白矮星
低質量恒星演化的最終產物 / 維基百科,自由的 encyclopedia
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。白矮星沒有核聚變來產生能量,微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射[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]。
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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、低質量的恆星結束氫融合階段後,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,但仍不足以融合氖,這可能會形成氧氖鎂白矮星(ONeMg或ONe 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。
白矮星不再進行核聚變反應,因此它已經徹底耗盡了全部的燃料。所以,它不能通過核聚變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1.44M☉,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熾熱,但是由於後續沒有能量來源,它會因為不斷的輻射能量而逐漸冷卻。這意味着,白矮星會經由它的輻射,從最初的高色溫,隨着時間的推移而降溫和轉紅。在極為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着它將不再發出顯著的熱量或光,最終將成為冰冷的黑矮星[6]。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[10],所以認為還沒有黑矮星存在[1][5]。現存最古老的白矮星仍然在以幾千K的溫度持續輻射能量。