白矮星

白矮星 ， 也稱爲簡併矮星 ， 是一種主要由電子簡併物質構成的恆星核殘骸 。 白矮星具有非常高的密度 ： 它的質量與太陽相當 ， 但體積與地球相近 。 白矮星沒有核融合來產生能量 ， 微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射 。 已知距離最近的白矮星是天狼星B ， 是在 8.6 光年的聯星 ， 天狼星A的伴星 。 目前 ， 在距離太陽最近的百顆恆星系統中 ， 有8顆白矮星 。 異常昏暗的白矮星在1910年首次被確認 ； 白矮星這名稱是威廉 · 魯伊登在1922年命名的 。 白矮星被認爲是恆星演化的最終狀態之一 ， 是初始質量大約在10以下 （ 這包括銀河系中超過97 % 的恆星 ） ， 質量不夠高 ， 因而不足以演化成爲中子星 。 在主序帶末端的中 、 低質量的恆星結束氫融合階段後 ， 將膨脹成爲紅巨星 ， 在此期間將通過3氦過程將在覈心的氦融合成碳和氧 。 如果一顆紅巨星的質量不足以產生融合碳所需要的核心溫度 （ 約1億K ） ， 其將成爲惰性的碳和氧積聚的核心 。 這樣的恆星在脫落其外層 ， 並形成行星狀星雲後 ， 它會留下一個核心 ， 即殘存的白矮星 。 通常 ， 這種白矮星主要由碳和氧組成 ， 稱爲碳氧白矮星 （ CO white dwarf ） 。 如果初始質量介於8至 10.5 （ 太陽質量 ) 之間 ， 核心的溫度足以融合碳 ， 但仍不足以融合氖 ， 這可能會形成氧氖鎂白矮星 （ ONeMg或ONe white dwarf ） 。 質量非常低的恆星無法燃燒氦 ， 因此氦白矮星可能是在聯星系統中經由質量流失形成的 。 白矮星不再進行核融合反應 ， 因此它已經徹底耗盡了全部的燃料 。 所以 ， 它不能通過核融合產生熱來抗拒重力以阻止重力崩潰 ， 而只能靠電子簡併壓力來支撐 ， 這導致它有極高的密度 。 簡併物理學推導出無自轉的白矮星的最大質量是 1.44 ， 即錢德拉塞卡極限 ， 超過此上限 ， 電子簡併壓力即無法支撐 。 接近這個質量極限的碳氧白矮星 ， 通常通過伴星的質量轉移 ， 可能經由一種稱爲碳引爆的過程 ， 爆炸成爲一顆Ia超新星 ； SN 1006就被認爲是個著名的例子 。 白矮星在形成之初仍十分熾熱 ， 但是由於後續沒有能量來源 ， 它會因爲不斷的輻射能量而逐漸冷卻 。 這意味著 ， 白矮星會經由它的輻射 ， 從最初的高色溫 ， 隨著時間的推移而降溫和轉紅 。 在極爲漫長的一段冷卻時間裏 ， 白矮星內的物質將從核心開始結晶 。 這顆恆星殘骸的低溫意味著它將不再發出顯著的熱量或光 ， 最終將成爲冰冷的黑矮星 。 不過白矮星達到這種狀態所要經歷的時間 ， 經由理論推算 ， 比當前的宇宙年齡 （ 約138億年 ） 還要長 ， 所以認爲還沒有黑矮星存在 。 現存最古老的白矮星仍然在以幾千度K的溫度持續輻射能量 。