白矮星 

哈伯太空望遠鏡拍攝的天狼星A和B。天狼星B是一顆白矮星,可以看到位在非常明亮的天狼星A左下方。

白矮星,也稱為簡併矮星,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,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熱輻射[1]。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[2]。異常昏暗的白矮星在1910年首次被確定[3]:1白矮星這名稱是由威廉·魯伊登在1922年命名的[4]

白矮星被認為是恆星演化的最終狀態之一,是初始質量大約在10M以下(這包括銀河系中超過97%的恆星),質量不夠多,因而不足以演化成為中子星[5]:§1。在主序帶末端的中、低質量的恆星結束融合階段後,將膨脹成為紅巨星,在此期間將通過3氦過程將在核心的融合成。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),其將成為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[6]。通常,這種白矮星主要由碳和氧組成,稱為碳氧白矮星CO white dwarf)。如果初始質量介於8至10.5M(太陽質量)之間,核心的溫度足以融合碳,但仍不足以融合,這可能會形成白矮星ONeMgONe white dwarf[7]。質量非常低的恆星無法燃燒氦,因此氦白矮星[8][9]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,因此它已经彻底耗尽了全部的燃料。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,这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1.44M,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,可能經由一種稱為碳引爆的過程,爆炸成為一顆Ia超新星[1][6]SN 1006就被認為是個著名的例子。

白矮星在形成之初仍十分炽熱,但是由于後續沒有能量來源,它會因為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温和轉紅。在极为漫长的一段冷却時間裡,白矮星内的物質將從核心開始結晶。這顆恆星残骸的低溫意味著它將不再發出顯著的熱量,最終將成為冰冷的黑矮星[6]。不过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[10],所以認為還沒有黑矮星存在[1][5]。现存最古老的白矮星仍然在以幾千K的溫度持续輻射能量。

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Johnson, J. Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars. Lecture notes, Astronomy 162. Ohio State University. 2007 [17 October 2011]. (原始内容存档于31 March 2012). 
  2. ^ Henry, T. J. The One Hundred Nearest Star Systems. Research Consortium on Nearby Stars. 1 January 2009 [21 July 2010]. (原始内容存档于12 November 2007). 
  3. ^ 引证错误:没有为名为schatzman的参考文献提供内容
  4. ^ 引证错误:没有为名为holberg的参考文献提供内容
  5. ^ 5.0 5.1 Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. The Potential of White Dwarf Cosmochronology. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2001, 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535可免费查阅. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 Richmond, M. Late stages of evolution for low-mass stars. Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. [3 May 2007]. (原始内容存档于4 September 2017). 
  7. ^ Werner, K.; Hammer, N. J.; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries. 14th European Workshop on White Dwarfs. 2005, 334: 165. Bibcode:2005ASPC..334..165W. arXiv:astro-ph/0410690可免费查阅. 
  8. ^ Liebert, J.; Bergeron, P.; Eisenstein, D.; Harris, H. C.; Kleinman, S. J.; Nitta, A.; Krzesinski, J. A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass. The Astrophysical Journal. 2004, 606 (2): L147. Bibcode:2004ApJ...606L.147L. S2CID 118894713. arXiv:astro-ph/0404291可免费查阅. doi:10.1086/421462. 
  9. ^ Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf (新闻稿). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 17 April 2007 [20 April 2007]. (原始内容存档于22 April 2007). 
  10. ^ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; et al. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2007, 170 (2): 377–408. Bibcode:2007ApJS..170..377S. S2CID 1386346. arXiv:astro-ph/0603449可免费查阅. doi:10.1086/513700. 



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