักษ์แดง) หลังจากนั้นดาวยักษ์แดงก็จะสลายผิวนอกกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ และเหลือแกนกลางไว้ ซึ่งรู้จักกันว่าเป็น ดาวแคระขาว ในอนาคตอันไกลโพ้น ความโน้มถ่วงระหว่างดาวฤกษ์จะลดลง ดาวเคราะห์บางดวงอาจจะถูกทำลาย บางส่วนอาจจะหลุดออกไปสู่อวกาศระหว่างดวงดาว ยิ่งไปกว่านั้น ในช่วงประมาณหมื่นล้านปีข้างหน้า ดวงอาทิตย์จะกลายเป็นดาวฤกษ์ที่ไม่มีวัตถุใดโคจรรอบๆเลย หลุมขาว
ในสัมพัทธภาพทั่วไป ของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ หลุมขาว () เป็นพื้นที่สมมติชนิดหนึ่งในทางทฤษฎีของกาลอวกาศซึ่งไม่มีสิ่งใดสามารถเข้าไปได้ แต่สสารและแสงสามารถหนีออกมาได้ (ตรงกันข้ามกับหลุมดำ) 
หลุมขาวปรากฏอยู่ในทฤษฎีหลุมดำนิรันดร์ อย่างไรก็ตามการเกิดหลุมดำสามารถเกิดได้ผ่านการยุบตัวอันเกิดจากแรงโน้มถ่วง แต่หลุมขาวยังไม่สามารถเกิดได้ผ่านกระบวนการทางกายภาพที่รู้จัก แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน
แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนจะช่วยยับยั้งการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ หากว่ามวลของมันต่ำกว่าขีดจำกัดจันทราสิกขา (1.38 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) แรงดันดังกล่าวจะป้องกันมิให้ดาวแคระขาวสลายตัว ดาวฤกษ์ซึ่งมีมวลเกินกว่านี้และไม่มีเชื้อเพลิงนิวเคลียร์ที่สามารถใช้การได้อยู่ ดาวฤกษ์จะยุบตัวลงต่อไปจนกลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ เนื่องจากแรงดันสภาพซ้อนสถานะที่ได้จากอิเล็กตรอนอ่อนกว่าแรงดึงของแรงโน้มถ่วง กระจุกดาวลูกไก่
ในกระจุกดาวมีดาวแคระน้ำตาลอยู่หลายดวง ซึ่งเป็นวัตถุที่มีมวลน้อยกว่า 8% ของมวลของดวงอาทิตย์ ไม่มีน้ำหนักมากพอจะเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันในแกนกลางเพื่อกลายเป็นดาวฤกษ์ตามปกติได้ จำนวนดาวแบบนี้อาจมีอยู่ประมาณ 25% ของจำนวนสมาชิกทั้งหมดในกระจุก แม้จะมีมวลรวมเพียงไม่ถึง 2% ของมวลรวมของกระจุกดาว นักดาราศาสตร์ทุ่มเทในการค้นหาและวิเคราะห์ดาวแคระน้ำตาลในกระจุกดาวลูกไก่ รวมถึงกระจุกดาวอายุน้อยอื่นๆ เพราะมันจะยังค่อนข้างสว่างและสามารถสังเกตได้ ขณะที่ดาวแคระน้ำตาลในกระจุกดาวที่มีอายุมากจะจางลงไปมากแล้วและทำการศึกษาได้ยากกว่ามาก ดาวแคระดำ
ชื่อ "ดาวแคระดำ" ยังสามารถหมายถึงวัตถุกึ่งดาวที่ไม่มีมวลมากพอ (ต่ำกว่า 0.08 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) เพื่อที่จะคงนิวเคลียร์ฟิวชั่นเผาผลาญไฮโดรเจนที่แกนกลาง วัตถุเหล่านี้เป็นที่รู้จักกันว่า ดาวแคระน้ำตาล คำที่ประดิษฐ์ขึ้นในคริสต์ทศวรรษ 1970 กระจุกดาวทรงกลม
แต่การอ้างว่ามีหลุมดำมวลปานกลางอยู่นั้นยังมีอุปสรรคบางอย่าง เพราะวัตถุที่หนาแน่นที่สุดในกระจุกดาวน่าจะเคลื่อนเข้าไปสู่ใจกลางของกระจุกดาวตามหลักการพอกพูนมวล ซึ่งได้แก่ดาวแคระขาวและดาวนิวตรอนอันเป็นพลเมืองอายุมากในกระจุกดาวทรงกลม รายงานการวิจัย 2 ชิ้นของ โฮลเจอร์ บอมการ์ด และคณะ ชี้ว่า อัตราส่วนมวลต่อแสงที่ใจกลางของกระจุกดาวน่าจะต้องเพิ่มสูงขึ้นอย่างฉับพลัน ทั้งในกระจุกดาว M15 และกระจุกดาว Mayall II แม้จะไม่มีหลุมดำเลยก็ตาม ระบบสุริยะ
ระบบสุริยะ (English: Solar System) ประกอบด้วยดวงอาทิตย์และวัตถุอื่น ๆ ที่โคจรรอบดวงอาทิตย์เนื่องจากแรงโน้มถ่วง ได้แก่ ดาวเคราะห์ 8 ดวงกับดวงจันทร์บริวารที่ค้นพบแล้ว 166 ดวง[5] ดาวเคราะห์แคระ 5 ดวงกับดวงจันทร์บริวารที่ค้นพบแล้ว 4 ดวง กับวัตถุขนาดเล็กอื่น ๆ อีกนับล้านชิ้น ซึ่งรวมถึง ดาวเคราะห์น้อย วัตถุในแถบไคเปอร์ ดาวหาง สะเก็ดดาว และฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ เอชดี 147018
เอชดี 147018 () เป็นดาวแคระเหลืองตั้งอยู่ในกลุ่มดาวสามเหลี่ยมใต้ มันมีขนาดที่มองเห็นได้ปรากฏประมาณ 8.4 ในเดือนสิงหาคม ค.ศ. 2009 ได้พบ 2 ดาวเคราะห์นอกระบบ เอชดี 147018 บี และเอชดี 147018 ซี กำลังโคจรอยู่รอบ ๆ ดาวฤกษ์ของมัน ดาวเคราะห์ที่ถูกค้นพบโดยใช้ดอปเลอร์สเปกโตรสโคฟี ที่หอดูดาวลาซียา ,ประเทศชิลี ดาวแคระขาว
ดาวคู่ของดาวซิริอุส คือดาวซิริอุส บี ถูกค้นพบเป็นลำดับถัดมา ในระหว่างศตวรรษที่ 19 การวัดตำแหน่งของดาวบางดวงแม่นยำพอที่จะวัดการเปลี่ยนแปลงน้อย ๆ ได้ ฟรีดดริค เบสเซล ใช้เครื่องมือที่มีความแม่นยำในการระบุว่าดาวซิริอุสและดาวโปรซิออนเปลี่ยนแปลงตำแหน่งได้ ในปี 1844 เขาทำนายว่าทั้งคู่มีดาวคู่ที่เรามองไม่เห็น[12] ดาวแคระขาว
สนามแม่เหล็กในดาวแคระขาวที่พื้นผิวมีความเข้ม ~1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา) ซึ่งถูกทำนายโดย P.M.A Blackett ในปี 1947 ซึ่งเป็นผลลัพธ์ของกฎฟิสิกส์ เขาเสนอว่าวัตถุที่ไม่มีประจุที่หมุนอยู่จะสร้างสนามแม่เหล็กเป็นสัดส่วนกับโมเมนตัมเชิงมุม กฎซึ่งเป็นคำล่ำลือนี้บางครั้งเรียกว่า Blackett effect ซึ่งโดยทั่วไปจะไม่ยอมรับ และในทศวรรษที่ 1950 Blackett ก็ถูกหักล้าง ในทศวรรษ 1960 มีการเสนอว่าดาวแคระขาวควรมีสนามแม่เหล็กเพราะการอนุรักษ์ฟลักซ์แม่เหล็กรวมของพื้นผิวระหว่างการวิวัฒนาการของดาว non-degenerate ไปสู่ดาวแคระขาว สนามแม่เหล็กพื้นผิว ~100 เกาส์ (0.01 เทสลา) ในดาวต้นกำเนิดควรจะกลายเป็นสนามแม่เหล็กพื้นผิว ~100-1002 = 1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา) ครั้งหนึ่งที่ดาวมีรัศมีเล็กลงด้วยแฟคเตอร์ 100 สนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวที่ถูกพบคือ GJ 742 ที่ตรวจจับได้ว่ามีสนามแม่เหล็กในปี 1970 โดยการแผ่รังสีของแสงcircularly polarized มันถูกคิดว่าสนามพื้นผิวประมาณ 300 ล้านเกาส์ (30 กิโลเทสลา) ตั้งแต่สนามแม่เหล็กถูกค้นพบในดาวแคระขาวมากกว่า 100 ดวง มีสนามแม่เหล็กตั้งแต่ 2×103 ถึง 109 เกาส์ (0.2 เทสลา ถึง 100 กิโลเทสลา) เฉพาะดาวแคระขาวจำนวนไม่มากที่ถูกตรวจสอบสนามของมัน และมีถูกประมาณว่ามีอย่างน้อย 10% ของดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กเกิดกว่า 1 ล้านเกาส์ (100 เทสลา) แทรปพิสต์-1ซี
แทรปพิสต์-1ซี()หรือ 2MASS J23062928-0502285 cคือดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรรอบดาวแคระขาว แทรปพิสต์-1 อยู่ห่างจากโลกประมาณ 40 ปีแสงในกลุ่มดาวคนแบกหม้อน้ำ ดาวเคราะห์ดวงนี้มีมวลมากเมื่อเทียบกับมวลของดาวอื่น ๆ มหานวดาราประเภท 1เอ
อย่างไรก็ตาม มุมมองปัจจุบันในหมู่นักดาราศาสตร์ผู้ออกแบบแบบจำลองการระเบิดมหานวดาราประเภท 1เอ คือ ขีดจำกัดนี้ไม่สามารถบรรลุได้เลยในความเป็นจริง ดังนั้น การยุบตัวจึงไม่เคยเกิดขึ้น ทว่ากลับเกิดแรงดันและความหนาแน่นเพิ่มขึ้นแทน อันเนื่องมาจากน้ำหนักที่เพิ่มขึ้นทำให้อุณหภูมิที่แกนกลางเพิ่มสูงขึ้น และเมื่อดาวแคระขาวเข้าใกล้ราว 1% ของขีดจำกัด จะทำให้เกิดช่วงการพาความร้อน ซึ่งกินเวลาอย่างน้อย 1,000 ปี ในบางจุดของระยะคุกรุ่นนี้ การเผาไหม้เองก็จะเกิดขึ้น โดยได้รับพลังงานจากการฟิวชั่นคาร์บอน รายละเอียดของการจุดระเบิดยังคงไม่เป็นที่ทราบกัน รวมไปถึงตำแหน่งและจำนวนของจุดที่เริ่มมีไฟเกิดขึ้น การฟิวชั่นออกซิเจนเริ่มต้นขึ้นไม่นานหลังจากนั้น แต่เชื้อเพลิงนี้ไม่ถูกเผาผลาญโดยสมบูรณ์เท่ากับคาร์บอน