ดาวแคระขาว: ลักษณะองค์ประกอบการก่อตัวประเภท - ARTE - 2025

ดาวแคระขาวเป็นดาวที่อยู่ในขั้นตอนสุดท้ายของการวิวัฒนาการของมันซึ่งได้ใช้อยู่แล้วขึ้นทั้งหมดไฮโดรเจนในแกนของมันเช่นเดียวกับน้ำมันเชื้อเพลิงในเครื่องปฏิกรณ์ภายในของตน ภายใต้สถานการณ์เช่นนี้ดาวฤกษ์จะเย็นตัวลงและหดตัวลงอย่างน่าอัศจรรย์เนื่องจากแรงโน้มถ่วงของมันเอง

มันมีเพียงความร้อนที่กักเก็บไว้ในระหว่างการดำรงอยู่ดังนั้นในทางหนึ่งดาวแคระขาวก็เหมือนถ่านที่ยังคงอยู่หลังจากดับกองไฟขนาดมหึมา จะต้องใช้เวลาหลายล้านปีก่อนที่ลมหายใจสุดท้ายของความร้อนจะจากไปทำให้มันกลายเป็นวัตถุเย็นและมืด

รูปที่ 1. ระยะใกล้ของระบบไบนารี Sirius A (ดาวหลัก) และ Sirius B (ดาวแคระขาว) ในรังสีเอกซ์ที่ถ่ายโดยจันทรา ที่มา: Wikimedia Commons

การค้นพบ

แม้ว่าตอนนี้พวกมันจะเป็นที่รู้กันว่ามีมากมาย แต่ก็ไม่เคยง่ายที่จะสังเกตเห็นเนื่องจากมีขนาดเล็กมาก

ดาวแคระขาวดวงแรกถูกค้นพบโดย William Herschel ในปี 1783 ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาว Eridani 40 ในกลุ่มดาว Eridano ซึ่งมีดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดคือ Achernar ซึ่งมองเห็นได้ทางทิศใต้ (ทางซีกโลกเหนือ) ในช่วงฤดูหนาว

40 Eridani ประกอบด้วยดาวสามดวงหนึ่งในนั้น 40 Eridane A. สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า แต่ 40 Eridani B และ 40 Eridani C มีขนาดเล็กกว่ามาก B เป็นดาวแคระขาวในขณะที่ C เป็นดาวแคระแดง

หลายปีต่อมาหลังจากการค้นพบระบบ 40 Eridani นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน Friedrich Bessel ได้ค้นพบในปี 1840 ว่า Sirius ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดใน Canis Major มีเพื่อนร่วมทางที่สุขุม

เบสเซลสังเกตเห็นความผิดเพี้ยนเล็ก ๆ ในวิถีของซิเรียสซึ่งอธิบายไม่ได้นอกจากความใกล้ชิดของดาวดวงอื่นที่เล็กกว่า มันถูกเรียกว่า Sirius B ซึ่งหรี่แสงมากกว่าซิเรียสเอที่สวยงามประมาณ 10,000 เท่า

ปรากฎว่า Sirius B มีขนาดเล็กหรือเล็กกว่าดาวเนปจูน แต่มีความหนาแน่นสูงอย่างไม่น่าเชื่อและมีอุณหภูมิพื้นผิว 8000 K และเนื่องจากการแผ่รังสีของ Sirius B สอดคล้องกับสเปกตรัมสีขาวจึงกลายเป็นที่รู้จักในชื่อ "ดาวแคระขาว"

และนับจากนั้นดาวทุกดวงที่มีลักษณะเหล่านี้ก็เรียกสิ่งนั้นแม้ว่าดาวแคระขาวอาจเป็นสีแดงหรือสีเหลืองได้เนื่องจากมีอุณหภูมิที่หลากหลาย แต่ก็มีสีขาวเป็นส่วนใหญ่

ลักษณะเฉพาะ

จนถึงปัจจุบันมีการจัดทำเอกสารเกี่ยวกับดาว 9000 ดวงที่จัดว่าเป็นดาวแคระขาวตามรายงานของ Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ซึ่งเป็นโครงการที่อุทิศให้กับการสร้างแผนที่สามมิติโดยละเอียดของจักรวาลที่รู้จัก ดังที่เราได้กล่าวไปแล้วว่าพวกเขาค้นพบได้ไม่ยากเนื่องจากความส่องสว่างที่อ่อนแอ

มีดาวแคระขาวอยู่ไม่กี่ดวงในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์หลายดวงค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ G. Kuyper และ W. Luyten ในช่วงต้นทศวรรษ 1900 ดังนั้นจึงมีการศึกษาลักษณะสำคัญของมันอย่างง่ายดายตามเทคโนโลยีที่มีอยู่

ที่โดดเด่นที่สุด ได้แก่ :

- ขนาดเล็กเทียบได้กับดาวเคราะห์

- ความหนาแน่นสูง

- ความส่องสว่างต่ำ

- อุณหภูมิอยู่ในช่วง 100000 และ 4000 K.

- พวกมันมีสนามแม่เหล็ก

- มีบรรยากาศของไฮโดรเจนและฮีเลียม

- สนามโน้มถ่วงที่รุนแรง

- การสูญเสียพลังงานต่ำเนื่องจากการแผ่รังสีซึ่งเป็นสาเหตุที่ทำให้พวกมันเย็นตัวลงช้ามาก

เนื่องจากอุณหภูมิและความส่องสว่างทำให้ทราบว่ารัศมีของมันมีขนาดเล็กมาก ดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิพื้นผิวใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์แทบจะไม่เปล่งแสงถึงหนึ่งในพันของความสว่าง ดังนั้นพื้นผิวของคนแคระจึงต้องมีขนาดเล็กมาก

รูปที่ 2 ซิเรียส B และดาวศุกร์มีเส้นผ่านศูนย์กลางใกล้เคียงกัน Tagged

การรวมกันของอุณหภูมิสูงและรัศมีขนาดเล็กทำให้ดาวฤกษ์ปรากฏเป็นสีขาวดังที่ได้กล่าวมาแล้ว

เกี่ยวกับโครงสร้างของพวกมันมีการคาดเดาว่าพวกมันมีนิวเคลียสที่เป็นของแข็งที่มีลักษณะเป็นผลึกล้อมรอบด้วยสสารในสถานะก๊าซ

สิ่งนี้เป็นไปได้เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงอย่างต่อเนื่องที่เกิดขึ้นในเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ของดาว: จากไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมจากฮีเลียมเป็นคาร์บอนและจากคาร์บอนไปสู่ธาตุที่หนักกว่า

เป็นไปได้จริงเนื่องจากอุณหภูมิในแกนกลางของดาวแคระนั้นต่ำพอที่จะมีแกนกลางที่มั่นคง

ในความเป็นจริงดาวแคระขาวที่เชื่อกันว่ามีแกนเพชรเส้นผ่านศูนย์กลาง 4000 กม. เพิ่งถูกค้นพบซึ่งอยู่ในกลุ่มดาว Alpha Centauri ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 53 ปีแสง

ความหนาแน่นของดาวแคระขาว

คำถามเกี่ยวกับความหนาแน่นของดาวแคระขาวทำให้นักดาราศาสตร์เกิดความหวาดกลัวอย่างมากในช่วงปลายศตวรรษที่ 19 และต้นศตวรรษที่ 20 การคำนวณชี้ให้เห็นถึงความหนาแน่นสูงมาก

ดาวแคระขาวสามารถมีมวลได้ถึง 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์โดยบีบอัดให้มีขนาดเท่ากับโลก ด้วยวิธีนี้ความหนาแน่นของมันจึงมากกว่าน้ำเป็นล้านเท่าและเป็นสิ่งที่ค้ำจุนดาวแคระขาวได้อย่างแม่นยำ มันเป็นไปได้ยังไงกัน?

กลศาสตร์ควอนตัมอ้างว่าอนุภาคเช่นอิเล็กตรอนสามารถครอบครองระดับพลังงานบางระดับเท่านั้น นอกจากนี้ยังมีหลักการที่ จำกัด การจัดเรียงอิเล็กตรอนรอบนิวเคลียสของอะตอมนั่นคือหลักการกีดกันเพาลี

ตามคุณสมบัติของสสารนี้เป็นไปไม่ได้ที่อิเล็กตรอนสองตัวจะมีสถานะควอนตัมเหมือนกันภายในระบบเดียวกัน และยิ่งไปกว่านั้นในสสารธรรมดาระดับพลังงานที่ได้รับอนุญาตมักจะไม่ถูกครอบครองเพียงบางส่วนเท่านั้น

สิ่งนี้อธิบายได้ว่าทำไมความหนาแน่นของสารบกจึงอยู่ในระดับไม่กี่กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร

เรื่องเสื่อม

ระดับพลังงานแต่ละระดับจะใช้ปริมาตรหนึ่งเพื่อให้พื้นที่ที่ครอบครองระดับหนึ่งไม่ทับซ้อนกับระดับอื่น ด้วยวิธีนี้สองระดับที่มีพลังงานเดียวกันสามารถอยู่ร่วมกันได้โดยไม่มีปัญหาตราบใดที่พวกมันไม่ทับซ้อนกันเนื่องจากมีพลังแห่งความเสื่อมที่ป้องกันไม่ให้ระดับนั้น

สิ่งนี้สร้างกำแพงควอนตัมชนิดหนึ่งที่ จำกัด การหดตัวของสสารในดาวสร้างแรงกดดันที่ชดเชยการพังทลายของแรงโน้มถ่วง สิ่งนี้รักษาความสมบูรณ์ของดาวแคระขาว

ในขณะเดียวกันอิเล็กตรอนจะเติมเต็มตำแหน่งพลังงานที่เป็นไปได้ทั้งหมดโดยเติมตำแหน่งที่ต่ำที่สุดอย่างรวดเร็วและมีเพียงอิเล็กตรอนที่มีพลังงานสูงสุดเท่านั้น

ภายใต้สถานการณ์เหล่านี้เมื่อสถานะพลังงานทั้งหมดถูกยึดครองสสารจะอยู่ในสถานะที่ในฟิสิกส์เรียกว่าสภาวะเสื่อมถอย เป็นสถานะของความหนาแน่นสูงสุดที่เป็นไปได้ตามหลักการยกเว้น

แต่เนื่องจากความไม่แน่นอนในตำแหน่ง△ x ของอิเล็กตรอนมีน้อยเนื่องจากมีความหนาแน่นสูงโดยหลักการความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์กความไม่แน่นอนในโมเมนต์เชิงเส้น△ p จะมีขนาดใหญ่มากเพื่อชดเชยความเล็กของ△ x และเติมเต็ม ดังนั้น:

△ x △ p ≥ћ / 2

โดยที่ћคือ h / 2πโดยที่ h คือค่าคงที่ของพลังค์ ดังนั้นความเร็วของอิเล็กตรอนจึงเข้าใกล้ความเร็วแสงและความกดดันที่พวกมันกระทำจะเพิ่มขึ้นเนื่องจากการชนกันก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน

ความดันควอนตัมนี้เรียกว่าความดันเฟอร์มิไม่ขึ้นกับอุณหภูมิ นี่คือเหตุผลที่ดาวแคระขาวสามารถมีพลังงานได้ทุกอุณหภูมิรวมถึงศูนย์สัมบูรณ์ด้วย

วิวัฒนาการ

ด้วยการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์และการจำลองด้วยคอมพิวเตอร์การก่อตัวของดาวทั่วไปเช่นดวงอาทิตย์ของเรามีดังต่อไปนี้:

- ประการแรกก๊าซและฝุ่นจักรวาลที่มีอยู่มากในไฮโดรเจนและฮีเลียมควบแน่นเนื่องจากแรงโน้มถ่วงเพื่อก่อให้เกิดโปรโตสตาร์ซึ่งเป็นวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย โปรโตสตาร์เป็นทรงกลมที่หดตัวอย่างรวดเร็วซึ่งอุณหภูมิจะเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ ในช่วงหลายล้านปี

- เมื่อถึงมวลวิกฤตและเมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้นเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์จะเปิดอยู่ภายในดาว เมื่อสิ่งนี้เกิดขึ้นการหลอมรวมของไฮโดรเจนจะเริ่มขึ้นและดาวฤกษ์จะเข้าร่วมในลำดับหลักที่เรียกว่า

- หลังจากเวลาผ่านไปไฮโดรเจนในนิวเคลียสจะหมดลงและการจุดระเบิดของไฮโดรเจนในชั้นนอกสุดของดาวจะเริ่มขึ้นเช่นเดียวกับฮีเลียมในนิวเคลียส

- ดาวฤกษ์ขยายตัวเพิ่มความสว่างลดอุณหภูมิและเปลี่ยนเป็นสีแดง นี่คือเฟสยักษ์แดง

- ชั้นนอกสุดของดาวถูกแยกออกเนื่องจากลมดาวฤกษ์และก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์แม้ว่าจะไม่มีดาวเคราะห์อยู่ก็ตาม เนบิวลานี้ล้อมรอบแกนกลางของดาวฤกษ์ (ที่ร้อนกว่ามาก) ซึ่งเมื่อไฮโดรเจนสำรองหมดแล้วจะเริ่มเผาฮีเลียมให้กลายเป็นองค์ประกอบที่หนักขึ้น

- เนบิวลาสลายไปโดยทิ้งแกนที่หดตัวของดาวเดิมซึ่งจะกลายเป็นดาวแคระขาว

แม้ว่านิวเคลียร์ฟิวชันจะหยุดลงแม้จะยังคงมีวัตถุอยู่ แต่ดาวก็ยังคงมีความร้อนสำรองอย่างไม่น่าเชื่อซึ่งปล่อยรังสีออกมาช้ามาก ระยะนี้กินเวลานาน (ประมาณ 10 ¹⁰ปีอายุโดยประมาณของจักรวาล)

- เมื่อเย็นแล้วแสงที่เปล่งออกมาจะหายไปอย่างสมบูรณ์และดาวแคระขาวจะกลายเป็นดาวแคระดำ

รูปที่ 3. วงจรชีวิตของดวงดาว ที่มา: Wikimedia Commons RN Bailey

วิวัฒนาการของดวงอาทิตย์

เป็นไปได้มากว่าดวงอาทิตย์ของเราเนื่องจากลักษณะของมันจะต้องผ่านขั้นตอนที่อธิบายไว้ วันนี้ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่เป็นผู้ใหญ่ในลำดับหลัก แต่ดาวทุกดวงทิ้งไว้ในบางช่วงเวลาไม่ช้าก็เร็วแม้ว่าชีวิตส่วนใหญ่จะใช้เวลาอยู่ที่นั่น

กว่าจะเข้าสู่เวทียักษ์แดงต่อไปต้องใช้เวลาหลายล้านปี เมื่อเป็นเช่นนั้นโลกและดาวเคราะห์ชั้นในอื่น ๆ จะถูกกลืนกินโดยดวงอาทิตย์ขึ้น แต่ก่อนหน้านั้นมหาสมุทรส่วนใหญ่จะระเหยและโลกจะกลายเป็นทะเลทราย

ไม่ใช่ดาราทุกคนที่ผ่านขั้นตอนเหล่านี้ มันขึ้นอยู่กับมวลของมัน สิ่งที่มีมวลมหาศาลกว่าดวงอาทิตย์มีจุดจบที่น่าตื่นเต้นกว่ามากเพราะพวกมันกลายเป็นซูเปอร์โนวา สิ่งที่เหลืออยู่ในกรณีนี้อาจเป็นวัตถุทางดาราศาสตร์ที่แปลกประหลาดเช่นหลุมดำหรือดาวนิวตรอน

ขีด จำกัด Chandrasekhar

ในปีพ. ศ. 2473 นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวฮินดูอายุ 19 ปีชื่อ Subrahmanyan Chandrasekhar ได้พิจารณาการมีอยู่ของมวลวิกฤตในดวงดาว

ดาวฤกษ์ที่มีมวลต่ำกว่าค่าวิกฤตนี้ตามเส้นทางของดาวแคระขาว แต่ถ้ามวลของเขาอยู่เหนือจุดสูงสุดวันเวลาของเขาก็จบลงด้วยการระเบิดครั้งใหญ่ นี่คือขีด จำกัด ของจันทราสคาร์และมีมวลประมาณ 1.44 เท่าของดวงอาทิตย์

คำนวณได้ดังนี้:

ในที่นี้ N คือจำนวนอิเล็กตรอนต่อหน่วยมวลћคือค่าคงที่ของพลังค์หารด้วย2π, c คือความเร็วของแสงในสุญญากาศและ G คือค่าคงที่ความโน้มถ่วงสากล

นี่ไม่ได้หมายความว่าดาวที่ใหญ่กว่าดวงอาทิตย์จะไม่สามารถกลายเป็นดาวแคระขาวได้ ตลอดเวลาที่อยู่ในลำดับหลักดาวจะสูญเสียมวลอย่างต่อเนื่อง นอกจากนี้ยังทำเช่นนั้นในระยะดาวยักษ์แดงและเนบิวลาดาวเคราะห์

ในทางกลับกันเมื่อกลายเป็นดาวแคระขาวแล้วแรงโน้มถ่วงอันทรงพลังของดาวสามารถดึงดูดมวลจากดาวดวงอื่นที่อยู่ใกล้เคียงและเพิ่มจำนวนของมันเองได้ เมื่อเกินขีด จำกัด ของจันทราสคาร์จุดจบของดาวแคระ - และดาวดวงอื่นอาจไม่ช้าอย่างที่อธิบายไว้ที่นี่

ความใกล้ชิดนี้สามารถรีสตาร์ทเครื่องปฏิกรณ์นิวเคลียร์ที่สูญพันธุ์และนำไปสู่การระเบิดของซูเปอร์โนวาครั้งใหญ่ (ซูเปอร์โนวา Ia)

ส่วนประกอบ

เมื่อไฮโดรเจนในนิวเคลียสของดาวถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียมมันจะเริ่มหลอมรวมอะตอมของคาร์บอนและออกซิเจน

และเมื่อฮีเลียมสำรองหมดลงดาวแคระขาวจะประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจนเป็นหลักและในบางกรณีนีออนและแมกนีเซียมหากนิวเคลียสมีแรงดันเพียงพอที่จะสังเคราะห์ธาตุเหล่านี้

รูปที่ 4 ดาว AE Aquarii เป็นดาวแคระขาวที่เต้นเป็นจังหวะ ที่มา: NASA ผ่าน Wikimedia commons

อาจเป็นไปได้ว่าดาวแคระจะมีบรรยากาศบาง ๆ ของฮีเลียมหรือไฮโดรเจนหลงเหลืออยู่เนื่องจากเมื่อแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวของดาวฤกษ์อยู่สูงธาตุหนักมักจะสะสมอยู่ตรงกลางทำให้วัตถุที่เบากว่าอยู่บนพื้นผิว

ในคนแคระบางคนสามารถหลอมรวมอะตอมของนีออนและสร้างนิวเคลียสของเหล็กที่เป็นของแข็งได้

การอบรม

ดังที่เราได้กล่าวไปตลอดย่อหน้าก่อนหน้านี้ดาวแคระขาวก่อตัวขึ้นหลังจากที่ดาวฤกษ์หมดปริมาณสำรองไฮโดรเจน จากนั้นมันจะพองและขยายตัวแล้วขับไล่สสารออกไปในรูปของเนบิวลาดาวเคราะห์โดยปล่อยให้นิวเคลียสอยู่ภายใน

แกนกลางนี้ประกอบด้วยสสารที่เสื่อมสภาพคือสิ่งที่เรียกว่าดาวแคระขาว เมื่อปิดเครื่องปฏิกรณ์ฟิวชันเครื่องปฏิกรณ์จะหดตัวและเย็นลงอย่างช้าๆสูญเสียพลังงานความร้อนและความส่องสว่างทั้งหมด

ประเภทของดาวแคระขาว

ในการจำแนกดาวฤกษ์รวมทั้งดาวแคระขาวจะใช้ประเภทของสเปกตรัมซึ่งจะขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ในการตั้งชื่อดาวแคระจะใช้ตัวพิมพ์ใหญ่ D ตามด้วยตัวอักษรตัวใดตัวหนึ่ง: A, B, C, O, Z, Q, X ตัวอักษรอื่น ๆ เหล่านี้: P, H, E และ V หมายถึงชุดของลักษณะอื่น ๆ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง

ตัวอักษรแต่ละตัวบ่งบอกถึงคุณลักษณะที่โดดเด่นของสเปกตรัม ตัวอย่างเช่นดาว DA เป็นดาวแคระขาวที่สเปกตรัมมีเส้นไฮโดรเจน และดาวแคระ DAV มีเส้นไฮโดรเจนและยิ่งไปกว่านั้น V ยังบ่งชี้ว่าเป็นดาวที่แปรปรวนหรือเป็นจังหวะ

ในที่สุดตัวเลขระหว่าง 1 ถึง 9 จะถูกเพิ่มเข้าไปในชุดของตัวอักษรเพื่อระบุดัชนีอุณหภูมิ n:

n = 50400 / ประสิทธิภาพ T ของดาว

การจำแนกดาวแคระขาวอีกประเภทหนึ่งขึ้นอยู่กับมวลของพวกมัน:

- ประมาณ 0.5 ม. อา

- มวลเฉลี่ย: ระหว่าง 0.5 ถึง 8 เท่า M Sol

- ระหว่าง 8 ถึง 10 เท่าของมวลดวงอาทิตย์

ตัวอย่างของดาวแคระขาว

- Sirius B ในกลุ่มดาว Can Major ซึ่งเป็นเพื่อนของ Sirius A ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืน เป็นดาวแคระขาวที่อยู่ใกล้ที่สุดในบรรดาดาวแคระขาวทั้งหมด

- AE Aquarii เป็นดาวแคระขาวที่ฉายรังสีเอกซ์

- 40 Eridani B ห่างไป 16 ปีแสง สามารถสังเกตได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์

- HL Tau 67 เป็นกลุ่มดาวราศีพฤษภและเป็นดาวแคระขาวที่มีความแปรปรวนซึ่งเป็นกลุ่มแรกที่ค้นพบ

- DM Lyrae เป็นส่วนหนึ่งของระบบเลขฐานสองและเป็นดาวแคระขาวที่ระเบิดเป็นโนวาในศตวรรษที่ 20

- WD B1620 เป็นดาวแคระขาวที่อยู่ในระบบไบนารี ดาวคู่หูเป็นดาวที่เร้าใจ ในระบบนี้มีดาวเคราะห์ที่โคจรรอบพวกเขาทั้งสอง

- Procyon B สหายของ Procyon A ในกลุ่มดาว Lesser Dog

รูปที่ 5. ระบบไบนารี Procyon ดาวแคระขาวเป็นจุดเล็ก ๆ ทางด้านขวา ที่มา: Giuseppe Donatiello ผ่าน Flickr

อ้างอิง

1. Carroll, B. บทนำสู่ฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่. ครั้งที่ 2 ฉบับ เพียร์สัน
2. Martínez, D. วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ดึงมาจาก: Google Books.
3. Olaizola, I. ดาวแคระขาว สืบค้นจาก: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. ดาราศาสตร์สมัยใหม่. การเปลี่ยนกลับด้านบรรณาธิการ
5. วิกิพีเดีย คนแคระขาว กู้คืนจาก: es. wikipedia.org
6. วิกิพีเดีย รายชื่อคนแคระขาว. สืบค้นจาก en.wikipedia.org.