Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Sao lùn đen”

| bibcode=2003ApJ...591..288H | doi = 10.1086/375341

|arxiv = astro-ph/0212469 }}</ref> Phần còn lại là một khối cầu đặc chứa [[vật chất thoái hóa electron]] mà lạnh chậm dần thông qua [[bức xạ nhiệt]], mà cuối cùng trở thành sao lùn đen.<ref name="osln">{{Chú thích web|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf|định dạng=PDF|tiêu đề=Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars|tên 1=Jennifer|họ 1=Johnson|nhà xuất bản=Ohio State University|ngày truy cập=2007-05-03}}</ref><ref>{{Chú thích web | họ 1 = Richmond | tên 1 = Michael | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | tiêu đề = Late stages of evolution for low-mass stars | nhà xuất bản = Rochester Institute of Technology | ngày truy cập = 2006-08-04 }}</ref> Nếu sao lùn đen có tồn tại, chúng rất khó quan sát được, bởi vì, theo định nghĩa, các thiên thể này phát ra rất ít bức xạ. Mặc dù vậy, có thể xác định được sự tồn tại thông qua ảnh hưởng của [[trường hấp dẫn]] của chúng.<ref>{{cite journal|title=Baryonic Dark Matter: The Results from Microlensing Surveys|author1=Charles Alcock |author2=Robyn A. Allsman |author3=David Alves |author4=Tim S. Axelrod |author5=Andrew C. Becker |author6=David Bennett |author7=Kem H. Cook |author8=Andrew J. Drake |author9=Ken C. Freeman |author10=Kim Griest |author11=Matt Lehner |author12=Stuart Marshall |author13=Dante Minniti |author14=Bruce Peterson |author15=Mark Pratt |author16=Peter Quinn |author17=Alex Rodgers |author18=Chris Stubbs |author19=Will Sutherland |author20=Austin Tomaney |author21=Thor Vandehei |author22=Doug L. Welch |year=1999|bibcode=1999ASPC..165..362A|volume=165|pages=362|journal=In the Third Stromlo Symposium: the Galactic Halo}}</ref>

 

Bởi vì sự tiến hóa trong tương lai xa của sao phụ thuộc vào các điều kiện vật lý mà được hiểu ít, như bản chất của [[vật chất tối]] và khả năng tồn tại hiện tượng [[proton phân rã]], người ta vẫn chưa biết chính xác bao lâu một ngôi sao lùn trắng lạnh đến mức trở thành sao lùn đen.<ref name="adams">{{Chú thích web|url=http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9701131v1 |tiêu đề=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects| doi=10.1103/RevModPhys.69.337|tác giả 1=Fred C. Adams |author2=Gregory Laughlin |và tác giả cuối=yes |arxiv = astro-ph/9701131 |bibcode = 1997RvMP...69..337A }}</ref>^{, § IIIE, IVA.} Barrow và Tipler ước tính cần mất tới 10¹⁵ năm để sao lùn trắng có nhiệt độ bề mặt đạt tới 5 K;<ref>Table 10.2, {{BarrowTipler1986}}</ref> tuy nhiên, nếu tồn tại các hạt khối lượng lớn tương tác yếu ([[WIMP]]), có một trường hợp đó là sự tương tác với những hạt này làm cho sao lùn trắng giữ được nhiệt lượng cao hơn mà phải cần tới xấp xỉ 10²⁵ năm nó mới lạnh đi.<ref name="adams" />^{, § IIIE.} Nếu các proton không bền, các sao lùn trắng sẽ giữ được nhiệt bởi sự trao đổi năng lượng từ quá trình proton phân rã. Với giả thiết thời gian sống của proton là 10³⁷ năm, Adams và Laughlin tính toán rằng proton phân rã sẽ làm tăng nhiệt độ bề mặt hữu hiệu của một sao lùn trắng già khối lượng bằng khối lượng Mặt Trời lên xấp xỉ 0,06 K. Mặc dù vẫn rất lạnh, nó được cho vẫn còn nóng hơn nhiệt độ của [[bức xạ nền vi sóng vũ trụ]] trong 10³⁷ năm nữa của tương lai.<ref name="adams" />^{, §IVB.}