সাদা বামন: বৈশিষ্ট্য, রচনা, গঠন, প্রকারগুলি - আর্ট - 2025

একটি সাদা বামন তার বিবর্তনের শেষ পর্যায়ে একটি তারা, যা ইতিমধ্যে তার কোরটিতে সমস্ত হাইড্রোজেন ব্যবহার করেছে, পাশাপাশি তার অভ্যন্তর চুল্লীতে জ্বালানী ব্যবহার করেছে। এই পরিস্থিতিতে, তারার নিজের মহাকর্ষের কারণে শীতল হয়ে যায় এবং আশ্চর্যরকম সংকোচন করে।

এটি কেবলমাত্র তার অস্তিত্বের সময় তাপমাত্রা সঞ্চিত করে রাখে, তাই এক উপায়ে একটি সাদা বামনটি প্রচুর পরিমাণে অগ্নিসংযোগ দেওয়ার পরেও অম্বরের মতো থাকে। এটি তার উত্তাপের শেষ নিঃশ্বাস ত্যাগ করার আগে কয়েক মিলিয়ন বছর সময় নেবে, এটি একটি ঠান্ডা এবং অন্ধকার বস্তুতে পরিণত করবে।

চিত্র ১.চন্দ্রের নেওয়া এক্স-রেতে বাইনারি সিস্টেমের সিরিয়াস এ (প্রধান তারকা) এবং সিরিয়াস বি (সাদা বামন) এর ক্লোজ-আপ। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স।

আবিষ্কার

যদিও তারা এখন প্রচুর পরিমাণে পরিচিত, তবে তারা চূড়ান্তভাবে ছোট হওয়ায় স্পট করা কখনই সহজ ছিল না।

প্রথম সাদা বামনটি 1783 সালে উইলিয়াম হার্শেল আবিষ্কার করেছিলেন, এরিদানি নক্ষত্র ব্যবস্থা 40 এর অংশ হিসাবে, এরিডানো নক্ষত্রমণ্ডলে, যার উজ্জ্বল নক্ষত্র আছেরনার, শীতকালে দক্ষিণে (উত্তর গোলার্ধে) দৃশ্যমান।

40 এরিডানি তিনটি তারা নিয়ে গঠিত, এর মধ্যে একটি, 40 এরিডেন এ খালি চোখে দেখা যায়, তবে 40 এরিদানি বি এবং 40 এরিডানি সি এর চেয়ে অনেক ছোট। বি একটি সাদা বামন, অন্যদিকে সি একটি লাল বামন।

বছর কয়েক পরে, 40 এরিডানি সিস্টেম আবিষ্কার করার পরে, জার্মান জ্যোতির্বিদ ফ্রিডরিচ বেসেল 1840 সালে আবিষ্কার করেছিলেন যে ক্যানিস মেজরের উজ্জ্বল নক্ষত্র সিরিয়াসের একজন বুদ্ধিমান সহচর রয়েছে।

বেসেল সিরিয়াসের ট্রাজেক্টোরিতে ছোট ছোট পাপগুলি পর্যবেক্ষণ করেছিলেন, যার ব্যাখ্যা অন্য ছোট তারার কাছাকাছিতা ছাড়া আর হতে পারে না। এটিকে সিরিয়াস বি বলা হত, দুর্দান্ত সিরিয়াস এ এর ​​চেয়ে প্রায় 10,000 গুণ বেশি ম্লান Sir

দেখা গেল যে সিরিয়াস বি নেপচুনের চেয়ে ছোট বা ছোট, তবে অবিশ্বাস্যরূপে উচ্চ ঘনত্ব এবং 8000 কে.এর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা সহ। আর যেহেতু সিরিয়াস বি এর বিকিরণটি সাদা বর্ণালীটির সাথে মিলে যায়, তাই এটি "সাদা বামন" হিসাবে পরিচিতি লাভ করে।

এবং এরপরে, এই বৈশিষ্ট্যযুক্ত প্রতিটি তারা বলা হয়, যদিও সাদা বামনগুলি লাল বা হলুদও হতে পারে, যেহেতু তাদের বিভিন্ন তাপমাত্রা রয়েছে, সাদা সবচেয়ে সাধারণ being

বৈশিষ্ট্য

আজ অবধি, সাদা বামন হিসাবে শ্রেণিবদ্ধ কিছু 9000 তারা ডকুমেন্ট করা হয়েছে, স্লোয়ান ডিজিটাল স্কাই জরিপ (এসডিএসএস) অনুসারে, পরিচিত মহাবিশ্বের বিশদ ত্রিমাত্রিক মানচিত্র তৈরির জন্য নিবেদিত একটি প্রকল্প। যেমনটি আমরা বলেছি, দুর্বল আলোকিততার কারণে এগুলি আবিষ্কার করা সহজ নয়।

সূর্যের আশেপাশে বেশ কয়েকটি সাদা বামন রয়েছে, তাদের মধ্যে অনেকগুলি 1900 এর দশকের গোড়ার দিকে জ্যোতির্বিদ জি। কৌপার এবং ডব্লু। লুয়েটেন আবিষ্কার করেছিলেন। অতএব, উপলব্ধ প্রযুক্তি অনুসারে এর মূল বৈশিষ্ট্যগুলি আপেক্ষিক স্বাচ্ছন্দ্যে অধ্যয়ন করা হয়েছে।

সর্বাধিক অসামান্য হলেন:

- গ্রহের সাথে তুলনীয় ছোট আকারের।

- উচ্চ ঘনত্ব.

- কম আলোকসজ্জা।

- তাপমাত্রা 100000 এবং 4000 কে এর মধ্যে রয়েছে

- তাদের চৌম্বকীয় ক্ষেত্র রয়েছে।

- এদের হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের বায়ুমণ্ডল রয়েছে।

- তীব্র মাধ্যাকর্ষণ ক্ষেত্র

- রেডিয়েশনের কারণে কম শক্তি হ্রাস হয়, এ কারণেই তারা খুব ধীরে ধীরে শীতল হয়।

তাপমাত্রা এবং উজ্জ্বলতার জন্য ধন্যবাদ, এটি জানা যায় যে তাদের রেডিআই খুব ছোট। একটি সাদা বামন যার পৃষ্ঠের তাপমাত্রা সূর্যের সাথে সমান, সবেমাত্র তার আলোকরশ্মির এক হাজারতম অংশ প্রকাশ করে। সুতরাং, বামন পৃষ্ঠতল খুব ছোট হতে হবে।

চিত্র 2. সিরিয়াস বি এবং শুক্র গ্রহটির প্রায় একই ব্যাস রয়েছে। বাঁধা

উচ্চ তাপমাত্রা এবং ছোট ব্যাসার্ধের এই সংমিশ্রণটি তারকা হিসাবে সাদা বর্ণিত করে তোলে, যেমন উপরে বর্ণিত।

তাদের গঠন সম্পর্কে, অনুমান করা হয় যে তাদের একটি স্ফটিক প্রকৃতির একটি শক্ত নিউক্লিয়াস রয়েছে, বায়বীয় অবস্থায় পদার্থ দ্বারা বেষ্টিত।

এটি একটি তারার পারমাণবিক চুল্লিতে ঘটে যাওয়া ক্রমাগত পরিবর্তনগুলির কারণে সম্ভব: হাইড্রোজেন থেকে হিলিয়াম, হিলিয়াম থেকে কার্বনে এবং কার্বন থেকে ভারী উপাদানগুলিতে।

এটি একটি আসল সম্ভাবনা, কারণ এত শক্ত কোরের অস্তিত্বের জন্য বামনটির মূলের তাপমাত্রা যথেষ্ট কম।

প্রকৃতপক্ষে, একটি সাদা বামন হিসাবে বিশ্বাস করা হয় যে 4000 কিলোমিটার ব্যাসের ডায়মন্ড কোরটি সম্প্রতি পৃথিবী থেকে 53 আলোকবর্ষ দূরে আলফা সেন্টাউড়ি নক্ষত্রমণ্ডলে অবস্থিত ছিল।

সাদা বামনগুলির ঘনত্ব

সাদা বামনের ঘনত্বের প্রশ্নটি 19 তম এবং 20 শতকের গোড়ার দিকে জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের মধ্যে দুর্দান্ত কনসেন্টেশন সৃষ্টি করেছিল। গণনাগুলি খুব উচ্চ ঘনত্বের দিকে ইঙ্গিত করে।

একটি সাদা বামন আমাদের পৃথিবীর আকারের সাথে সংকুচিত আমাদের সূর্যের থেকে 1.4 গুণ বেশি পরিমাণে ভর করতে পারে। এইভাবে, এর ঘনত্ব পানির চেয়ে এক মিলিয়ন গুণ বেশি এবং ঠিক এটিই সাদা বামনকে বজায় রাখে। কিভাবে এটা সম্ভব?

কোয়ান্টাম মেকানিক্স দাবি করেছেন যে ইলেক্ট্রনের মতো কণা কেবল নির্দিষ্ট শক্তির মাত্রা দখল করতে পারে। এখানে একটি নীতিও রয়েছে যা পারমাণবিক নিউক্লিয়াসের চারপাশে ইলেকট্রনের ব্যবস্থা সীমাবদ্ধ করে: পাউলি বর্জন নীতি।

পদার্থের এই সম্পত্তি অনুসারে, দুটি ইলেকট্রনের পক্ষে একই ব্যবস্থার মধ্যে একই কোয়ান্টাম রাষ্ট্র থাকা অসম্ভব। এবং তদ্ব্যতীত, সাধারণ বিষয়ে সাধারণত সমস্ত অনুমোদিত শক্তির স্তর দখল করা হয় না, কেবল কয়েকটি।

এটি ব্যাখ্যা করে যে কেন স্থলীয় পদার্থগুলির ঘনত্বগুলি প্রতি ঘন সেন্টিমিটারে কয়েক গ্রামের ক্রম অনুসারে হয়।

পদার্থকে হ্রাস করুন

প্রতিটি শক্তি স্তর একটি নির্দিষ্ট পরিমাণকে দখল করে, যাতে যে অঞ্চলটি এক স্তরকে দখল করে থাকে সে অন্য অঞ্চলের সাথে ওভারল্যাপ না হয়। এইভাবে, একই শক্তির সাথে দুটি স্তর সমস্যা ছাড়াই সহাবস্থান করতে পারে, যতক্ষণ না তারা ওভারল্যাপ না করে, যেহেতু অবক্ষয়ের একটি শক্তি রয়েছে যা এটি প্রতিরোধ করে।

এটি এক ধরণের কোয়ান্টাম বাধা তৈরি করে যা একটি তারাতে পদার্থের সংকোচনের সীমাবদ্ধ করে, এমন চাপ তৈরি করে যে মহাকর্ষীয় পতনের জন্য ক্ষতিপূরণ দেয়। এটি সাদা বামনের অখণ্ডতা বজায় রাখে।

ইতিমধ্যে, ইলেক্ট্রনগুলি সমস্ত সম্ভাব্য শক্তি পজিশনগুলি পূরণ করে, দ্রুত সর্বনিম্ন এবং কেবলমাত্র সর্বোচ্চ শক্তি প্রাপ্ত ব্যক্তিদের পূরণ করে।

এই পরিস্থিতিতে, সমস্ত শক্তি রাষ্ট্র দখল করে নিয়ে, পদার্থের এমন একটি অবস্থা রয়েছে যে পদার্থবিজ্ঞানে একটি অধঃপতিত রাজ্য বলা হয়। বর্জন নীতি অনুসারে এটি সর্বাধিক সম্ভব ঘনত্বের রাজ্য।

হাইসেনবার্গের অনিশ্চয়তার নীতি অনুসারে উচ্চ ঘনত্বের কারণে ইলেক্ট্রনগুলির x position x অবস্থানের অনিশ্চয়তা যেহেতু ন্যূনতম, তাই লিনিয়ার মুহুর্ত △ p এর অনিশ্চয়তা খুব বড় হবে, △ x এর ক্ষুদ্রতার জন্য ক্ষতিপূরণ এবং পূরণ করতে তাই:

△ x △ পি ≥ ћ / 2

যেখানে h হ / ২ππ, যেখানে এইচ প্লাঙ্কের ধ্রুবক। সুতরাং, ইলেক্ট্রনগুলির গতি আলোর গতির কাছে পৌঁছে এবং তারা যে চাপ দেয় সেগুলি বৃদ্ধি পায়, কারণ সংঘর্ষগুলিও বৃদ্ধি পায় increase

এই কোয়ান্টাম প্রেসার, যাকে বলা হয় ফার্মি প্রেসার, তাপমাত্রা থেকে স্বতন্ত্র। এ কারণেই কোনও সাদা বামনের কোনও তাপমাত্রায় পরম শূন্য সহ শক্তি থাকতে পারে।

বিবর্তন

জ্যোতির্বিজ্ঞানী পর্যবেক্ষণ এবং কম্পিউটার সিমুলেশনগুলির জন্য ধন্যবাদ, আমাদের সূর্যের মতো একটি আদর্শ তারকা তৈরি করা নিম্নরূপ:

- প্রথমত, মহাকর্ষের জন্য হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম সংশ্লেষে প্রচুর পরিমাণে গ্যাস এবং মহাজাগতিক ধুলো প্রোটোস্টারের উত্থান করার জন্য, একটি যুবক তারার বস্তু। প্রোটোস্টার একটি দ্রুত চুক্তি করার ক্ষেত্র, যার তাপমাত্রা কয়েক মিলিয়ন বছর ধরে ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায়।

- একবার সমালোচনামূলক ভর পৌঁছে গেলে এবং তাপমাত্রা বাড়ার সাথে সাথে তারার অভ্যন্তরে পারমাণবিক চুল্লি চালু হয়। যখন এটি ঘটে, হাইড্রোজেন ফিউশন শুরু হয় এবং তারা তথাকথিত মূল অনুক্রমের সাথে যোগ দেয় (চিত্র 3 দেখুন)।

- সময়ের পরে, নিউক্লিয়াসে হাইড্রোজেন নিঃশেষ হয়ে যায় এবং তারার বাইরেরতম স্তরগুলিতে হাইড্রোজেনের ইগনিশন শুরু হয়, সেইসাথে নিউক্লিয়াসে হিলিয়ামও থাকে।

- তারাটি প্রসারিত হয়, উজ্জ্বলতায় বৃদ্ধি পায়, এর তাপমাত্রা হ্রাস করে এবং লাল হয়। এটি লাল দৈত্য পর্যায়।

- তারার বাইরেরতম স্তরগুলি তারার বাতাসের জন্য ধন্যবাদ বিচ্ছিন্ন হয়ে একটি গ্রহের নীহারিকা গঠন করে, যদিও এর মধ্যে কোনও গ্রহ নেই। এই নীহারিকাটি তারার মূলটিকে ঘিরে রেখেছে (অনেক বেশি উত্তপ্ত), যা হাইড্রোজেন রিজার্ভটি শেষ হয়ে গেলে, ভারী উপাদান গঠনের জন্য হিলিয়াম পোড়াতে শুরু করে।

- নীহারিকাটি বিচ্ছিন্ন হয়ে যায়, মূল নক্ষত্রের কন্ট্রাকটিং কোরটি ছেড়ে যায় যা একটি সাদা বামন হয়ে যায়।

যদিও পদার্থ থাকা সত্ত্বেও পারমাণবিক ফিউশন বন্ধ হয়ে গেছে, তারার কাছে এখনও তাপের অবিশ্বাস্য মজুদ রয়েছে যা বিকিরণের দ্বারা খুব ধীরে ধীরে নির্গত হয় its এই পর্বটি দীর্ঘকাল ধরে চলে (প্রায় 10 ¹⁰ বছর, মহাবিশ্বের আনুমানিক বয়স)।

- একবার ঠান্ডা হয়ে গেলে, যে আলোটি নির্গত হচ্ছিল তা পুরোপুরি অদৃশ্য হয়ে যায় এবং সাদা বামন একটি কালো বামন হয়ে যায়।

চিত্র 3. নক্ষত্রের জীবনচক্র। সূত্র: উইকিমিডিয়া কমন্স। আরএন বেইলি

সূর্যের বিবর্তন

সম্ভবত, আমাদের সূর্য, এর বৈশিষ্ট্যগুলির কারণে বর্ণিত ধাপগুলি অতিক্রম করে। আজ সূর্য মূল ধারাবাহিকতায় একজন প্রাপ্তবয়স্ক তারকা, তবে সমস্ত তারা তারাই বেশিরভাগ সময় সেখানেই কাটিয়ে উঠলেও তাড়াতাড়ি বা পরে একে একে ছেড়ে যায়।

এটি পরবর্তী লাল দৈত্য পর্যায়ে প্রবেশ করতে কয়েক মিলিয়ন বছর সময় নেবে। যখন এটি ঘটবে, পৃথিবী এবং অন্যান্য অভ্যন্তরীণ গ্রহগুলি উদীয়মান সূর্যের দ্বারা পরিবেষ্টিত হবে, তবে প্রথমত, সমুদ্রগুলি সম্ভবত বাষ্পীভূত হবে এবং পৃথিবী একটি মরুভূমিতে পরিণত হবে।

সমস্ত তারা এই পর্যায়ে অতিক্রম করে না। এটি তার ভর উপর নির্ভর করে। সূর্যের তুলনায় যেগুলি আরও বিশাল আকারের তাদের অনেক বেশি দর্শনীয় সমাপ্তি রয়েছে কারণ তারা সুপারনোভা হিসাবে শেষ হয়। এই ক্ষেত্রে অবশিষ্টাংশগুলি একটি অদ্ভুত জ্যোতির্বিদ্যাগত বস্তু যেমন ব্ল্যাকহোল বা নিউট্রন তারকা হতে পারে star

চন্দ্রশেখর সীমা

1930 সালে, সুব্রাহ্মণ্য চন্দ্রশেখর নামে 19 বছর বয়সী হিন্দু জ্যোতির্বিজ্ঞানী নক্ষত্রগুলির মধ্যে একটি সমালোচনামূলক ভরগুলির অস্তিত্ব নির্ধারণ করেছিলেন।

এমন একটি তারা যার ভর এই সমালোচনামূলক মানের নীচে একটি সাদা বামনের পথ অনুসরণ করে। তবে যদি তার ভরটি শীর্ষে থাকে তবে তার দিনগুলি বিশাল বিস্ফোরণে শেষ হয়। এটি চন্দ্রশেখর সীমা এবং আমাদের সূর্যের ভর থেকে প্রায় 1.44 গুণ is

এটি নিম্নলিখিত হিসাবে গণনা করা হয়:

এখানে এন হ'ল ইউনিট ভর প্রতি ইলেক্ট্রনের সংখ্যা, Plan প্লাঙ্কের ধ্রুবক 2π দ্বারা বিভক্ত, সি শূন্যে আলোর গতি এবং জি সর্বজনীন মহাকর্ষীয় ধ্রুবক।

এর অর্থ এই নয় যে সূর্যের চেয়ে বড় বড় তারা সাদা বামন হতে পারে না। মূল ক্রমটিতে থাকার পরেও তারা ক্রমাগত ভর হারায়। এটি তার লাল দৈত্য এবং গ্রহগত নীহারিকা পর্যায়ে এটি করে।

অন্যদিকে, একবার সাদা বামনে রূপান্তরিত হওয়ার পরে, তারার শক্তিশালী মহাকর্ষ আশেপাশের অন্য একটি তারকা থেকে ভর আকর্ষণ করতে পারে এবং এর নিজস্ব বৃদ্ধি করতে পারে। একবার চন্দ্রশেখরের সীমা অতিক্রম করলে বামনের শেষ - এবং অন্য তারা - এখানে বর্ণিতটির চেয়ে ধীর হতে পারে না।

এই সান্নিধ্য বিলুপ্ত পারমাণবিক চুল্লি পুনরায় আরম্ভ করতে পারে এবং একটি অসাধারণ সুপারনোভা বিস্ফোরণ (সুপারনোভা আইএ) বাড়ে।

গঠন

যখন কোনও তারার নিউক্লিয়াসের হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়, তখন এটি কার্বন এবং অক্সিজেন পরমাণুকে ফিউজ করতে শুরু করে।

এবং যখন হিলিয়াম রিজার্ভটি ঘুরে ফিরে যায়, তখন সাদা বামনটি মূলত কার্বন এবং অক্সিজেন নিয়ে গঠিত হয় এবং কিছু ক্ষেত্রে নিয়ন এবং ম্যাগনেসিয়াম থাকে তবে শর্ত থাকে যে নিউক্লিয়াসে এই উপাদানগুলির সংশ্লেষ করার যথেষ্ট চাপ রয়েছে।

চিত্র 4. নক্ষত্র এই অ্যাকোয়ারি একটি স্পন্দিত সাদা বামন। সূত্র: নাসা উইকিমিডিয়া কমনের মাধ্যমে।

সম্ভবত বামনের হিলিয়াম বা হাইড্রোজেনের পাতলা বায়ুমণ্ডল থাকে, যেহেতু নক্ষত্রের পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ বেশি, তাই ভারী উপাদানগুলি কেন্দ্রে জমে থাকে এবং হালকাটি তলকে রেখে দেয়।

কিছু বামনগুলিতে নিয়ন পরমাণুগুলি ফিউজ করা এবং শক্ত লোহার নিউক্লিয়াস তৈরি করা এমনকি সম্ভব।

প্রশিক্ষণ

আমরা পূর্ববর্তী অনুচ্ছেদ জুড়ে যেমন বলেছি, তারার হাইড্রোজেন রিজার্ভটি হ্রাস করার পরে সাদা বামন তৈরি হয়। তারপরে এটি ফুলে ও প্রসারিত হয় এবং তারপরে নিউক্লিয়াসকে ভিতরে রেখে গ্রহগত নীহারিকা আকারে পদার্থকে বহিষ্কার করে।

অবক্ষয়যুক্ত পদার্থ নিয়ে গঠিত এই কোরটি একটি সাদা বামন তারকা হিসাবে পরিচিত। এর ফিউশন চুল্লিটি বন্ধ হয়ে গেলে, এটি সমস্ত তাপীয় শক্তি এবং তার আলোকিতত্ব হারাতে আস্তে আস্তে সংকুচিত হয়ে শীতল হয় s

সাদা বামন এর প্রকার

সাদা বামন সহ তারারগুলিকে শ্রেণিবদ্ধ করার জন্য বর্ণালী টাইপ ব্যবহার করা হয় যা পরিবর্তিতভাবে তাপমাত্রার উপর নির্ভর করে। বামন নক্ষত্রের নামকরণের জন্য, একটি মূলধন ডি ব্যবহৃত হয়, তার পরে এই বর্ণগুলির একটি: এ, বি, সি, ও, জেড, কিউ, এক্স। এই অন্যান্য অক্ষর: পি, এইচ, ই এবং ভি আরও একটি বৈশিষ্ট্যগুলির আরও একটি সিরিজ বোঝায় আরও বিশেষ।

এই অক্ষরের প্রতিটি বর্ণালী একটি বিশিষ্ট বৈশিষ্ট্য বোঝায়। উদাহরণস্বরূপ, ডিএ স্টার হ'ল একটি সাদা বামন যার বর্ণালীতে হাইড্রোজেন লাইন রয়েছে। এবং একটি ডিএভি বামনের হাইড্রোজেন লাইন থাকে এবং তদ্ব্যতীত, ভিটি নির্দেশ করে যে এটি একটি পরিবর্তনশীল বা পালসটিং তারা।

অবশেষে, 1 এবং 9 এর মধ্যে একটি সংখ্যা তাপমাত্রা সূচককে নির্দেশ করতে অক্ষরের সিরিজে যুক্ত হয়:

n = 50400 / তারার কার্যকর টি

সাদা বামনগুলির আরও একটি শ্রেণিবিন্যাস তাদের ভরগুলির উপর ভিত্তি করে:

- প্রায় 0.5 মি

- গড় ভর: 0.5 থেকে 8 বার এম সোলের মধ্যে

- সূর্যের ভর 8 থেকে 10 বারের মধ্যে

সাদা বামন উদাহরণ

- রাশি আকাশের উজ্জ্বল নক্ষত্র সিরিয়াস এ-এর সঙ্গী ক্যান মেজর নক্ষত্রের সিরিয়াস বি Can এটি সবার নিকটতম সাদা বামন।

- এই অ্যাকোয়ারি একটি সাদা বামন যা এক্স-রে ডাল নির্গত করে।

- 40 এরিডানি বি, দূরবর্তী 16 আলোকবর্ষ। এটি একটি দূরবীণ দিয়ে পর্যবেক্ষণযোগ্য

- এইচএল তাউ 67 বৃষ রাশির নক্ষত্রের অন্তর্গত এবং এটি একটি পরিবর্তনীয় সাদা বামন, এটি আবিষ্কার করা প্রথম ধরণের।

- ডিএম লাইরা বাইনারি সিস্টেমের অংশ এবং একটি সাদা বামন যা 20 শতকে নোভা হিসাবে বিস্ফোরিত হয়েছিল।

- ডাব্লুডি বি 1620 একটি সাদা বামন যা বাইনারি সিস্টেমের অন্তর্ভুক্ত। সঙ্গী নক্ষত্র একটি স্পন্দিত নক্ষত্র। এই ব্যবস্থায় একটি গ্রহ রয়েছে যা তাদের উভয়কে প্রদক্ষিণ করে।

- লেজার কুকুরের নক্ষত্রমণ্ডলে প্রসিয়োন এ-এর সহযোগী প্রসিয়ন বি।

চিত্র 5. প্রোকন বাইনারি সিস্টেম, সাদা বামন ডানদিকে একটি ছোট বিন্দু। সূত্র: ফ্লুকারের মাধ্যমে জিউসেপ ডোনিয়েটিলো।

তথ্যসূত্র

1. ক্যারল, বি। আধুনিক অ্যাস্ট্রো ফিজিক্সের একটি ভূমিকা। 2nd। সংস্করণ। পিয়ারসন।
2. মার্টিনিজ, ডি। স্টারলার বিবর্তন। পুনরুদ্ধার করা হয়েছে: গুগল বুকস।
3. ওলাইজোলা, আই। সাদা বামন। থেকে উদ্ধার: telesforo.aranzadi-zientziak.org।
4. ওস্টার, এল। 1984. আধুনিক জ্যোতির্বিজ্ঞান। সম্পাদকীয় রিভার্ট é
5. উইকিপিডিয়া। সাদা বামন। থেকে উদ্ধার: এস। wikipedia.org।
6. উইকিপিডিয়া। হোয়াইট বামনগুলির তালিকা। En.wikedia.org থেকে উদ্ধার করা।