Sao Lùn Trắng – Wikipedia Tiếng Việt

Đối với các định nghĩa khác, xem Sao lùn.

Sao lùn trắng (hay còn gọi là sao trắt trắng)[1] là thiên thể được tạo ra khi các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình "chết" (tiêu thụ hết nhiên liệu phản ứng hạt nhân trong sao).[2]

Các ngôi sao này không đủ nặng để sinh ra nhiệt độ ở lõi cần thiết để nung chảy cacbon trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân sau khi chúng chuyển thành các sao khổng lồ đỏ trong giai đoạn đốt cháy heli. Cuối giai đoạn này, nửa bên ngoài của sao khổng lồ đỏ sẽ bị đẩy ra không gian tạo thành tinh vân, để lại đằng sau một lõi trơ chứa chủ yếu là cacbon và oxy, đó chính là sao lùn trắng.

Lõi này không còn nguồn cung cấp năng lượng và bức xạ. Dần dần Nhiệt Năng của chúng phát xạ ra bên ngoài và nguội dần đi. Lõi không còn sự hỗ trợ của các phản ứng nhiệt hạch để chống lại lực hấp dẫn sẽ trở nên cực kỳ cô đặc, với khối lượng vào khoảng một nửa Mặt Trời và thể tích khoảng bằng Trái Đất. Các sao lùn trắng được hỗ trợ duy nhất bởi áp suất suy biến điện tử. Khối lượng cực đại của các sao lùn trắng, mà vượt quá nó thì áp suất suy biến không thể duy trì nữa , là khoảng 1,4 khối lượng Mặt Trời. Gọi là giới hạn Chandrasekhar.Sao lùn trắng mà vượt quá giới hạn này (chủ yếu do khối lượng được chuyển tới bởi sao đôi đồng hành) có thể nổ tung như các siêu tân tinh.

Cuối cùng, sau hàng chục tỷ năm, sao lùn trắng sẽ nguội tới nhiệt độ mà từ đó nó không còn được nhìn thấy. Tuy nhiên, với tuổi vũ trụ mới vào khoảng 14 tỷ năm, thậm chí với cả các sao lùn trắng già nhất vẫn còn bức xạ với nhiệt độ vài nghìn độ K.

Biểu đồ Hertzsprung-Russell Dạng quang phổ O B A F G K M L T Sao lùn nâu Sao lùn trắng Sao lùn đỏ Sao gần lùn Dãy chính("sao lùn") Sao gần mứckhổng lồ Sao khổng lồ Sao khổng lồ đỏ Sao khổng lồxanh Sao khổng lồ sáng Sao siêu khổng lồ Sao siêu khổng lồ đỏ Sao cực siêu khổng lồ Cấp saotuyệt đối(MV)

Sự hình thành

[sửa | sửa mã nguồn]

Phần lớn các ngôi sao có kích cỡ nhỏ và trung bình sẽ kết thúc dưới dạng là sao lùn trắng, sau khi tất cả hiđrô chúng có bị chuyển hóa thành heli. Gần cuối giai đoạn phản ứng nhiệt hạch của chúng, các ngôi sao như vậy sẽ nở ra và biến thành sao khổng lồ đỏ và sau đó mất dần đi phần lớn các vật chất ở các lớp ngoài cùng (tạo ra tinh vân) trong khi vẫn còn lõi rất nóng (T > 100.000 K), lõi này sau đó trở thành một ngôi sao lùn trắng trẻ tuổi.

Một ngôi sao lùn trắng có khối lượng khoảng bằng Mặt Trời, có kích thước chỉ lớn hơn Trái Đất một chút. Điều này làm cho sao lùn trắng là một trong những dạng đặc nhất của vật chất, chỉ có các sao neutron, sao lạ và các sao lượng tử (giả thuyết) có mật độ lớn hơn nó mà thôi. Khối lượng càng lớn thì kích thước của sao lùn trắng càng nhỏ. Có giới hạn trên của khối lượng các sao lùn trắng, là giới hạn Chandrasekhar (khoảng 1,4 lần khối lượng Mặt Trời), mà vượt qua nó thì áp suất của các điện tử không thể cân bằng với lực hấp dẫn, và ngôi sao tiếp tục co nhỏ lại, cuối cùng tạo thành sao neutron.

Bất chấp giới hạn này, phần lớn các ngôi sao kết thúc cuộc đời của chúng như là sao lùn trắng, vì chúng có xu hướng phát tán phần lớn khối lượng của chúng vào trong vũ trụ trước khi sụp đổ hoàn toàn (thông thường với những kết quả ngoạn mục - xem tinh vân). Người ta cho rằng thậm chí các ngôi sao có khối lượng gấp 8 lần Mặt Trời cuối cùng cũng sẽ bị chuyển thành các sao lùn trắng.

Đặc trưng

[sửa | sửa mã nguồn]

Nhiều sao lùn trắng có kích thước xấp xỉ Sao Hoả nhỏ hơn khoảng 100 lần Mặt Trời. Chúng có thể có khối lượng xấp xỉ Mặt Trời vì thế chúng rất đặc. Cho là cùng một khối lượng vật chất như Mặt Trời, chứa trong một dung tích của một hình cầu đường kính nhỏ hơn 100 lần, vì thế thể tích là 100³=1.000.000 lần nhỏ hơn Mặt Trời và do đó mật độ trung bình của vật chất trong các sao lùn trắng là 1.000.000 lần lớn hơn mật độ trung bình của Mặt Trời. Các vật chất ở trạng thái như vậy được gọi là suy biến. Trong những năm thập niên 1930 sự giải thích được cho là do hiệu ứng của cơ học lượng tử: Trọng lượng của sao lùn trắng được duy trì bởi áp suất của các điện tử (sự suy biến của điện tử), nó chỉ phụ thuộc vào mật độ mà không phụ thuộc vào nhiệt độ.

Nếu làm biểu đồ so sánh độ sáng (tuyệt đối) với màu sắc đối với các sao đã quan sát được (biểu đồ Hertzsprung-Russell), thì không diễn ra mọi tổ hợp của độ sáng và màu sắc. Có một số sao ở trong khu vực độ sáng thấp-màu nóng (sao lùn trắng), nhưng phần lớn các sao nằm trong một dải, gọi là chuỗi chính. Các sao khối lượng nhỏ nằm trong chuỗi chính là nhỏ và nguội. Chúng được nhìn thấy có màu đỏ và gọi là sao lùn đỏ hay là sao lùn nâu (nguội hơn). Các dạng này là loại thiên thể hoàn toàn khác với các sao lùn trắng. Trong sao lùn đỏ, cũng như trong các sao của chuỗi chính, áp suất cân bằng trọng lượng là sinh ra do chuyển động nhiệt của khí nóng. Áp suất tuân theo định luật của khí lý tưởng. Một loại khác của các sao được gọi là khổng lồ: các sao trong phần độ sáng cao của biểu đồ độ sáng-màu sắc. Chúng là các sao bị nổ tung bởi áp suất bức xạ và là rất lớn.

Các sao lùn trắng rất rất nóng; vì thế chúng phát ra ánh sáng bức xạ trắng. Phần nhiệt này là phần còn lại của nhiệt sinh ra do sự sụp đổ của sao và nó không được bổ sung thêm (trừ trường hợp chúng thu được vật chất từ các sao gần đó), nhưng do bề mặt bức xạ rất nhỏ nên chúng duy trì được sức nóng trong một thời gian dài.

Cuối cùng, sao lùn trắng sẽ nguội đi và trở thành sao lùn đen sau hàng chục tỉ năm. Các sao lùn đen, trên lý thuyết, là các thực thể nhiệt độ thấp và bức xạ yếu trong quang phổ vô tuyến. Tuy nhiên, vũ trụ chưa tồn tại đủ lâu để bất kỳ sao lùn trắng nào nguội đến mức trở thành sao lùn đen.

Rất nhiều sao lùn trắng trẻ tuổi ở gần đã được phát hiện như là nguồn bức xạ các tia X mềm (tia X có năng lượng thấp); các quan sát bằng tia X và tia cực tím cho phép các nhà thiên văn nghiên cứu thành phần và cấu trúc của lớp khí quyển mỏng của các sao này.

Sao lùn trắng không thể có khối lượng vượt quá 1,4 khối lượng Mặt Trời, giới hạn Chandrasekhar,[3] nhưng có một cách để chúng vượt qua giới hạn này. Nếu sao lùn trằng bay thành cặp với một ngôi sao thông thường khác, nó có thể hút vật chất từ sao đôi đồng hành. Vật chất hút được rất chậm và ổn định. Khối lượng của sao lùn trắng tăng lên cho đến khi vượt qua giới hạn Chandrasekhar, từ điểm đó áp suất suy thoái không thể duy trì được sao. Nó tạo thành dạng siêu tân tinh loại Ia và là mạnh nhất trong các siêu tân tinh.

Trong một số trường hợp, vật chất hút từ sao đồng hành chứa nhiều hiđrô, gây ra phản ứng hạt nhân nổ bùng ở dạng yếu hơn siêu tân tinh, gọi là các vụ nổ sao lùn trắng. Các vụ nổ này chỉ xảy ra ở vỏ chứa các vật chất mới hút vào, không ảnh hưởng đến lõi bên trong sao lùn trắng, và có thể lặp đi lặp lại nếu vẫn có dòng vật chất nhiều hiđrô chảy đến.

Lịch sử thám hiểm

[sửa | sửa mã nguồn]

Năm 1862, Alvan Graham Clark phát hiện ra sao đồng hành sẫm màu của sao sáng nhất,[4] sao Thiên Lang (Sirius hay Alpha Canis Majoris). Sao đồng hành được gọi là Thiên Lang B (Sirius B hay Pup), có nhiệt độ bề mặt khoảng 25.000 K, vì thế nó được phân loại là sao nóng. Tuy nhiên, Sirius B khoảng 10.000 lần mờ nhạt hơn Sirius A. Mặc dù nó là sao rất sáng trên một đơn vị diện tích bề mặt, Sirius B [5][6] là nhỏ hơn nhiều so với Sirius A, với đường kính xấp xỉ Trái Đất.

Phân tích quỹ đạo của hệ thống sao Thiên Lang chỉ ra rằng khối lượng của Sirius B xấp xỉ bằng khối lượng của Mặt Trời. Điều này có nghĩa là Sirius B là hàng trăm nghìn lần nặng hơn chì. Càng nhiều sao lùn trắng được tìm thấy, các nhà thiên văn phát hiện ra rằng sao lùn trắng là phổ biến trong thiên hà của chúng ta. Năm 1917, Adriaan Van Maanen phát hiện ra sao Van Maanen, là sao lùn trắng thứ hai được biết và gần Mặt Trời hơn Sirius B.

Sau khi phát minh ra cơ học lượng tử trong những năm thập niên 1920, sự giải thích về tỷ trọng của các sao lùn trắng đã được tìm thấy vào năm 1926. R.H. Fowler giải thích các tỷ trọng cao trong bài báo "Dense matter" (Vật chất đậm đặc) (Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) sử dụng áp suất suy biến điện tử vài tháng sau khi có công thức thống kê Fermi-Dirac cho điện tử, mà áp suất của điện tử dựa vào công thức này.

Năm 1930, S. Chandrasekhar [7] phát hiện trong bài báo gọi là "The maximum mass of ideal white dwarfs" (Khối lượng cực đại của các sao lùn trắng lý tưởng) (Astroph. J. 74, 81-82) rằng "không có sao lùn trắng nào có thể nặng hơn 1,2 lần Mặt Trời". Điều này hiện nay gọi là giới hạn Chandrasekhar. Chandrasekhar nhận được giải Nobel năm 1983.

Tham khảo

[sửa | sửa mã nguồn]

1. ^ Theo SGK Vật Lý 12
2. ^ Henry, T. J. (ngày 1 tháng 1 năm 2009). "The One Hundred Nearest Star Systems". Research Consortium On Nearby Stars. Truy cập ngày 21 tháng 7 năm 2010.
3. ^ "The Nobel Prize in Physics 1983". The Nobel Foundation. Truy cập ngày 4 tháng 5 năm 2007.
4. ^ Adams, W. S. (1915). "The Spectrum of the Companion of Sirius". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Quyển 27. tr. 236. Bibcode:1915PASP...27..236A. doi:10.1086/122440.
5. ^ Boss, L. (1910). Preliminary General Catalogue of 6188 stars for the epoch 1900. Carnegie Institution of Washington. Bibcode:1910pgcs.book.....B. LCCN 10009645.
6. ^ Liebert, J.; Young, P. A.; Arnett, D.; Holberg, J. B.; Williams, K. A. (2005). "The Age and Progenitor Mass of Sirius B". The Astrophysical Journal. Quyển 630. tr. L69. arXiv:astro-ph/0507523. Bibcode:2005ApJ...630L..69L. doi:10.1086/462419.
7. ^ Chandrasekhar, S. (1931). "The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs". The Astrophysical Journal. Quyển 74. tr. 81. Bibcode:1931ApJ....74...81C. doi:10.1086/143324.

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn] Tra sao lùn trắng trong từ điển mở tiếng Việt Wiktionary Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện về Sao lùn trắng.

• Sao lùn trắng tại Encyclopædia Britannica (bằng tiếng Anh)
• Sao lùn trắng là gì VnExpress 23/5/2001

x t s Sao
Hình thành	Bồi tụ Đám mây phân tử Bok globule Young stellar object Tiền sao Tiền dãy chính Herbig Ae/Be T Tauri FU Orionis Đối tượng Herbig–Haro Hayashi track Henyey track
Tiến hóa	Dãy chính Red-giant branch Horizontal branch Red clump Nhánh tiệm cận khổng lồ super-AGB Blue loop Tinh vân tiền hành tinh Tinh vân hành tinh PG1159 Dredge-up OH/IR Instability strip Luminous blue variable Blue straggler Quần thể sao Siêu tân tinh Superluminous supernova / Hypernova
Phân loạiquang phổ	Sớm Muộn Dãy chính O B A F G K M Lùn nâu WR OB Subdwarf O B Gần mức khổng lồ Khổng lồ Xanh Đỏ Vàng Khổng lồ sáng Siêu khổng lồ Xanh Đỏ Vàng Cực siêu khổng lồ Vàng Carbon S CN CH Lùn trắng Đặc biệt về mặt hóa học Am Ap/Bp HgMn Helium-weak Bari Heli cực đoan Lambda Boötis Lead Technetium Be Shell B(e)
Tàn dư	Đặc Lùn trắng Hành tinh heli Lùn đen Neutron Radio-quiet Xung Đôi X-ray Từ Lỗ đen sao X-ray binary Burster SGR
Giả thuyết	Lùn xanh Xanh lá cây Lùn đen Kỳ lạ Boson Electroweak Lạ Preon Planck Tối Dark-energy Quark Q Đen Gravastar Sao lỗ đen Thiên thể Thorne–Żytkow Sắt Blitzar Lỗ trắng Planck star
Tổng hợphạt nhân sao	Đốt cháy deuteri Đốt cháy lithi Phản ứng chuỗi proton-proton Chu trình CNO Helium flash Quá trình ba-alpha Quá trình alpha Đốt cháy carbon Đốt cháy neon Đốt cháy oxy Đốt cháy silic Quá trình s Quá trình r Fusor Tân tinh Symbiotic Tàn tích Luminous red nova
Cấu trúc	Core Vùng đối lưu Microturbulence Oscillations Vùng bức xạ Khí quyển Quang cầu Vết sao Chromosphere Vành nhật hoa Gió sao Bubble Bipolar outflow Đĩa bồi tụ Asteroseismology Helioseismology Circumstellar dust Circumstellar envelope Eddington luminosity Cơ chế Kelvin–Helmholtz
Đặc tính	Designation Dynamics Nhiệt độ hiệu dụng Độ sáng Kinematics Từ trường Cấp sao tuyệt đối Mass Độ kim loại Sự tự quay Ánh sao Biến quang Photometric system Chỉ mục màu Biểu đồ Hertzsprung-Russell Color–color diagram
Hệ sao	Đôi Contact Common envelope Eclipsing Symbiotic Phức hợp Quần tinh Mở Cầu Super Hệ hành tinh
Trái Đất làm trung tâmquan sát	Mặt Trời Solar radio emission Hệ Mặt Trời Ánh sáng Mặt Trời Sao Bắc cực Circumpolar Chòm sao Khoảnh sao Cấp sao Biểu kiến Extinction Photographic Vận tốc xuyên tâm Chuyển động riêng Parallax Photometric-standard
Danh sách	Proper names Arabic Chinese Extremes Nặng nhất Nhiệt độ cao nhất Lowest temperature Lớn nhất Smallest volume Sáng nhất Historical brightest Độ sáng tuyệt đối lớn nhất Gần nhất Nearest bright With exoplanets Brown dwarfs White dwarfs Milky Way novae Siêu tân tinh Candidates Remnants tinh vân hành tinh Timeline of stellar astronomy
Liên quan	Phó sao Sao lùn nâu Sub-brown dwarf Hành tinh Năm ngân hà Thiên hà Guest Tương tác hấp dẫn Intergalactic Planet-hosting stars Tidal disruption event
Sao Cổng thông tin Sao

x t s Sao neutron
Loại	Radio-quiet Sao xung
Sao xung đơn	Sao từ Soft gamma repeater Anomalous X-ray Rotating radio transient
Sao xung đôi	Đôi Sao xung phát tia X X-ray binary X-ray burster List Miligiây Be/X-ray Spin-up Sao xung Hulse–Taylor
Tính chất	Blitzar Fast radio burst Bondi accretion Giới hạn Chandrasekhar Chớp gamma Glitch Neutroni Neutron-star oscillation Optical Pulsar kick Quasi-periodic oscillation Relativistic Quá trình rp Starquake Timing noise Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff Urca process
Liên quan	Gamma-ray burst progenitors Astroseismology Sao đặc Sao quark Sao lạ Sao kỳ lạ Siêu tân tinh Tàn tích siêu tân tinh Liên quan Hypernova Kilonova Neutron star merger Quark-nova Sao lùn trắng Liên quan Lỗ đen sao Liên quan Radio star Hành tinh sao xung Pulsar wind nebula Thiên thể Thorne–Żytkow
Khám phá	LGM-1 Centaurus X-3 Timeline of white dwarfs, neutron stars, and supernovae
Vệ tinhnghiên cứu	Rossi X-ray Timing Explorer Kính thiên văn vũ trụ tia gamma Fermi Compton Gamma Ray Observatory Chandra X-ray Observatory
Khác	X-ray pulsar-based navigation Tempo software program Astropulse The Magnificent Seven
Thể loại Hình ảnh

x t s Siêu tân tinh
Các nhóm	Loại Ia (Iax) | Loại Ib và Ic | Loại II (IIP, IIL, IIn và IIb) | Siêu tân tinh siêu sáng | Giàu calci | Tổng hợp hạt nhân (Quá trình p | Quá trình r) | Neutrino
Liên quan	Gần Trái Đất | Giả siêu tân tinh | Hypernova | Kilonova | Siêu tân tinh quark | Pulsar kicks
Cấu trúc	Cặp bất ổn | Tổng hợp hạt | Quy trình P | Quy trình R | Chớp gamma | Phát nổ carbon
Tiền thân	Biến quang xanh | Sao WR | Siêu khổng lồ | (Xanh lam | Đỏ | Vàng) | Cực siêu khổng lồ | (Vàng) | Sao lùn trắng (Liên quan)
Tàn tích	Tàn tích | Sao neutron | (Sao xung | Sao từ | Liên quan) | Lỗ đen khối lượng sao (Liên quan) | Sao đặc | Siêu bong bóng | (Sao quark | Sao ngoại lai)
Phát hiện	Khách tinh | Lịch sử quan sát siêu tân tinh | Lịch sử nghiên cứu sao lùn trắng, sao neutron và siêu tân tinh
Danh sách	Danh sách | Tàn tích | Ứng cử viên | Sao nặng | Viễn tưởng
Đáng chú ý	Vòng Barnard | Cassiopeia A | SN 1054 (Tinh vân Con Cua) | SN Tycho | SN Kepler | SN 1987A | SN 185 | SN 1006 | SN 2003fg | Di tích SN G1.9+0.3 | SN 2007bi | SN 2014J | SN Refsdal | ASASSN-15lh | SN Vela |
Nghiên cứu	Dự án SCP | High-z | Texas | SNfactory | SNLS | Hệ thống cảnh báo siêu tân tinh sớm | Dự án khảo sát siêu tân tinh và tiểu hành tinh tại Monte Agliale | Vệ tinh thăm dò siêu tân tinh và sự gia tốc dãn nở của vũ trụ | Khảo sát siêu tân tinh ở dự án Sloan The SDSS Supernova Survey

x t s Lỗ đen
Loại	BTZ black hole Schwarzschild Quay Tích điện Ảo Kugelblitz Lỗ đen siêu khối lượng Lỗ đen nguyên thủy
Kích cỡ	Siêu nhỏ Tối đại Electron Sao Microquasar Khối lượng trung gian Siêu khối lượng Nhân thiên hà hoạt động Chuẩn tinh Blazar
Sự hình thành	Tiến hóa sao Suy sụp hấp dẫn Sao Neutron Liên kết liên quan Giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff Sao lùn trắng Liên kết liên quan Supernova Liên kết liên quan Hypernova Chớp tia gamma Lỗ đen đôi
Tính chất	Điểm kì dị hấp dẫn Ring singularity Định lý Chân trời sự kiện Mặt cầu photon Innermost stable circular orbit Vùng sản công Quá trình Penrose Quá trình Blandford–Znajek Đĩa bồi tụ Bức xạ Hawking Thấu kính hấp dẫn Bồi tụ Bondi Liên hệ M–sigma Dao động gần tuần hoàn Nhiệt động lực học Tham số Immirzi Bán kính Schwarzschild Spaghetti hóa
Các vấn đề	Black hole complementarity Nghịch lý thông tin Cosmic censorship ER = EPR Final parsec problem Firewall (physics) Holographic principle Định lý không có tóc
Các mêtric	Schwarzschild Derivation Kerr Reissner–Nordström Kerr–Newman Hayward
Giải pháp	Nonsingular black hole models Ngôi sao đen Sao tối Dark-energy star Gravastar Magnetospheric eternally collapsing object Planck star Sao Q Fuzzball
Tương tự	Optical black hole Sonic black hole
Danh sách	Lỗ đen Lớn nhất Gần nhất Quasar Microquasars
Mô hình	Điểm kì dị hấp dẫn Định lý kì dị Penrose–Hawking Lỗ đen nguyên thủy Gravastar Sao tối Sao năng lượng tối Sao đen Quả bóng rối Lỗ trắng Kì dị trần trụi Kì dị vòng Tham số Immirzi Mô hình màng Kugelblitz Lỗ sâu Thiên thể giả sao
Giả tưởng	Lỗ đen trong giả tưởng Star Trek (2009) Hố đen tử thần (2014)
Liên quan	Outline of black holes Sonic black hole Black Hole Initiative Black hole starship Sao đặc Sao kỳ lạ Sao quark Sao Preon Gamma-ray burst progenitors Thế hấp dẫn Hypercompact stellar system Membrane paradigm Điểm kỳ dị trần trụi Sao lỗ đen Sao tối Rossi X-ray Timing Explorer Timeline of black hole physics Lỗ trắng Lỗ sâu Các dấu mốc trong lịch sử nghiên cứu lỗ đen XMM - Newton Vệ tinh tia X Chandra Vệ tinh tia gamma Fermi NuStar Hệ sao tập trung trong một vùng rất nhỏ Tàu không gian lỗ đen
Thể loại Hình ảnh

x t s Sao lùn trắng
Hình thành	Giới hạn Chandrasekhar Sao PG 1159 Tiến hóa sao Biểu đồ Hertzsprung-Russell Lớp sao biến đổi Mira
Vận mạng	Sao lùn đen Siêu tân tinh loại Ia Candidate Sao neutron Sao xung Sao từ Liên kết Lỗ đen sao Bản mẫu:Lỗ đen Sao đặc Sao quark Sao kỳ lạ Sao heli cực đoan Subdwarf B star Hành tinh heli
Trong hệ sao đôi	Tân tinh Tàn tích List Dwarf nova Symbiotic nova Sao biến đổi lớn AM CVn star Polar Intermediate polar X-ray binary Super soft X-ray source Sao xung đôi Sao xung phát tia X List Helium flash Phát nổ carbon
Đặc tính	Pulsating Urca process Vật chất suy biến Quasi-periodic oscillation
Liên quan	Tinh vân hành tinh Danh sách Robust associations of massive baryonic objects Luminosity function (astronomy)#White dwarf luminosity function Timeline of white dwarfs, neutron stars, and supernovae
Sao nổi bật	Van Maanen's star Sao Thiên Lang Procyon 40 Eridani B BPM 37093 HL Tau 76 RS Ophiuchi

Cổng thông tin:

• vật lý
• thiên văn học