特殊恒星：白矮星
白矮星（White Dwarf，也稱為簡(jiǎn)并矮星）是一種低光度、高密度、高溫度的恒星。因?yàn)樗念伾拾咨Ⅲw積比較矮小，因此被命名為白矮星。
白矮星是演化到末期的恒星，主要由碳構(gòu)成，外部覆蓋一層氫氣與氦氣。白矮星在億萬(wàn)年的時(shí)間里逐漸冷卻、變暗，它體積小，亮度低，但密度高，質(zhì)量大。
1982年出版的白矮星星表表明，銀河系中已被發(fā)現(xiàn)的白矮星有488顆，它們都是離太陽(yáng)不遠(yuǎn)的近距天體。根據(jù)觀測(cè)資料統(tǒng)計(jì)，大約有3%的恒星是白矮星，但理論分析與推算認(rèn)為，白矮星應(yīng)占全部恒星的10%左右。
中低質(zhì)量的恒星在渡過生命期的主序星階段，結(jié)束以氫聚變反應(yīng)之后。將在核心進(jìn)行氦聚變，將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(dāng)紅巨星的外部區(qū)域迅速膨脹時(shí)，氦核受反作用力卻強(qiáng)烈向內(nèi)收縮，被壓縮的物質(zhì)不斷變熱，最終內(nèi)核溫度將超過一億度，于是氦開始聚變成碳。經(jīng)過幾百萬(wàn)年，氦核燃燒殆盡，恒星的結(jié)構(gòu)組成已經(jīng)不那么簡(jiǎn)單了：外殼仍然是以氫為主的混合物，而在它下面有一個(gè)氦層，氦層內(nèi)部還埋有一個(gè)碳球。核反應(yīng)過程變得更加復(fù)雜，中心附近的溫度繼續(xù)上升，最終使碳轉(zhuǎn)變?yōu)槠渌亍Ｅc此同時(shí)，紅巨星外部開始發(fā)生不穩(wěn)定的脈動(dòng)振蕩：恒星半徑時(shí)而變大，時(shí)而又縮小，穩(wěn)定的主星序恒星變?yōu)闃O不穩(wěn)定的巨大火球，火球內(nèi)部的核反應(yīng)也越來(lái)越趨于不穩(wěn)定，忽而強(qiáng)烈，忽而微弱。此時(shí)的恒星內(nèi)部核心實(shí)際上密度已經(jīng)增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時(shí)，在紅巨星內(nèi)部，已經(jīng)誕生了一顆白矮星。當(dāng)恒星的不穩(wěn)定狀態(tài)達(dá)到極限后，紅巨星會(huì)進(jìn)行爆發(fā)，把核心以外的物質(zhì)都拋離恒星本體，物質(zhì)向外擴(kuò)散成為星云，殘留下來(lái)的內(nèi)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(dá)到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的溫度，這時(shí)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(lián)星的質(zhì)量損失造成的。
白矮星的內(nèi)部不再有物質(zhì)進(jìn)行核聚變反應(yīng)，因此恒星不再有能量產(chǎn)生。這時(shí)它也不再由核聚變的熱來(lái)抵抗重力崩潰，而是由極端高密度的物質(zhì)產(chǎn)生的電子簡(jiǎn)并壓力來(lái)支撐。物理學(xué)上，對(duì)一顆沒有自轉(zhuǎn)的白矮星，電子簡(jiǎn)并壓力能夠支撐的最大質(zhì)量是1.4倍太陽(yáng)質(zhì)量，許多碳氧白矮星的質(zhì)量都接近這個(gè)極限的質(zhì)量，有時(shí)經(jīng)由伴星的質(zhì)量傳遞，白矮星可能經(jīng)由碳引爆過程爆炸成為一顆Ia超新星。
白矮星形成時(shí)的溫度非常高，但是因?yàn)闆]有能量的來(lái)源。因此將會(huì)逐漸釋放它的熱量并解逐漸變冷（溫度降低），這意味著它的輻射會(huì)從最初的高色溫隨著時(shí)間逐漸減小并且轉(zhuǎn)變成紅色。經(jīng)過漫長(zhǎng)的時(shí)間，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星。但是，現(xiàn)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(shù)千K的溫度，還不可能有黑矮星的存在。
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