白矮星:白色小體積恒星-中文百科頻道

形成過程

中低質量的恒星在渡過生命期的主序星階段，結束以氫聚變反應之後。将在核心進行氦聚變，将氦燃燒成碳和氧的三氦聚變過程，并膨脹成為一顆紅巨星。當紅巨星的外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向内收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終内核溫度将超過一億度，于是氦開始聚變成碳。經過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，恒星的結構組成已經不那麼簡單了：外殼仍然是以氫為主的混合物，而在它下面有一個氦層，氦層内部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加複雜，中心附近的溫度繼續上升，最終使碳轉變為其他元素。與此同時，紅巨星外部開始發生不穩定的脈動振蕩：恒星半徑時而變大，時而又縮小，穩定的主星序恒星變為極不穩定的巨大火球，火球内部的核反應也越來越趨于不穩定，忽而強烈，忽而微弱。

此時的恒星内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，在紅巨星内部，已經誕生了一顆白矮星。當恒星的不穩定狀态達到極限後，紅巨星會進行爆發，把核心以外的物質都抛離恒星本體，物質向外擴散成為星雲，殘留下來的内核就是我們能看到的白矮星。所以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。偶爾有些由氦組成的白矮星，不過這是由聯星的質量損失造成的。

白矮星的内部不再有物質進行核聚變反應，因此恒星不再有能量産生。這時它也不再由核聚變的熱來抵抗重力崩潰，而是由極端高密度的物質産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1.4倍太陽質量，也就是錢德拉塞卡極限。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量，有時經由伴星的質量傳遞，白矮星可能經由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。因此将會逐漸釋放它的熱量并解逐漸變冷（溫度降低），這意味着它的輻射會從最初的高色溫随着時間逐漸減小并且轉變成紅色。經過漫長的時間，白矮星的溫度将冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現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千K的溫度，還不可能有黑矮星的存在。

内部發現小“星球”或為結晶凝固形成

天文學讓我們了解到宇宙中發生的奇異事件，其所蘊含的物理解釋卻讓人難以想象，最近科學家發現白矮星的内部可能出現神奇的“結晶”核體。

大多數的恒星内核通過氫核聚變進行燃燒，将質量轉變為能量，并産生光和熱量，當恒星内部氫燃料完成消耗完後就開始進行氦融合反應，并形成更重的碳和氧，這一過程對于類似我們太陽這樣的恒星而言，就顯得較為短暫，并形成碳氧組成的白矮星，如果其質量大于1.4倍太陽質量，就會發生Ia型超新星爆發。

麥克唐納天文台的2.1米望遠鏡對GD518白矮星的觀測發現，其表面溫度達到12,000度，是太陽的兩倍左右，質量為太陽的1.2倍，根據恒星演化模型，其主要成分為氧和氖。通過對GD518白矮星亮度的變化判斷，實際上它正在進行“脈沖”式的膨脹和收縮，這意味着其内部存在不穩定性，科學家預測其内部已經出現了結晶或者凝固現象，形成一定半徑的“小結晶球”，這是一個非常不可思議的結果，科學家認為繼續對這顆白矮星進行調查，有助于為其他類型的超新星爆發提供依據，更好地測量出宇宙的大尺度範圍。

基本參數

表面重力：白矮星的表面重力等于地球表面的10億倍。在這樣高的壓力下，任何物體都已不複存在，連原子都被壓碎了：電子脫離了原子軌道變為自由電子。

體積：體積小，它的半徑接近于行星半徑，平均小于10的3次方千米。

光度：光度即恒星每秒鐘内輻射的總能量，即恒星發光本領的大小。白矮星的光度非常小，是正常恒星平均的10的3次方分之一。

質量：質量為2.213248萬億噸。

密度：白矮星密度高達1,000,000g/cm3（地球密度為5.5g/cm3），一顆與地球體積相當的白矮星（比如說天狼星的鄰星SiriusB）的表面重力約等于地球表面的18萬倍。

溫度：白矮星的表面溫度很高，平均為10的4次方℃。

磁場：白矮星的磁場高達10的5次方--10的7次方高斯。

天體特征

數量

人們已經觀測發現的白矮星有1000多顆。天狼星（Sirius）的伴星是第一顆被人們發現的白矮星，也是所觀測到的最亮的白矮星（8等星），它的密度在1000萬噸/立方米左右，體積比地球大不了多少，但質量卻和太陽差不多。

1982年出版的白矮星星表表明，銀河系中有488顆白矮星，它們都是離太陽不遠的近距天體。根據觀測資料統計，大約有3%的恒星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應占全部恒星的10%左右。

螺旋

在大約1，600光年遠的一個叫做J0806的非常著名的雙星系統裡，兩個緻密的白矮星每321秒繞各自的軌道旋轉一周。錢德拉天文台天文學家的X射線波段數據分析反駁了一個已經給人留

下深刻印象的觀點：這兩顆白矮星的短軌道周期處于一種穩定的狀态，當他們的螺旋湊的越近，他們的周期越短。即使它們是分開有80，000公裡的兩個星（地球與月亮的距離是400，000公裡），它們也注定要合并的。根據這個藝術家般的觀點描述，著名的J0806系統螺旋毀滅的原因便是同愛因斯坦相對論中預言的那樣：白矮星由于重力波産生的影響而最終喪失它的軌道能量。事實上，J0806可能是我們銀河系重力波最明亮的光源之一，可以直接利用未來設立在太空的重力波工具捕獲。

天體演變

白矮星屬于演化到晚年期的恒星，恒星在演化後期，抛射出大量的物質，經過大量的質量損失後，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雲（是宇宙中由高溫氣體、少量塵埃等組成的環狀或圓盤狀的物質），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，直至最後“死亡”。

電子簡并壓與白矮星強大的重力平衡，維持着白矮星的穩定。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。對單星系統而言，由于沒有熱核反應來提供能量，白矮星在發出光熱的同時，也以同樣的速度冷卻着。經過數千億年的漫長歲月，年老的白矮星将漸漸停止輻射而死去。它的軀體變成一個比鑽石還硬的巨大晶體——黑矮星而永存。

而對于多星系統，白矮星的演化過程則有可能被改變（例如雙星）。

發現曆史

第一顆被發現的白矮星是三合星的波江座40，它的成員是主序星的波江座40A，和在一段距離外組成聯星的白矮星波江座40B和主序星的波江座40C。波江座40B和波江座40C這一對聯星是威廉·赫歇爾在1783年1月31日發現的，它在1825年再度被Friedrich Georg Wilhelm Struve觀測，1851年被Otto Wilhelm von Struve觀測。在1910年，亨利·諾瑞斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明發現他有一顆黯淡不起眼的伴星，而波江座40B的光譜類型是A型或是白色。

1892年，Alvan Graham Clark發現了天狼星的伴星。根據對恒星數據的分析，這個伴星的質量約一個太陽質量，表面溫度大約25000K，但是其光度大約是天狼星的萬分之一，所以根據光度和表面積的關系，推斷出其大小與地球相當。這樣的密度是地球上的物質達不到的。1917年，Adriaan Van Maanen發現了目前已知離太陽最近的白矮星Van Maanen星。

1917年，範·馬南發現了一顆孤獨的白矮星，被稱為範馬南星。這三顆白矮星，最早發現的，是所謂的經典的白矮星。終于，有許多的黯淡的白色恒星被發現，它們都有高自行，表示都是緊鄰地球的低光度天體，因此都是白矮星。威廉·魯伊登在1922年要說明這種天體時，似乎是第一個使用白矮星這個名詞的人，稍後這個名詞經亞瑟·愛丁頓而通俗化了。

在二十世紀初由Max Planck等人發展出量子理論之後，Ralph H. Fowler于1926年建立了一個基于費米-狄拉克統計的解釋白矮星的密度的理論。

1930年，蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡（印度）發現了白矮星的質量上限（錢德拉塞卡極限），并因此獲得1983年的諾貝爾物理學獎。盡管有各種的懷疑，第一顆非經典的白矮星大約直到1930年代才被辨認出來。在1939年已經發現了18顆白矮星，在1940年代，魯伊登和其他人繼續研究白矮星，到1950年發現已經超過一百顆的白矮星，到了1999年，這個數目已經超過2000顆之後的史隆數位巡天發現的白矮星就超過9000顆，而絕大多數都是新發現的。

2014年4月，天文學家在浩瀚的宇宙之中發現了一顆已有110億年壽命的白矮星，它的溫度之低已經使構成它的碳結晶化，成為了一顆“鑽石星球”。此次發現的白矮星距離地球約900光年，在水瓶座的方向。據估計，這顆白矮星與地球大小相仿，已有110億年的壽命，約與銀河的壽命相當。它是人類迄今為止發現的溫度最低、亮度最暗的白矮星。由于溫度降低，構成這顆白矮星的碳已經結晶化，使它成為了一顆“鑽石星球”。此前，科學家們曾發現半人馬座一顆名為“BPM37093”的白矮星，直徑達4000公裡，重量相當于10的34次方克拉。科學家們從它的脈動振蕩着手，推斷出它的核心已經結晶。不過，盡管分子結構相似，但宇宙中的這種“鑽石”與通常所說的鑽石并不完全相同，僅從重量上，就不是人類身體所能承受的。因此，這顆“鑽石星球”盡管價值連城，但最适合它的位置，仍然是浩瀚宇宙中的微光。

2015年02月13日，西班牙馬德裡國家天文台科學家利用歐洲南方天文台的觀測設施，再結合加納利群島上的望遠鏡，天文學家在行星狀星雲Henize2-428的中心驚奇地發現了兩顆白矮星，它們是由白矮星構成的密近雙星。這兩顆白矮星近環繞彼此旋轉，間距越來越近，大約7億年後兩顆星合二為一之時，它們便會擁有足夠的物質，引發一場劇烈的超新星爆炸。此次發現的這兩顆白矮星，總質量大約為太陽的1.8倍，每4個小時相互繞轉一周。這兩顆恒星相距足夠近，按照愛因斯坦的廣義相對論，它們會因為輻射引力波而盤旋着越靠越近，在未來7億年内最終合并成一顆恒星。這是迄今發現的質量最大的白矮星雙星，未來當這兩顆白矮星合并為一體時，它們将發生一場失控的熱核爆炸，産生出一顆Ia型的超新星的首個案例。合并而成的那顆恒星質量太大，會超過白矮星的理論上限，沒有任何東西能夠阻止它在自身引力作用下坍縮，繼而爆炸成一顆超新星。這一觀測結果支持了這樣一個理論：中央雙星或許可以解釋某些行星狀星雲的古怪形狀，不過一個更有趣的結果也随之而來。利用加納利群島的望遠鏡所做的進一步觀測，讓科學家能夠測定這兩顆恒星的軌道，并推算出它們各自的質量及兩者的間距。

2015年3月15日，澳大利亞天文愛好者在射手座（也稱人馬座）的中心位置發現了一顆明亮的星體，其亮度約為+6等，在排除了小行星和恒星的可能性之後，認定這是一顆新星。2015年3月18日，日本天文愛好者再次觀測這顆新星時，亮度為+5.3等，據此可以推測其亮度還在不斷增加。

新星”并非從無到有的新生恒星，而是原本就在天空中，隻是比較暗淡，沒有被人觀測到。而當它爆發時，亮度會突然增加，被認為是新産生的恒星，因此而得名。新星的爆發源自白矮星和伴行構成的雙星系統産生的物質交換。對多數的雙星系統，氫燃燒的熱量是不穩定的，并且會很快的将大量的氫轉換成其他元素，而造成熱核反應。這個過程會釋放出大量的能量，使白矮星發生極端明亮的爆發，并将表面剩餘的氣體吹散。

2015年02月，發現行星狀星雲Henize2-428中央存在兩顆白矮星，質量比太陽要小一些，但兩顆白矮星正在相互靠近，大約在7億年内它們會發生合并，産生一次1a型超新星爆發，最終這兩顆白矮星會在一場超級爆發中煙消雲散。

太陽演變

現在的太陽上，絕大多數的氫正逐漸燃燒轉變為氦，可以說太陽正處于最穩定的主序星階段。對太陽這樣質量的恒星而言，主序星階段約可持續110億年。恒星由于放出光而慢慢地在收縮，而在收縮過程中，中心部分的密度就會增加，壓力也會升高，使得氫會燃燒得更厲害，這樣一來溫度就會升高，太陽的亮度也會逐漸增強。太陽自從45億年前進入主序星階段到現在，太陽光的亮度增強了30%，預計今後還會繼續增強，使地球溫度不斷升高。65億年後，當太陽的主序星階段結束時，預計太陽光的亮度将是現在的2.2倍，而地球的平均溫度要比現在高60℃左右。屆時就算地球上仍有海水，恐怕也快被蒸發光了。若僅從平均溫度來看，火星反而會是最适宜人類居住的星球。在主序星階段，因恒星自身引力而造成收縮的這股向内的力和因燃燒而引起的向外的力會互相牽制而達到平衡。但在65億年後，太陽中心部分的氫會燃盡，最後隻剩下其周圍的球殼狀部分有氫燃燒。在球殼内不再燃燒的區域，由于抵消引力的向外的力減弱而開始急速收縮，此時太陽會越來越亮，球殼外側部分因受到影響而導緻溫度升高并開始膨脹，這便是另一個階段－－紅巨星階段的開始。紅巨星階段會持續數億年，其間太陽的亮度會達到現在的2000倍，木星和土星周圍的溫度也會升高，木星的冰衛星以及作為土星特征的環都會被蒸發得無影無蹤，最後，太陽的外層部分甚至會膨脹到現在的地球軌道附近。

另一方面，從外層部分會不斷放出氣體，最終太陽的質量會減至主序星階段的60%。因太陽引力減弱之故，行星開始遠離太陽。當太陽質量減至原來的60%時，行星和太陽的距離要比現在擴大70%。這樣一來，雖然水星和金星被吞沒的可能性極大，但地球在太陽外層部分到達之前應該會拉大距離而存活下來，火星和木星型行星(木星，土星，天王星，海王星)也會存活下來。

像太陽這般質量的星球，在其密度已變得非常高的中心部分隻會收縮到一定程度，也就是溫度隻會升高到某種程度，中心部分的火會漸漸消失。太陽逐漸失去光芒，膨脹的外層部分将收縮，冷卻成緻密的白矮星。通過紅巨星時代考驗而存留下來的行星将會繼續圍繞太陽運行，所有一切都将被凍結，最後太陽系迎接的将會是寂靜狀态的結束。