白矮星

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白矮星
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白矮星是恒星演化末期产生的天体。这些恒星不能维持核聚变反应，所以在经过氦闪进化到红巨星阶段之后，他们会将外壳抛出形成行星状星云，而留下一个核聚变产生的的高密度核心，即白矮星。

由于缺乏能量的来源，白矮星会逐步释放热能而发光而冷却。其核心靠电子的斥力对抗重力，其密度可达每立方厘米十吨。电子斥力不足以支持超过1.4倍太阳质量的白矮星，外壳的重力会进一步使恒星塌缩成中子星或者黑洞。这个过程中经常伴随着超新星爆发。

释放能量会造成恒星逐步冷却，表面温度逐渐降低，恒星的颜色也会随之变化。经过数千亿年之后，白矮星会冷却到无法发光，成为黑矮星。但是目前普遍认为宇宙的年龄（150亿年）不足以使任何白矮星演化到这一阶段。

形成
白矮星是中低质量的恒星的演化路线的终点。在红巨星阶段的末期，恒星的中心会因为温度、压力不足或者核聚变达到铁阶段而停止产生能量（产生比铁还重的元素不能产生能量，而需要吸收能量）。恒星外壳的重力会压缩恒星产生一个高密度的天体。

一个典型的稳定独立白矮星具有大约半个太阳质量，比地球略大。这种密度仅次于中子星和夸克星。如果白矮星的质量超过1.4倍太阳质量，那么原子核之间的电荷斥力不足以对抗重力，电子会被压入原子核而形成中子星。

大部分恒星的演化过程都包含白矮星阶段。由于很多恒星会通过新星或者超新星爆发将外壳抛出，一些质量略大的恒星也可能最终演化成白矮星。

双星或者多星系统中，由于星际物质的交换，恒星的演化过程可能与单独的恒星不同，例如天狼星的伴星就是一颗年老的大约一个太阳质量的白矮星，但是天狼星是一颗大约2.3个太阳质量的主序星。

历史上的发现
1892年，Alvan Graham Clark发现了天狼星的伴星。根据对恒星数据的分析，这个伴星的质量约一个太阳质量，表面温度大约25000K，但是其光度大约是天狼星的万分之一，所以根据光度和表面积的关系，推断出其大小与地球相当。这样的密度是地球上的物质达不到的。1917年，Adriaan Van Maanen发现了目前已知离太阳最近的白矮星Van Maanen星。

在十九世纪二十年代发现了量子理论之后，Ralph H. Fowler于1926年建立了一个基于费米-狄拉克统计的解释白矮星的密度的理论。

1930年，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡发现了白矮星的质量上限（钱德拉塞卡极限），并因此获得1983年的诺贝尔物理学奖。