白矮星

白矮星(White Dwarf)是一種低光度、高密度、高溫度的恒星。因為它的顏色呈白色、體積比較矮小，因此被命名為白矮星。白矮星是一種晚期的恒星。根據(jù)現(xiàn)代恒星演化理論，白矮星是在紅巨星的中心形成的。白矮星是一種很特殊的天體，它的體積小、亮度低，但質量大、密度極高。比如天狼星伴星（它是最早被發(fā)現(xiàn)的白矮星），體積和地球相當，但質量卻和太陽差不多，它的密度在1000萬噸/立方米左右。

定義

　 白矮星 ：也稱為簡并矮星 。 一種由 電子 之間 不相容原理 排斥力所支持的穩(wěn)定恒星，是由電子簡并物質構成的小 恒星 。

表面重力

　根據(jù)白矮星的半徑和質量，可以算出它的表面重力等于地球表面的1000萬－10 億倍。在這樣高的壓力下，任何物體都已不復存在，連 原子 都被壓碎了： 電子 脫離了原子軌道變?yōu)樽杂呻娮印?/p>

形成過程

　當 紅巨星 的外部區(qū)域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度，于是氦開始聚變成碳。(右上圖編輯：張嘉年)

　　經過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，現(xiàn)在恒星的結構組成已經不那么簡單了：外殼仍然是以氫為主的 混合物 ，而在它下面有一個氦層，氦層內部還埋有一個 碳球 。 核反應 過程變得更加復雜，中心附近的溫度繼續(xù)上升，最終使碳轉變?yōu)槠渌�元素�?/p>

　　與此同時， 紅巨星 外部開始發(fā)生不穩(wěn)定的脈動振蕩：恒星半徑時而變大，時而又縮小，穩(wěn)定的 主星序 恒星變?yōu)闃O不穩(wěn)定的巨大火球，火球內部的核反應也越來越趨于不穩(wěn)定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恒星內部核心實際上 密度 已經增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時，在紅巨星內部，已經誕生了一顆白矮星。

　　是由質量較差的恒星形成的。

原子

　 我們知道，原子是由 原子核 和電子組成的，原子的質量絕大部分集中在原子核上，而原子核的體積很小。比如氫原子的半徑為一億分之一厘米，而氫原子核的半徑只有十萬億分之一厘米。假如核的大小像一顆玻璃球，則電子軌道將在兩公里以外。

　　白矮星是一種很特殊的天體，它的體積小、亮度低，但質量大、密度極高。比如 天狼星 伴星（它是最早被發(fā)現(xiàn)的白矮星），體積比地球大不了多少，但質量卻和太陽差不多！也就是說，它的密度在1000萬噸/立方米左右。

自由電子

　 而在巨大的壓力之下，電子將脫離原子核，成自由電子。這種自由電子氣體將盡可能地占據(jù)原子核之間的空隙，從而使單位空間內包含的物質也將大大增多，密度大大提高了。形象地說，這時原子核是“沉浸于”電子中。根據(jù)白矮星的半徑和質量，可以算出它的表面重力等于地球表面的1000萬－10億倍。在這樣高的壓力下，任何物體都已不復存在，連原子都被壓碎了：電子脫離了原子軌道變?yōu)?自由電子 。

電子簡并態(tài)

　 一般把物質的這種狀態(tài)叫做“電子簡并態(tài)”。電子簡并壓與白矮星強大的重力平衡，維持著白矮星的穩(wěn)定。順便提一下，當白矮星質量進一步增大，電子簡并壓就有可能抵抗不住自身的 引力收縮 ，白矮星還會 坍縮 成密度更高的天體： 中子星 或黑洞。對單星系統(tǒng)而言，由于沒有 熱核反應 來提供能量，白矮星在發(fā)出光熱的同時，也以同樣的速度冷卻著。經過一百億年的漫長歲月，年老的白矮星將漸漸停止輻射而死去。它的軀體變成一個比鉆石還硬的巨大晶體—— 黑矮星 而永存。

　　 而對于多星系統(tǒng)，白矮星的演化過程則有可能被改變（例如雙星）。

概況

　白矮星屬于 演化 到晚年期的恒星。恒星在演化后期， 拋射 出大量的物質，經過大量的 質量損失 后，如果剩下的 核 的質量小于1．44個 太陽 質量，這顆 恒星 便可能演化成為白矮星。對白矮星的形成也有人認為，白矮星的前身可能是 行星狀星云 （是 宇宙 中由 高溫氣體 、少量 塵埃 等組成的環(huán)狀或圓盤狀的物質，它的中心通常都有一個溫度很高的 恒星 ── 中心星 ，它的核能源已經基本耗盡，整個星體開始慢慢冷卻、晶化，直至最后“死亡”。

　　白 矮星 ，也稱為簡并矮星，是由電子簡并物質構成的 小恒星 。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當?shù)陌装�星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能。在太陽附近的區(qū)域內已知的恒星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾瑞斯·羅素、艾德華·查爾斯·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到[3], p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。白矮星被認為是低質量 恒星演化 階段的最終產物，在我們所屬的星系內97%的恒星都屬于這一類。,

　　中低質量的恒星在渡過生命期的 主序星 階段，結束以氫融合反應之后，將在核心進行氦融合，將氦燃燒成碳和氧的3氦過程，并膨脹成為一顆紅巨星。如果紅巨星沒有足夠的質量產生能夠讓碳燃燒的更高溫度，碳和氧就會在核心堆積起來。在散發(fā)出外面數(shù)層的氣體成為行星狀 星云 之后，留下來的只有核心的部份，這個殘骸最終將成為白矮星。因此，白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的高溫，這時就能形成核心由氧、氖和鎂組成的白矮星。同樣的，有些由氦組成的白矮星是由聯(lián)星的質量損失造成的。

　　白矮星的內部不再有物質進行核融合反應，因此恒星不再有能量產生，也不再由核融合的熱來抵抗重力崩潰；它是由極端高密度的物質產生的電子 簡并壓力 來支撐。物理學上，對一顆沒有自轉的白矮星，電子簡并壓力能夠支撐的最大質量是1.44倍 太陽質量 ，達到后，它將坍縮為一個 黑洞 （ 錢德拉塞卡極限 ）。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，通常經由 伴星 的質量傳遞，可能經由所知道的 碳引爆 過程爆炸成為一顆 Ia超新星 。

　　白矮星形成時的溫度非常高，但是因為沒有能量的來源，因此將會逐漸釋放它的熱量并且逐漸變冷(溫度降低)，這意味著它的輻射會從最初的高色溫隨著時間逐漸減小并且轉變成紅色。經過漫長的時間，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現(xiàn)在的宇宙仍然太年輕 (大約137億歲)，即使是最年老的白矮星依然輻射出數(shù)千度K的溫度，還不可能有黑矮星的存在。