Білий карлик

Бі́лий ка́рлик^[1] — щільний зоряний залишок, який містить масу порядку маси Сонця в межах радіуса порядку радіуса Землі. Він випромінює світло за рахунок залишкового тепла, а не термоядерного синтезу. Зорі на кшталт Сонця, маса яких недостатня, щоб колапсувати в нейтронну зорю або чорну діру, на пізніх етапах своєї еволюції стають білими карликами. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела білі карлики розташовані на 10—12 зоряних величин нижче зір головної послідовності того ж спектрального класу. Найближчий відомий білий карлик — Сіріус B на відстані 8,6 світлового року, тьмяний супутник Сіріуса.

У 1910 році Генрі Норріс Расселл, Едвард Чарлз Пікерінг і Вільяміна Флемінг першими звернули увагу, що зоря 40 Ерідана B, попри малу світність, має спектральний клас A, тобто є білою. Згодом її визнали першим білим карликом. Термін «білий карлик» увів Віллем Якоб Лейтен у 1922 році. У 1931 році Субраманьян Чандрасекар розробив фізичну модель білих карликів, а в 1983-му він отримав Нобелівську премію з фізики за дослідження еволюції зір.

Білі карлики складаються переважно із сильно стисненої виродженої речовини, яка має надзвичайно велику густину. Хімічний склад білого карлика залежить від початкової маси зорі. Тиск виродженого електронного газу здатний утримувати білий карлик від гравітаційного колапсу лише за мас, менших за так звану межу Чандрасекара, яка дорівнює приблизно 1,44 M_☉ й задає максимальну масу білого карлика. Спостережувані маси білих карликів переважно лежать у межах від 0,5 до 0,7 M_☉.

Білий карлик, який у момент утворення є дуже гарячим, поступово охолоджується, випромінюючи свою енергію. Об'єкт, на який має перетворитися білий карлик, який випромінив майже все своє тепло, називають чорним карликом, але вік Всесвіту недостатній, щоб бодай якісь білі карлики встигли настільки охолонути.

Перший білий карлик відкрили в потрійній зоряній системі 40 Ерідана, яка містить відносно яскраву зорю головної послідовності 40 Ерідана A, навколо якої обертається подвійна система, що складається з білого карлика 40 Ерідана B та червоного карлика головної послідовності 40 Ерідана C. Пару 40 Ерідана B/C відкрив Вільям Гершель 31 січня 1783 року^[2]. У 1910 році Генрі Норріс Расселл, Едвард Чарлз Пікерінг і Вільяміна Флемінг виявили, що, попри низьку світність, 40 Ерідана B має спектральний клас A, тобто має білий колір^[3]. Коли Расселл уперше побудував свою відому діаграму колір — світність, ця зоря значно відхилялася від звичайної закономірності. Расселл припускав, що спектральний клас міг бути визначений неправильно^[4]:114. Однак 1914 року спектральний клас 40 Ерідана B незалежно підтвердив Волтер Адамс^[5]. У 1939 році Расселл, згадуючи це відкриття, зазначив, що Пікерінг вважав: подібні винятки призводять до проривів, і в цьому випадку вони сприяли відкриттю білих карликів^[6]:1[4].

Наступними відкритими білими карликами стали супутники Сіріуса та Проціона. У XIX столітті вимірювання положень зір стали достатньо точними, щоб фіксувати невеликі зміни їхнього розташування. Фрідріх Вільгельм Бессель використав ці вимірювання, щоб показати, що Сіріус і Проціон відхиляються від прямолінійного руху небесною сферою, і в 1844 році він передбачив, що ці дві зорі мають невидимі супутники^[7]. Бессель приблизно оцінив період обертання супутника Сіріуса в пів століття^[7]. Крістіан Петерс обчислив його орбіту в 1851 році^[8]. Лише 31 січня 1862 року Алван Грем Кларк спостеріг поблизу Сіріуса раніше невидиму тьмяну зорю, яку згодом ідентифікували як передбачений супутник Сіріус B^[8]. Що ж стосується Проціона B, то його орбітальні елементи розрахував 1862 року Артур Ауверс у своїй дисертації^[9], а візуально підтвердити його вдалося лише 1896 року, коли Джон Мартін Шеберле спостеріг Проціон B в передбаченому положенні за допомогою 36-дюймового рефрактора Лікської обсерваторії^[10]. Його складніше спостерігати із Землі, ніж Сіріус B, через більшу різницю у видимій зоряній величині та меншу кутову відстань від головної зорі^[11]. 1915 року Адамс повідомив, що спектр Сіріуса B подібний до спектра Сіріуса^[12].

У 1917 році Адріан ван Маанен відкрив зорю ван Маанена, ізольований білий карлик^[13]. 1922 року Віллем Лейтен опублікував серію з трьох статей про тьмяні білі зорі з великим власним рухом, тобто білі зорі з низькою світністю, розташовані поблизу Землі. У третій статті^[14] він ужив термін «карлик»; згодом Артур Еддінгтон популяризував назву «білий карлик»^[4]:118[15]. До 1939 року відкрили 18 білих карликів^[6]:3. Лейтен та інші продовжували їх пошук у 1940-х роках. До 1950 року було відомо вже понад сто таких об'єктів^[16], а до 1999 року — понад 2000^[17]. На початку XXI століття Слоанівський цифровий огляд неба виявив понад 9000 білих карликів, переважно нових^[18]. Другий реліз даних астрометричної космічної місії Gaia 2018 року вже містив 260 000 кандидатів у білі карлики^[19].

Надзвичайно висока густина білих карликів спочатку була теоретичною загадкою. Якщо зоря входить до подвійної системи, як у випадку Сіріуса B або 40 Ерідана B, її масу можна оцінити зі спостережень орбіти. Це зробили для Сіріуса B ще до 1910 року^[20], отримавши оцінку маси 0,94 M_☉ (що добре узгоджується з сучасною оцінкою 1,00 M_☉)^[21]. Якщо відома відстань до зорі, то з видимої зоряної величини можна оцінити її світність. Оцінивши температуру зі спектра зорі і скориставшись законом Стефана — Больцмана, можна за світністю знайти радіус зорі. Такі міркування привели астрономів до висновку, що тоді видавався парадоксальним: через відносно високу температуру і водночас низьку абсолютну світність Сіріус B і 40 Ерідана B повинні мати дуже високу густину. Коли Ернст Епік у 1916 році оцінював густину подвійних зір, він виявив, що густина 40 Ерідана B перевищує густину Сонця більш ніж у 25000 разів; це було настільки велике значення, що він назвав його «неможливим»^[22]. Еддінгтон у 1927 році сформулював це так^[23]:50:

Ми дізнаємося про зорі, приймаючи й інтерпретуючи повідомлення, які приносить нам їхнє світло. Повідомлення супутника Сіріуса, коли його розшифрували, звучало так: «Я складаюся з речовини, у 3000 разів щільнішої за все, з чим вам доводилося стикатися; тонна моєї речовини була б маленьким шматочком, який можна покласти в сірникову коробку». Яку відповідь можна дати на таке повідомлення? Відповідь, яку більшість із нас дала у 1914 році, була: «Замовкни. Не мели дурниць».

Такі густини можливі, оскільки речовина білого карлика складається не з атомів, з'єднаних хімічними зв'язками, а є плазмою з вільних ядер і електронів. Тому ніщо не заважає розміщувати ядра ближче одне до одного, ніж це допускають електронні орбіталі у звичайній речовині^[15]. Еддінгтон міркував, що станеться, коли ця плазма охолоне і енергії для підтримання іонізації атомів уже не вистачатиме. Цей парадокс розв'язав Ральф Фаулер у 1926 році, застосувавши щойно створену квантову механіку^[24]. Оскільки електрони підкоряються принципу заборони Паулі, жодні два електрони не можуть перебувати в одному квантовому стані, і вони підлягають статистиці Фермі — Дірака, також введеній у 1926 році для опису розподілу таких частинок^[25]. За нульової температури електрони не можуть усі перебувати в основному стані з найменшою енергією: частина з них мусить займати стани з вищою енергією, заповнюючи всі стани аж до так званої енергії Фермі. Такий стан електронів, що називається виродженим, означає, що білий карлик, навіть охолонувши до нульової температури, зберігатиме високу енергію^[24].

Існування граничної маси, яку білий карлик не може перевищити без колапсу в нейтронну зорю, є ще одним наслідком підтримання рівноваги за рахунок тиску вироджених електронів. Таку граничну масу для ідеалізованої зорі сталої густини обчислили у 1929 році Вільгельм Андерсон^[26] і в 1930 році Едмунд Кліфтон Стоунер^[27]. Згодом це значення уточнили з урахуванням гідростатичної рівноваги для профілю густини. Сучасне значення межі вперше опублікував у 1931 році Субраманьян Чандрасекар у статті «Максимальна маса ідеальних білих карликів» (англ. The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs)^[28]. Для необертового білого карлика вона дорівнює приблизно 5,7 M_☉ / μ_e², де μ_e — середня молекулярна маса на один електрон у зорі^{[29]:eqn.(63)}. Оскільки ізотопи вуглецю-12 і кисню-16, з яких переважно складається вуглецево-кисневий білий карлик, мають атомний номер, який дорівнює половині їхньої атомної маси, для такої зорі можна наближено взяти μ_e = 2, що дає широко вживане значення 1,4 M_☉. (На початку XX століття існували підстави вважати, що зорі складаються переважно з важких елементів^[27]:955, тому у своїй статті 1931 року Чандрасекар поклав середню молекулярну масу на електрон, μ_e, рівною 2,5 й отримав межу 0,91 M_☉.) Разом із Вільямом Альфредом Фаулером Чандрасекар отримав за ці та інші дослідження Нобелівську премію з фізики у 1983 році^[30]. Граничну масу тепер називають межею Чандрасекара^[31].

Галактичні моделі показують, що в галактиці Чумацький Шлях нині існує близько десяти мільярдів білих карликів^[32]. Вважають, що серед ста зоряних систем, найближчих до Сонця, є вісім білих карликів^[33]. Найближчий і найяскравіший відомий білий карлик — Сіріус B на відстані 8,6 світлових років, супутник Сіріуса, найяскравішої зорі нічного неба Землі^[34].

Кількість білих карликів з часом зростає. Зорі з масами приблизно від 0,07 до 10 M_☉ становлять понад 97 % усіх зір у Чумацькому Шляху, і всі вони в процесі еволюції мають перетворитися на білі карлики^[35]:§1.

Хоча відомі білі карлики з оціненими масами від 0,17 M_☉^[38] до 1,33 M_☉^[39], розподіл мас має виразний максимум біля 0,6 M_☉, і більшість лежить у межах від 0,5 до 0,7 M_☉^[39]. Оцінені радіуси спостережуваних білих карликів зазвичай становлять 0,8–2 % радіуса Сонця^[40], що порівнянно з радіусом Землі, який становить приблизно 0,9 % радіуса Сонця. Отже, білий карлик містить масу, порівнянну із сонячною, в об'ємі, що зазвичай становить лише одну мільйонну об'єму Сонця; відповідно, середня густина речовини в білому карлику приблизно у 1000000 разів більша за середню густину Сонця, тобто близько 10⁶ г/см³, або 1 тонна на кубічний сантиметр^[36]. Типовий білий карлик має густину в межах від 10⁴ до 10⁷ г/см³. Білі карлики утворені однією з найщільніших відомих форм речовини й поступаються за густиною лише іншим компактним зорям, як-от нейтронні зорі та гіпотетичні кваркові зорі^[41].

За таких густин ядра в зорі розташовані значно ближче одне до одного, ніж у звичайній речовині. Два ядра в білому карлику розділяє приблизно 1,2×10⁻¹² м, що значно менше за радіус Бора, 5,3 × 10⁻¹¹ м, тобто характерний радіус атома водню. Речовина білого карлика іонізована тиском, і зв'язаних електронних орбіталей у ній не існує. На відміну від гарячого теплового газу атомів, як у ядрі Сонця, тепло в ядрі білого карлика зумовлене коливаннями ядер, а «газоподібну» складову тиску створюють вільні електрони^[42]:575.

Цей тиск називають тиском виродження електронів, і він є наслідком квантової механіки. Принцип невизначеності вимагає, щоб добуток невизначеності координати, ${\displaystyle \Delta x}$, і невизначеності імпульсу, ${\displaystyle \Delta p_{x}}$, був більшим за половину зведеної сталої Планка: ${\displaystyle \Delta x\times \Delta p_{x}>\hbar /2}$. Якщо невизначеність координати мала, невизначеність імпульсу має зростати. Крім того, принцип заборони Паулі вимагає, щоб кожен електрон був відмінним від інших, а це означає, що невизначеність положень електронів має бути меншою за їхню середню відстань. Стискання електронів (менша середня відстань) зменшує невизначеність їхнього положення і збільшує невизначеність імпульсу. Більша невизначеність імпульсу відповідає більшому імпульсу. Це зростання імпульсу проявляється як сила, що протидіє гравітаційному стисканню зорі^[43][42]:567.

Тиск у центрі білого карлика приблизно на шість порядків перевищує тиск у центрі Сонця. Центральна температура перевищує 10 мільйонів К. Загалом за таких умов мало б відбуватися ядерне горіння водню. Однак низька світність білих карликів свідчить, що в їхніх надрах просто немає водню для такого процесу^[42]:560.

Типовий білий карлик, вуглецево-кисневий білий карлик, на 99 % за масою складається з вуглецю та кисню, а решта припадає на тонкий шар He і H. Вважають, що зорі головної послідовності з масами, близькими до верхньої межі 10 M_☉, синтезують вуглець у неон, утворюючи киснево-неонові білі карлики. Дуже маломасивні зорі, з масами меншими за 0,6 M_☉, ніколи не перетворюють гелій на вуглець і кисень, тому формують гелієві білі карлики^[41]:4. Для вичерпання ядерного палива маломасивної зорі потрібно більше часу, ніж вік Всесвіту, тому всі спостережувані гелієві білі карлики, імовірно, виникають унаслідок обміну масою між зорями у тісній подвійній системі^[44].

Якщо вуглецево-кисневий білий карлик акреціює достатньо речовини, щоб досягти межі Чандрасекара (близько 1,44 сонячної маси для необертової зорі), його тиск виродженого електронного газу більше не зможе утримувати зорю від гравітаційного колапсу^[45] і за відсутності ядерних реакцій він почне стискатися^[46][47]. Однак вуглецево-кисневі білі карлики зазвичай не досягають межі Чандрасекара. Зі зростанням температури й густини в ядрі зорі запалюється термоядерний синтез вуглецю, коли зоря сягає приблизно 99 % критичної^[47][48]. З іншого боку, якщо ядро зорі складається переважно з кисню, неону й магнію, то колапсуючий білий карлик зазвичай утворює нейтронну зорю. У цьому разі під час колапсу викидається лише частина маси зорі^[45].

Якщо білий карлик накопичує достатньо речовини від зорі-компаньйона, щоб підвищити температуру ядра настільки, щоб запалити термоядерний синтез вуглецю, виникає неконтрольована термоядерна реакція, яка повністю руйнує зорю. Існують три можливі механізми такої детонації: стабільна акреція речовини від компаньйона, зіткнення двох білих карликів або акреція, що спричиняє запалювання в оболонці, яке згодом запалює ядро. Котрий із цих механізмів домінує серед механізмів виникнення наднових типу Ia, досі остаточно не з'ясовано^[49]. Попри цю невизначеність, наднові типу Ia мають дуже однорідні властивості й слугують корисними стандартними свічками на міжгалактичних відстанях. Потрібні певні калібрування, щоб врахувати поступові зміни властивостей або різну частоту наднових з аномальною світністю на великих червоних зсувах, а також невеликі варіації яскравості, пов'язані з формою кривої блиску або спектром^[50][51][52].

Зв'язок між масою й радіусом білих карликів можна оцінити, використовуючи рівняння стану нерелятивістського фермі-газу, яке дає^[53]:25

$${\displaystyle {\frac {R}{R_{\odot }}}\approx 0.012\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)^{-1/3}\left({\frac {\mu _{e}}{2}}\right)^{-5/3},}$$

де R — радіус, M — маса білого карлика, а індекс ${\displaystyle \odot }$ позначає Сонце. Хімічний потенціал, ${\displaystyle \mu _{e}}$, є термодинамічною величиною, що задає зміну енергії при додаванні або вилученні одного електрона; він пов'язаний зі складом зорі. Чисельні розрахунки повніших моделей добре узгоджуються зі спостережними даними^[54].

Оскільки цей аналіз використовує нерелятивістську формулу p² / 2m для кінетичної енергії, він є нерелятивістським. Коли швидкість електронів у білому карлику наближається до швидкості світла, формула для кінетичної енергії переходить у pc, де c — швидкість світла. Можна показати, що модель фермі-газу в ультрарелятивістському випадку не має стійкої рівноваги. Зокрема, цей аналіз дає максимальну масу білого карлика^[53]:

$${\displaystyle M_{\rm {limit}}\approx 1.46\left({\frac {\mu _{e}}{2}}\right)^{-2}}$$

Усі спостережувані білі карлики мали або утворитися з масами, меншими за межу Чандрасекара, або ж втратити надлишок маси протягом своєї еволюції^[53].

Для точнішого обчислення залежності маса — радіус і граничної маси білого карлика потрібно знайти рівняння стану, яке описує зв'язок між густиною й тиском у речовині білого карлика. Якщо густину й тиск задати як функції відстані від центра зорі, систему рівнянь, що складається з рівняння гідростатичної рівноваги разом із рівнянням стану, можна розв'язати й визначити структуру білого карлика в рівновазі. У нерелятивістському випадку радіус обернено пропорційний кубічному кореню з маси^{[29]:eqn.(80)}. Релятивістські поправки змінюють результат так, що радіус стає нульовим за скінченної маси. Це граничне значення маси — так звана межа Чандрасекара, за якої тиск виродженого електронного газу вже не може підтримувати білий карлик. Графік праворуч показує результат такого обчислення. Він ілюструє, як радіус залежить від маси для нерелятивістських (синя крива) та релятивістських (зелена крива) моделей білого карлика. В обох моделях білий карлик розглядають як холодний фермі-газ у гідростатичній рівновазі. Середню молекулярну масу на електрон, μ_e, взято рівною 2. Радіус виражений у радіусах Сонця, а масу — у масах Сонця^[29][55].

Усі ці обчислення припускають, що білий карлик не обертається. Якщо ж він обертається, рівняння гідростатичної рівноваги потрібно змінити, врахувавши відцентрову силу, що виникає в обертовій системі відліку^[56]. Для білого карлика, яккий обертається зі сталою кутовою швидкістю, гранична маса лише трохи більша. Якщо ж дозволити диференціальне обертання і знехтувати в'язкістю, то, як показав Фред Гойл у 1947 році^[57], не існує верхньої межі маси, за якої модель білого карлика може перебувати у статичній рівновазі. Проте не всі такі модельні зорі будуть динамічно стійкими^[58]. Обертові білі карлики та зміна їхнього діаметра через обертання строго розглянуті в математичній літературі^[59]. Структуру вільної поверхні білих карликів також детально досліджено математичними методами^[60].

Білі карлики мають низьку світність і тому розташовані в смузі в нижній частині діаграми Герцшпрунга — Рассела — графіка залежності світності зорі від її кольору або температури. Їх не слід плутати з об'єктами малої світності на нижньому кінці головної послідовності, як-от червоні карлики, ядра яких частково підтримуються тепловим тиском, але в яких триває ядерне горіння водню^[61], або зі ще холоднішими коричневими карликами^[62]. Видиме випромінювання білих карликів охоплює широкий діапазон кольорів — від біло-блакитного, характерного для зір головної послідовності спектральних класів O, B або A, до жовтогарячого кольору зір пізніх підкласів спектрального класу K або ранніх підкласів класу M^[63]. Світність білих карликів змінюється на сім порядків величини — від більш ніж 100 L_☉ до менш ніж 10⁻⁴ L_☉^[64]. Відповідно до закону Стефана — Больцмана, який пов'язує світність із четвертим степенем ефективної температури поверхні, ефективні температури поверхні білих карликів лежать у межах від понад 150 000 К^[65] до трохи менше ніж 4000 К^[66][64]. Гарячі білі карлики з температурою поверхні понад 30 000 К є джерелами м'якого рентгенівського та екстремального ультрафіолетового випромінювання, що дає змогу досліджувати склад і структуру їхніх атмосфер також і в цих діапазонах^[67].

Білі карлики також випромінюють нейтрино через урка-процес^[68]. Цей процес сильніше впливає на гарячіші та молодші білі карлики. Оскільки нейтрино легко проходять крізь зоряну плазму, вони можуть безпосередньо відводити енергію з надр карлика; цей механізм домінує в охолодженні протягом приблизно перших 20 мільйонів років існування білого карлика^[41].

Радіаційний перенос тепла всередині білого карлика слабкий, зате теплопровідність висока. Унаслідок цього внутрішня частина білого карлика зберігає майже однорідну температуру під час охолодження — від приблизно 10⁸ К незабаром після його утворення до менше ніж 10⁶ К у найхолодніших відомих білих карликів^[41]. Над виродженим ядром лежить зовнішня оболонка невиродженої речовини. Зовнішні шари, холодніші за внутрішні, випромінюють приблизно як абсолютно чорне тіло. Білий карлик залишається видимим дуже довго, оскільки його розріджена атмосфера повільно випромінює теплову енергію внутрішніх шарів^[41].

Як показав Леон Местел у 1952 році, якщо білий карлик не акреціює речовину від зорі-компаньйона або іншого джерела, його випромінювання походить із накопиченої теплової енергії, запаси якої не поповнюються^{[69][70]:§2.1}. Через надзвичайно малу площу поверхні, з якої відбувається випромінювання, білі карлики охолоджуються повільно й довго залишаються гарячими^[71]. У міру охолодження температура їхньої поверхні зменшується, випромінювання червоніє, а світність падає. У міру зниження температури поверхні й ослаблення випромінювання, подальше охолодження сповільнюється. Швидкість охолодження оцінено для вуглецевого білого карлика масою 0,59 M_☉ з водневою атмосферою. Після приблизно 1,5 млрд років охолодження до температури поверхні 7140 К подальше зниження температури приблизно на 500 К (до 6590 К) триває близько 0,3 млрд років, тоді як наступні два кроки близько 500 К (до 6030 К і 5550 К) займають відповідно 0,4 і 1,1 млрд років^{[72]:Table 2}.

Більшість спостережуваних білих карликів мають відносно високі температури поверхні — між 8000 К і 40 000 К^[18][17]. Однак це є ефектом селекції, бо гарячіші і яскравіші білі карлики легше спостерігати. Білий карлик проводить більшу частину свого життя за нижчих температур, тому холодних білих карликів має бути більше, ніж гарячих^[73]. Ця тенденція порушується для надзвичайно холодних білих карликів: відомо небагато об'єктів із температурою поверхні нижче 4000 K^[74], а один із найхолодніших відомих, WD J2147–4035, має температуру поверхні близько 3050 К^[75]. Це пояснюється скінченним віком Всесвіту^[76][77]: білі карлики просто не встигли охолонути до ще нижчих температур. Тому функція світності білих карликів дає змогу оцінити момент початку зореутворення в певній зоряній популяції. Для галактичного диска так отримали оцінку віку близько 8 млрд років^[73]. Зрештою, через багато трильйонів років білий карлик охолоне й перетвориться на так званий чорний карлик, який уже практично не випромінює й майже перебуває в тепловій рівновазі з навколишнім реліктовим випромінюванням. Вважають, що жодного чорного карлика ще не існує^[36].

За дуже низьких температур (<4000 К) білі карлики з воднем в атмосфері зазнають впливу поглинання, індукованого зіткненнями молекул водню з атомами гелію. Це змінює їхню оптичну та інфрачервону яскравість і робить старі білі карлики з такою атмосферою блакитнішими, ніж очікується за основною послідовністю охолодження. Білі карлики з бідними на водень атмосферами, як-от WD J2147–4035, менш піддаються цьому ефекту й мають жовтувато-оранжевий колір^[78][75].

Речовина ядра білого карлика є повністю іонізованою плазмою — сумішшю ядер і електронів, яка початково перебуває в рідкому стані. Ще в 1960-х роках теоретично передбачили, що на пізніх стадіях охолодження речовина білих карликів має кристалізуватися у твердий стан, починаючи від центра^[79]. Кристалічна структура повинна мати вигляд об'ємноцентрованої кубічної ґратки^[35][80]. 1995 року припустили, що астросейсмологічні спостереження пульсуючих білих карликів можуть дати змогу перевірити теорію кристалізації^[81], а 2004 року спостереження показали, що приблизно 90 % маси білого карлика BPM 37093 уже кристалізувалося^[82][83][84]. Інші роботи дають частку кристалізованої маси від 32 % до 82 %^[85].

Під час кристалізації ядра білого карлика у твердий стан виділяється прихована теплота, що забезпечує додаткове джерело теплової енергії й уповільнює охолодження^[86]. Іншим можливим механізмом, запропонованим для пояснення цієї аномалії охолодження, є процес твердотільно-рідинної дистиляції: кристали, що утворюються в ядрі, мають меншу густину і спливають угору, витісняючи важчу рідину вниз, що призводить до вивільнення гравітаційної енергії^[87]. Хімічне фракціонування іонних компонентів плазми також може вивільняти подібну або навіть більшу кількість енергії^[88][89][90]. Це вивільнення енергії вперше підтвердили у 2019 році після виявлення скупчення об'єктів у послідовності охолодження понад 15 000 білих карликів, спостережених космічним телескопом Gaia^[91].

Маломасивні гелієві білі карлики (маса < 0,20 M_☉) утворюються в подвійних системах. Завдяки багатим на водень оболонкам залишкове горіння водню через вуглецево-азотний цикл може підтримувати їх гарячими протягом сотень мільйонів років^[92]. Крім того, вони можуть залишатися в роздутій стадії «протобілих карликів» (англ. proto-white dwarf) до 2 млрд років, перш ніж досягнуть послідовності охолодження^[93].

Хоча вважають, що більшість білих карликів складаються з вуглецю та кисню, спектроскопія зазвичай показує, що їхнє випромінювання походить з атмосфери, у якій домінує або водень, або гелій. Перший за поширеністю елемент зазвичай щонайменше у 1000 разів поширеніший за всі інші. Як пояснив Шацман у 1940-х роках, висока поверхнева гравітація зумовлює таку «чистоту», гравітаційно розшаровуючи атмосферу: важчі елементи опускаються вниз, а легші залишаються згори^{[95][96]:§§5–6}. Ця атмосфера — єдина частина білого карлика, яку ми можемо спостерігати — є верхівкою тієї частини, що залишилася від зорі на стадії асимптотичної гілки гігантів, і також може містити речовину, акреційовану з міжзоряного середовища. Вважають, що оболонка складається з гелієвого шару з масою не більше 10⁻² загальної маси зорі; якщо ж у спектрах спостерігається водень, то над цим гелієвим шаром розташований ще менший водневий шар з масою приблизно 10⁻⁴ загальної маси зорі^[64][53].

Попри малу товщину, ці зовнішні шари визначають теплову еволюцію білого карлика. Вироджені електрони в його надрах добре проводять тепло, тому майже вся маса білого карлика має приблизно однакову температуру, причому дуже високу: у білого карлика з температурою поверхні від 8000 К до 16 000 К температура ядра становить приблизно від 5 000 000 К до 20 000 000 К. Білий карлик охолоджується відносно повільно лише завдяки непрозорості для випромінювання своїх зовнішніх шарів^[64].

Першу спробу класифікувати спектри білих карликів здійснив 1941 року Джерард Койпер^[63][97], і відтоді запропонували та використовували різні схеми класифікації^[98][99]. Систему, яку використовують нині, запровадили Едвард Сіон, Джессі Грінстайн та їхні співавтори у 1983 році; згодом її кілька разів переглядали. Вона класифікує спектр за допомогою позначення, що складається з початкової літери D, літери, яка описує головну особливість спектра, за якою може йти послідовність літер для позначення вторинних характеристик (як показано в таблиці праворуч), а також числового індексу температури, який обчислюють, ділячи 50 400 К на ефективну температуру. Наприклад, білий карлик, у спектрі якого наявні лише лінії  He I  і який має ефективну температуру 15 000 К, можна класифікувати як «DB3» або, якщо точність вимірювання температури це дозволяє, «DB3,5». Аналогічно білий карлик із поляризованим магнітним полем, ефективною температурою 17000 K та спектром, у якому домінують лінії  He I, але також присутні ознаки водню, можна класифікувати як DBAP3. Для позначення невпевненості в класифікації також використовують символи «?» і «:»^[17][63].

Білі карлики з основною спектральною класифікацією DA мають атмосфери, у яких домінує водень. Вони становлять більшість — приблизно 80 % усіх спостережуваних білих карликів^[64]. Наступний за чисельністю клас — DB (близько 16 %)^[39]. Гарячі (понад 15 000 К) карлики класу DQ (приблизно 0,1 %) мають атмосфери, багаті на вуглець^[100]. Карлики, класифіковані як DB, DC, DO, DZ і холодні DQ, мають атмосфери, у яких домінує гелій. Якщо вуглець і метали відсутні, спостережувана спектральна класифікація залежить від ефективної температури. У діапазоні приблизно від 100 000 К до 45 000 К у спектрі домінує однократно іонізований гелій і його класифікують як DO. У межах від 30 000 К до 12 000 К спектр демонструє лінії нейтрального гелію й належить до класу DB, а нижче приблизно 12 000 К спектр стає неперервним, і його відносять до класу DC^{[53]:§2.4[64]}.

У спектрах атмосфер деяких білих карликів виявили молекулярний водень (H₂)^[101]. Хоча теоретичні дослідження припускають, що деякі типи білих карликів можуть мати зоряну корону, пошуки у рентгенівському та радіодіапазонах, де корони виявляються найкраще, не дали результатів^[102][103]. У кількох білих карликів виявили неоднорідні атмосфери: в одній їхній півкулі домінує водень, а в іншій — гелій^[104].

Близько 25–33 % білих карликів мають у своїх спектрах лінії металів, що потребує спеціального пояснення, оскільки будь-які важкі елементи в білому карлику повинні занурюватися у внутрішні шари зорі за дуже короткий час порівняно з її віком^[105]. Найпоширеніше пояснення існування багатих на метали білих карликів полягає в тому, що вони нещодавно акреціювали кам'янисті планетезималі^[105]. Загальний склад акреційованого тіла можна визначити за інтенсивністю ліній металів. Наприклад, дослідження 2015 року білого карлика Ton 345 показало, що вміст металів у ньому відповідає складу диференційованої кам'янистої планети, мантію якої зруйнував зоряний вітер на стадії асимптотичної гілки гігантів^[106].

Існування магнітних полів у білих карликів з магнітною індукцією на поверхні порядку 1 мільйона гаусів (100 теслів) 1947 року передбачив Патрік Блекетт як наслідок запропонованого ним фізичного закону, згідно з яким незаряджене обертове тіло має створювати магнітне поле, пропорційне його моменту імпульсу^[107]. Цей гіпотетичний закон, який іноді називають ефектом Блекетта, так і не здобув загального визнання, і вже в 1950-х роках сам Блекетт вважав його спростованим^{[108]:39–43}. У 1960-х роках висловили припущення, що білі карлики можуть мати магнітні поля внаслідок збереження повного магнітного потоку, який існуваву їхній зорі-попередниці^[109]. Таким чином, поверхневе магнітне поле порядку 100 гаусів (0,01 Т) у зорі-попередниці перетворилося б на поле порядку 100 × 100² = 1 мільйон гаусів (100 Т) після зменшення радіуса зорі приблизно у 100 разів^{[96]:§8[110]:484}. Першим відкритим магнітним білим карликом став GJ 742 (також відомий як GRW +70 8247): 1970 року Джеймс Кемп, Джон Свідлунд, Джон Лендстріт і Роджер Енджел виявили в нього магнітне поле за випромінюванням світла з круговою поляризацією^[111]. Вважають, що напруженість його поверхневого поля становить приблизно 300 мільйонів гаусів (30 кТ)^[96]:§8.

Починаючи з 1970 року магнітні поля виявили більш ніж у 200 білих карликів. Їхні напруженості лежать у діапазоні від 2×10³ до 10⁹ гаусів (0,2 Т — 100 кТ)^[112]. Багато з відомих нині магнітних білих карликів виявили за допомогою спектроскопії низької роздільної здатності, яка дозволяє виявити магнітні поля від 1 мегагауса і вище. Тому базова процедура ідентифікації іноді водночас приводить і до відкриття магнітного поля^[113]. Магнітні поля білих карликів також можна вимірювати без спектральних ліній — за допомогою широкосмугової кругової поляриметрії або за частотами їхнього радіовипромінювання за ефектом електронно-циклотронного мазера^[103]. Оцінюють, що щонайменше 10 % білих карликів мають поля понад 1 мільйон гаусів (100 Т)^[114][115]. Магнітні поля білих карликів можуть забезпечувати існування нового типу хімічного зв'язку — перпендикулярного парамагнітного зв'язку — поряд із іонним і ковалентним зв'язками, хоча виявити такі молекули, ймовірно, складно^[116].

Сильно намагнічений білий карлик у подвійній системі AR Скорпіона 2016 року ідентифікували як перший пульсар, у якому компактним об'єктом є білий карлик, а не нейтронна зоря^[117]. Другий білий карлик-пульсар відкрили у 2023 році^[118].

Ранні розрахунки показували, що можуть існувати білі карлики, світність яких змінюється з періодом близько 10 секунд, однак пошуки в 1960-х роках не виявили таких об'єктів^{[96]:§7.1.1[121]}. Першим відкритим змінним білим карликом став HL Tau 76; у 1965—1966 роках спостерігали, що його світність змінюється з періодом приблизно 12,5 хвилини^[122]. Причина того, що цей період довший за передбачений, полягає в тому, що змінність HL Tau 76, як і інших відомих пульсуючих білих карликів, зумовлюють нерадіальні пульсації — гідродинамічні гравітаційні хвилі^[96]:§7. Відомі типи пульсуючих білих карликів включають зорі типу DAV або ZZ Кита, зокрема HL Tau 76, з атмосферами, де домінує водень, і спектральним типом DA^{[96]:891, 895}; зорі типу DBV або V777 Геркулеса з атмосферами, де домінує гелій, і спектральним типом DB^[64]:3525; а також зорі типу GW Діви, які іноді поділяють на типи DOV і PNNV, з атмосферами, де переважають гелій, вуглець і кисень^[120][123]. Строго кажучи, зорі типу GW Діви не є білими карликами, а розташовані на діаграмі Герцшпрунга — Рассела між гілкою асимптотичних гігантів і областю білих карликів^[120][124]. Усі ці змінні зорі демонструють невеликі (1—30 %) зміни світності, які виникають унаслідок накладання коливальних мод із періодами від сотень до тисяч секунд. Спостереження цих змін дають астросейсмологічні свідчення про внутрішню будову білих карликів^[125].

Після завершення термоядерного синтезу водню в гелій у зорі головної послідовності з малою або середньою масою така зоря розширюється й переходить на гілку червоних гігантів, а згодом — на асимптотичну гілку гігантів. У цей час зоря складається з зовнішньої водневої оболонки, під якою розташований фронт ядерного горіння водню з утворенням гелію, ще глибше — шар гелію, фронт ядерного горіння гелію з утворенням вуглецю й кисню, а в центрі — інертне вуглецево-кисневе ядро. Ядерне горіння гелію й вуглецю у двох шарових джерелах може запускатися й гаснути почергово, спричиняючи теплові імпульси. В атмосфері зорі утворюються пилові частинки, які спричиняють потужні зоряні вітри й інтенсивну втрату маси зорею^[126]. Викинута речовина формує планетарну туманність, а в центрі залишається ядро — майбутній білий карлик^[71]. Білий карлик випромінює світло завдяки залишковому теплу, а не через ядерний синтез^[36].

Білі карлики з масою менше 0,25 M_☉ трапляються лише в подвійних системах. Серед білих карликів з масами в діапазоні 0,5–0,75 M_☉ частка таких, що належать до подвійних систем, зменшується до 34 %. Усі ці об'єкти мають гелієві ядра^[127]. Зорі таких малих мас мають тривалість життя, яка значно перевищує вік Всесвіту (близько 13,8 млрд років)^[128]. У кінці життя така зоря зрештою спалить увесь свій водень і на деякий час стане блакитним карликом, а завершить еволюцію як гелієвий білий карлик, що складається переважно з ядер гелію-4^[129]. Через надзвичайно тривалий час цього процесу його не вважають джерелом спостережуваних гелієвих білих карликів. Натомість припускають, що більшість із них утворилася внаслідок втрати маси в подвійних системах^{[71][130][131][132]}. Для пояснення тих гелієвих білих карликів, що не входять до подвійних систем, пропонують різні механізми: втрату маси через масивну екзопланету, зривання оболонки зорі вибухом зорі-компаньйона як наднової, а також різні типи злиття зір^[133][134].

Якщо маса зорі головної послідовності становить від 0,5 до 8 M_☉^[127][135], її ядро нагрівається настільки, щоб запустити синтез гелію у вуглець і кисень через потрійний альфа-процес, але ніколи не нагрівається настільки, щоб запустити ядерне горіння неону. Наприкінці періоду ядерного синтезу така зоря має вуглецево-кисневе або киснево-неонове ядро без термоядерних реакцій, оточене внутрішньою гелієвою та зовнішньою водневою оболонками, у яких триває ядерний синтез. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вона перебуває на асимптотичній гілці гігантів. Згодом зоря скидає більшість своїх зовнішніх шарів, утворюючи планетарну туманність, і залишає після себе лише вуглецево-кисневе ядро^[130][136].

Білі карлики з масою понад 1,05 M_☉ називають надмасивними. Якщо вони формуються в одиночних зоряних системах, очікують, що їхні ядра складаються з кисню та неону. Водночас значна частка (~20 %) надмасивних білих карликів виникає внаслідок злиття білих карликів. У такому разі утворюється надмасивний білий карлик із вуглецю та кисню^[137].

Якщо зоря достатньо масивна, її ядро зрештою нагрівається до температур, за яких відбувається синтез вуглецю в неон, а потім неону в залізо. Така зоря не стане білим карликом, оскільки маса її центрального ядра без термоядерних реакцій, спочатку підтримуваного тиском виродженого електронного газу, зрештою перевищить максимально можливу межу цього тиску. Тоді ядро зазнає гравітаційного колапсу й вибухне як наднова з колапсом ядра, залишивши після себе нейтронну зорю, чорну діру або, можливо, ще екзотичніший тип компактної зорі^[138][139]. Деякі зорі головної послідовності з масами приблизно 8–10 M_☉, хоча й достатньо масивні для синтезу вуглецю в неон і магній, можуть бути недостатньо масивними для ядерного горіння неону. Така зоря може залишити по собі білий карлик, що складається переважно з кисню, неону та магнію, якщо її ядро не зазнає колапсу і якщо термоядерні реакції не зруйнують зорю у вибуху наднової^[140][135]. Хоча виявлено лише кілька таких білих карликів, основні свідчення їх існування походять від нових типу ONeMg або неонових нових. Спектри цих нових показують підвищений вміст неону, магнію та інших елементів середніх мас, що можна пояснити лише акрецією речовини на киснево-неоново-магнієвий білий карлик^[141][142].

Наднові типу Iax, пов'язані з акрецією гелію на білий карлик, розглядають як один із каналів перетворення білих карликів. У цьому сценарії детонація вуглецю, що виникає під час вибуху наднової типу Ia, є надто слабкою, щоб зруйнувати білий карлик: вона викидає лише невелику частину його маси, але спричиняє асиметричний вибух, який надає зорі великої швидкості, утворюючи так звану «зорю-зомбі», що рухається як гіпершвидкісна зоря. Речовина, перетворена під час невдалої детонації, знову акреціюється на білий карлик, причому найважчі елементи, як-от залізо, осідають у його ядрі й накопичуються там^[143]. Такі білі карлики з «залізним ядром» мають менші розміри, ніж вуглецево-кисневі аналоги тієї самої маси, і швидше охолоджуються та кристалізуються^[144].

Білі карлики стабільні й зазвичай після утворення продовжують охолоджуватися майже нескінченно. Найстаріші відомі білі карлики все ще мають температури атмосфер у кілька тисяч кельвінів, що встановлює спостережну межу максимально можливого віку Всесвіту^[138]. Якщо припустити, що Всесвіт і надалі розширюватиметься, вважають, що через 10¹⁹–10²⁰ років галактики складатимуться з білих карликів, коричневих карликів, нейтронних зір і чорних дір, які повільно розсіюватимуться Всесвітом внаслідок руйнування галактик^[145]:§IIIA.

Вважають, що тривалість існування білого карлика має той самий порядок, що й гіпотетичний час життя протона, який становить щонайменше 10³⁴–10³⁵ років. Якщо протони розпадаються, маса білого карлика дуже повільно зменшуватиметься з часом у міру розпаду його ядер, доки він не втратить достатньо маси, щоб перетворитися на невироджений згусток речовини, а зрештою повністю не зникне приблизно за 10³⁸ років^[145]:§IV.

Білий карлик також може втратити речовину через її поглинання або випаровування зорею-компаньйоном, унаслідок чого він позбудеться настільки значної маси, що перетвориться на об'єкт із планетною масою. Об'єкт, що утвориться й обертатиметься навколо колишнього компаньйона, який стане центральною зорею, може бути гелієвою планетою або вуглецевою планетою^{[146][147][148]}.

Зоряна і планетна система білого карлика успадкована від його зорі-пращура і може взаємодіяти з білим карликом різними способами. Є кілька ознак того, що білий карлик має залишкову планетну систему.

Найпоширенішим спостережуваним свідченням залишкової планетарної системи є забруднення спектра білого карлика металічними лініями поглинання. 27—50 % білих карликів показують спектр, забруднений металами^[149], але ці важкі елементи осідають в атмосфері білих карликів, холоднішої за 20 000 К. Найбільш широко прийнята гіпотеза полягає в тому, що це забруднення походить від кам'янистих тіл, які припливно зруйновані^[150][151]. Перше спостереження забрудненого металами білого карлика провів ван Маанен^[152] у 1917 році в обсерваторії Маунт-Вілсон, і зараз це визнано першим доказом існування екзопланет в астрономії^[153]. В атмосфері білого карлика ван Маанен 2 видно залізо, кальцій і магній, але ван Маанен неправильно класифікував його як найслабшу зорю спектрального класу F на основі H- і K-ліній кальцію^[154]. В атмосфері білих карликів виявлено такі важкі елементи: Ca, Mg, Fe, Na, Si, Cr, C, O, Al?, Sc, Ti, V, Mn, Co, Ni, Cu, Sr, S, P, N, Li, K, Be. Вважається, що азот у білих карликах походить з азотно-льодових об'єктів позасонячних об'єктів пояса Койпера, літій — із нарощеного матеріалу кори, а берилій — із екзомісяців^[153].

Менш поширеним спостережуваним доказом є надлишок інфрачервоного випромінювання через плоский і оптично товстий диск уламків, який трапляється приблизно у 1—4 % білих карликів^[151]. Перший білий карлик із надлишком випромінювання в ближньому інфрачервоному діапазоні навколо Giclas 29-38 виявили Цукерман і Беклін у 1987 році^[155]. Пізніше його підтверджено як уламковий диск^[156]. Білі карлики, гарячіші за 27 000 К, сублімують весь пил, що утворюється в результаті приливного руйнування скелястого тіла, запобігаючи утворенню диска уламків. У холодніших білих карликів скелясте тіло може бути припливно зруйноване поблизу радіуса Роша та вийти на кругову орбіту за внаслідок опору Пойнтінга — Робертсона, який сильніший для менш масивних білих карликів. Ефект Пойнтінга–Робертсона також призводитиме до того, що пил буде наближатися до білого карлика, поки врешті-решт він не сублімується, а диск зникне. Тривалість життя уламкового диска має становити кілька мільйонів років для білих карликів із температурою вище 10 000 К. У холодніших білі карликів диск може існувати кількадесят мільйонів років, цього часу достатньо, щоб припливно зруйнувати друге кам'яне тіло й утворити другий диск навколо білого карлика. Наприклад, два кільця навколо LSPM J0207+3331^[157].

Найменш поширеними спостережуваними доказами існування планетних систем є виявлені великі чи малі планети. Навколо білих карликів відомо лише кілька планет-гігантів і декілька малих планет^[158]. Це зростаючий список із відкриттями близько 6 екзопланет, які очікуються за допомогою Gaia^[159] та 4 екзопланет за допомогою JWST^[160].

Інфрачервоні спектроскопічні спостереження центральної зорі туманності Равлик, зроблені космічним телескопом Спітцер, свідчать про наявність хмари пилу, яка може бути спричинена зіткненнями комет. Цілком можливо, що акреція цієї речовини може спричинити рентгенівське випромінювання центральної зорі^[161][162]. Подібним чином спостереження, проведені у 2004 році, показали наявність пилової хмари навколо молодого білого карлика G29-38 (за оцінками, він утворився зі свого попередника AGB близько 500 мільйонів років тому), яка, можливо, утворилася припливним зривом комети, що пролітала поблизу білого карлика^[156]. Деякі оцінки, засновані на вмісті металів в атмосферах білих карликів, вважають, що принаймні навколо 15 % із них можуть обертатися планети чи астероїди або принаймні їхні уламки^[163]. Інша запропонована ідея полягає в тому, що навколо білих карликів можуть обертатися оголені ядра кам'янистих планет, які пережили фазу червоного гіганта своєї зорі, але втратили свої зовнішні шари. Враховуючи, що залишки цих планет, ймовірно, складалися з металів, щоб виявити їх, шукають ознаки їхньої взаємодії з магнітним полем білого карлика^[164]. Інші запропоновані ідеї про те, як білі карлики забруднюються пилом, включають руйнування астероїдів планетами^{[165][166][167]} або зіткнення між планетами^[168]. Втеча екзомісяців від своїх екзопланет також може спричинити забруднення білих карликів пилом. Або звільнення може спричинити розсіювання астероїдів у бік білого карлика, або екзомісяць може бути зруйнований на радіусі Роша білого карлика^[169]. Механізм забруднення білих карликів у подвійних системах також досліджувався, оскільки ці системи, швидше за все, не мають великої планети, але ця ідея не може пояснити наявність пилу навколо окремих білих карликів^[170]. У той час як старі білі карлики демонструють ознаки накопичення пилу, білих карликів віком більше ~1 мільярда років або >7000 К із пиловим надлишком інфрачервоного випромінювання не було виявлено^[171] до відкриття LSPM J0207+3331 у 2018 році, який має вік охолодження ~ 3 мільярди років. Білий карлик показує два пилові компоненти, які пояснюються двома кільцями з різними температурами^[151].

Багатий на метали білий карлик WD 1145+017 став першим білим карликом, спостережуваним із малою планетою, що розпадається, яка проходить через зорю^[172][173]. Розпад планетезималі породжує хмару уламків, яка проходить перед зорею кожні 4,5 години, викликаючи 5-хвилинне згасання оптичної яскравості зорі^[173]. Глибина проходження дуже мінлива^[173].

Гігантська планета WD J0914+1914b випаровується у потужному ультрафіолетовому випромінюванні гарячого білого карлика. Частина випареного матеріалу накопичується в газовому диску навколо білого карлика. Слабка лінія водню, а також інші лінії в спектрі білого карлика виявили наявність планети-гіганта^[174].

Білий карлик WD 0145+234 показує яскравість у середньому інфрачервоному діапазоні, що видно на даних NEOWISE. Пояснення не спостерігається раніше 2018 року. Це інтерпретується як приливний зрив екзоастероїда, і така подія спостерігалася вперше^[175].

WD 1856+534 — перша і єдина велика планета, що проходить навколо білого карлика (станом на 2022 рік).

Припускається, що білі карлики з температурою поверхні менше 10 000 кельвінів можуть містити зону, придатну для життя, яка перебуває на відстані від 0,005 до 0,02 а. о. і може існувати понад 3 мільярди років. Це настільки близько, що будь-які придатні для життя планети були б припливними силами переведені в стан синхронного обертання. Робляться спроби пошуку періодичних зменшень яскравості білих карликів під час транзитів планет, які могли мігрувати до білого карлика або утворитися біля нього. Оскільки білий карлик має розмір того ж порядку, що й планета, такі проходження мають призводити до сильних зменшень яскравості^[176]. Сучасні дослідження ставлять під сумнів можливість життя на планетах біля білих карликів, бо на таких близьких орбітах сильні приливні сили можуть викликати парниковий ефект і зробити планети непридатними для життя^[177]. Іншою проблемою є походження цих планет. Залишаючи осторонь утворення акреційного диска, що оточує білий карлик, існує два способи, як планета може опинитися на близькій орбіті навколо зорі такого типу: бути поглинутою зорею на стадії червоного гіганта, по мігрувати далі вглиб зорі і дожити до її перетворення на білий карлик або ж мігрувати ближче до зорі вже після формування білого карлика. Перший випадок неправдоподібний для тіл з малою масою, оскільки вони навряд чи проіснують достатньо довго після поглинання зорею. У другому випадку планети мали б відчувати сильну приливну взаємодію з білим карликом і виділити таку велику частку орбітальної енергії у вигляді тепла, що вони, ймовірно, нагрілись би до занадто високих температур і залишились би непридатними для життя^[178].

Якщо білий карлик входить до складу подвійної зоряної системи та акреціює речовину від свого компаньйона, можуть виникати різноманітні явища, зокрема нові зорі й наднові типу Ia. Він також може бути надм'яким рентгенівським джерелом, якщо здатен достатньо швидко накопичувати речовину, щоб підтримувати термоядерний синтез на своїй поверхні^[179]. Також у подвійних системах припливна взаємодія та взаємодія зорі з акреційним диском впливають на обертання білих карликів. Найшвидше обертання білих карликів спостерігають у подвійних системах (найшвидше відоме обертання — у білого карлика в системі CTCV J2056-3014)^[180]. Тісна подвійна система з двох білих карликів може втрачати кутовий момент і випромінювати енергію у вигляді гравітаційних хвиль, унаслідок чого їхня взаємна орбіта поступово зменшується, аж поки зорі не зіллються^[181][182].

Маса ізольованого, необертового білого карлика не може перевищувати межу Чандрасекара ~ 1,4 M_☉. Ця межа може зростати, якщо білий карлик швидко й неоднорідно обертається^[183]. Білі карлики в подвійних системах можуть акреціювати речовину від зорі-компаньйона, збільшуючи як свою масу, так і густину. Коли їхня маса наближається до межі Чандрасекара, це теоретично може призвести або до раптового запуску термоядерного синтезу в білому карлику, або до його колапсу в нейтронну зорю^[45].

Існують дві моделі, що пояснюють системи-попередники наднових типу Ia: одинарно вироджена модель і подвійно вироджена модель. В одинарно виродженій моделі вуглецево-кисневий білий карлик акреціює масу, притягуючи речовину від невиродженої зорі-компаньйона^[184]:14. Вважають, що стиснення ядра спричиняє нагрівання, яке призводить до запалювання термоядерного синтезу вуглецю у міру наближення маси до межі Чандрасекара^[184]. Оскільки білий карлик утримується від гравітаційного колапсу квантовим тиском виродженого електронного газу, а не тепловим тиском, додавання тепла до його надр підвищує температуру, але не тиск, тому білий карлик не розширюється й не охолоджується, як це зробила б невироджена зоря. Натомість підвищення температури прискорює швидкість реакції синтезу, і реакція йде з самопідсиленням. Термоядерний фронт за кілька секунд охоплює більшу частину білого карлика, спричиняючи вибух наднової типу Ia, який повністю руйнує зорю^{[36][184][185]}. В іншому можливому механізмі наднових типу Ia — подвійно виродженій моделі — два вуглецево-кисневі білі карлики в подвійній системі зливаються, утворюючи об'єкт із масою, більшою за межу Чандрасекара, у якому запускається термоядерний синтез вуглецю^[184]:14. В обох випадках очікують, що білі карлики повністю руйнуються у вибуху наднової типу Ia^[186].

Раніше найімовірнішим механізмом вважали одинарно вироджену модель, однак нині, за результатами спостережень, більш імовірним сценарієм вважають подвійно вироджену модель, яка правильно передбачає кількість наднових типу Ia та пояснює відсутність водню в їхніх спектрах^[187]. Основний механізм виникнення наднових типу Ia досі остаточно не з'ясований^[188]. В одинарно виродженому сценарії швидкість акреції на білий карлик має лежати у вузькому діапазоні, що залежить від його маси, аби горіння водню на його поверхні залишалося стабільним. Якщо швидкість акреції занадто мала, спалахи нових на поверхні білого карлика викидають накопичену речовину. Якщо ж вона надто велика, білий карлик розширюється, і разом із компаньйоном утворює спільну оболонку. Це зупиняє зростання маси білого карлика й не дає йому досягти межі Чандрасекара та вибухнути^[187]. У подвійно-виродженому сценарії білі карлики мають утворювати дуже тісні системи; інакше час їхнього зближення перевищує вік Всесвіту. Також імовірно, що замість вибуху наднової типу Ia злиття двох білих карликів призводить до колапсу ядра. Якщо білий карлик швидко акреціює речовину, його ядро може запалитися поза центром, що спричиняє гравітаційні нестійкості та може призвести до утворення нейтронної зорі^[186].

Яскраву історичну наднову SN 1006 вважають надновою типу Ia, ймовірно, спричиненою злиттям двох білих карликів^[189]. Наднова Тихо 1572 року також була надновою типу Ia^[190]. WD 0810−353, білий карлик на відстані 11 парсеків від Сонця, може бути гіпершвидкісною зорею, викинутою під час вибуху наднової типу Ia^[191][192].

Подвійна система після спільної оболонки (англ. post-common envelope binary) — це подвійна система, що складається з білого карлика (або гарячого субкарлика) та червоного карлика (або коричневого карлика) на близькій орбіті^[193]. Такі системи утворюються, коли червоний гігант поглинає червоний карлик. Поки червоний карлик рухається всередині спільної оболонки, щільне середовище гальмує його рух і переводить його на все нижчу орбіту навколо ядра червоного гіганта. Червоний карлик може злитися з ядром, але якщо цього не відбувається й натомість спільна оболонка викидається, то від системи залишаються білий карлик (колишнє ядро червоного гіганта) та червоний карлик на тісній орбіті. Таку систему називають подвійною системою після спільної оболонки. Еволюція цієї системи триває далі: обидві зорі поступово зближуються через магнітне гальмування та випромінювання гравітаційних хвиль. У результаті така система може перейти до одного з кількох екстремальних станів: білого карлика з сильним магнітним полем, білого карлика-пульсара, подвійної системи з вироджених зір або навіть наднової типу Ia^[194][195]. Оскільки подвійні системи після спільної оболонки можуть з часом перетворитися на катаклізмічні змінні зорі, їх також називають передкатаклізмічними змінними^[196][197].

Перш ніж акреція речовини наблизить білий карлик до межі Чандрасекара, багата на водень речовина, накопичена на його поверхні, може спалахнути в менш руйнівному термоядерному вибуху, що отримує енергію з ядерного горіння водню. Такі поверхневі вибухи можуть повторюватися, поки ядро білого карлика залишається неушкодженим. Цей слабший тип повторюваного катаклізмічного явища називають (класичною) новою зорею. Астрономи також спостерігали карликові нові, які мають менші, але частіші піки світності, ніж класичні нові. Вважають, що вони виникають через вивільнення гравітаційної потенціальної енергії, коли частина акреційного диска падає на зорю, а не через енергію термоядерного синтезу. Загалом подвійні системи, у яких білий карлик акреціює речовину від зорі-компаньйона, називають катаклізмічними змінними. Окрім нових і карликових нових, відомо ще кілька класів таких змінних, зокрема поляри та проміжні поляри, які містять білі карлики з сильними магнітними полями^{[36][184][198][199]}. Катаклізмічні змінні, енергія яких походить як від синтезу, так і від акреції, спостерігають також як джерела рентгенівського випромінювання^[199].

Інші подвійні системи включають ті, що складаються з зорі головної послідовності (або гіганта) та білого карлика. Подвійна система Сіріус AB є прикладом такої пари^[200]. Також можливі подвійні або кратні системи, що складаються лише з білих карликів. Прикладом розділеної потрійної системи білих карликів є WD J1953−1019, відкрита за даними Gaia DR2^[201]. Окремим напрямом досліджень є залишкові планетні системи навколо білих карликів. Вважають, що планети, які обертаються на відстанях у кілька астрономічних одиниць від зорі, переживають її перетворення на білий карлик після сходження з головної послідовності. Крім того, білі карлики значно менші й менш світні, ніж їхні попередники, тому рідше «засвічують» об'єкти на своїх орбітах. Це робить їх зручними цілями для прямих спостережень екзопланет і коричневих карликів. Першим коричневим карликом, відкритим методом прямого спостереження, став компаньйон білого карлика GD 165 A, виявлений 1988 року^[202]. Пізніше у білого карлика WD 0806−661 виявили холодний супутній об'єкт субзоряної маси, який описують або як коричневий карлик^[203][204], або як екзопланету^[205].

Білі карлики в межах 25 світлових років^[206]:

• Список білих карликів
• Зоря типу PG 1159 — перехідна стадія під час перетворення зорі на білий карлик
• Екстремальна гелієва зоря — можливий продукт злиття білих карликів
• Хронологія білих карликів, нейтронних зір та наднових — хронологія досліджень

• М. В. Ваврух, М. Ю. Скульський, С. В. Смеречинський. Моделі масивних вироджених карликів : монографія. — Львів : Растр-7, 2018. — 292 с.
• Shapiro, Stuart L.; Teukolsky, Saul A. (2004). Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: the physics of compact objects. Physics textbook. Weinheim: Wiley-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA. ISBN 978-3-527-41450-5.

• Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition at sciencebits.com. Discusses how to find mass-radius relations and mass limits for white dwarfs using simple energy arguments.
• McCook, G.P.; Sion, E.M., ред. (9 вересня 2013). White Dwarf Catalogue WD. Villanova University. Архів оригіналу за 6 липня 2024.
• White dwarf images at Astronomy Picture of the Day