Межа Чандрасекара
Тиск виродженого газу визначається його щільністю. Воно, як і протидіюча сила гравітаційного стиснення, має пряму залежність (але в іншій мірі) від маси білих карликів і зворотний – від їх радіусу. Тобто існують такі значення маси, при яких тиск буде врівноважувати гравітацію, що забезпечить стабільне існування карлика. Якщо ж критична величина 1,44 маси Сонця перевищена, ядра зірки карликом не бути: тиск не зупинить стиснення, радіус буде продовжувати зменшуватися, і сформується нейтронна зірка.
Ця критична маса носить найменування межі Чандрасекара в честь індійського фізика, довів у 1931 році її існування. Чим більше маса карлика, тим менше його радіус. Сила тяжіння на таких зірок у десятки разів перевищує таку у поверхні Сонця. Втім, у Сонця в цьому сенсі все ще попереду: йому судилося через кілька мільярдів років стати подібним карликом.
Про температурі, розмірах і світності
Поверхнева температура білих карликів може досягати декількох десятків і навіть понад сотні тисяч градусів (у Сонця – близько 5800 К), а розміри порівнянні з розмірами Землі, тобто площа випромінюючої поверхні надзвичайно мала. Тепер ясно, чому у них така низька світність – просто вони маленькі.
Власних термоядерних джерел енергії вони не мають, і світність їх обумовлена величезним запасом внутрішнього тепла, не залежачи від маси тіла, а від віку. Карлик може остигати дуже довго – десятки і навіть сотні мільярдів років саме тому, що віддає випромінювання через малу поверхню. Молоді гарячі карлики остигають швидше. Максимум їх випромінювання припадає на рентгенівський і жорсткий ультрафіолетовий діапазон. Так, на рентгенівському знімку Сіріуса крихітний Сіріус В світить могутніше, ніж Сіріус А – найяскравіша зірка на земному небі.
