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| − | + | ''' 白矮星''' （white dwarf），也称为简并矮星，是由简并态物质构成的致密[[ 天体]] 。它们的密度极高，一颗质量与[[ 太阳]] 相当的白矮星[[ 体积]] 只有[[ 地球]] 一般的大小，微弱的光度则来自过去储存的热能[1]。在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星。这种异常微弱的白矮星大约在1910年就被[[ 亨利·诺利斯·罗素]] 、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·鲁伊登在1922年取的。 | |
==形成== | ==形成== | ||
| − | 白矮星是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、压力不足以使碳氧元素进行核聚变，从而产生一个致密天体。 | + | 白矮星是低质量的[[ 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]] 不足以使碳氧元素进行[[ 核聚变]] ，从而产生一个致密天体。 |
| − | 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，那么电子简并压将无法抵抗引力坍缩，致使内部核心达到点燃碳氧元素的温度从而使整个星体经历一场毁灭性的爆炸，一般称 | + | 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，那么电子简并压将无法抵抗引力坍缩，致使内部核心达到点燃碳氧元素的温度从而使整个星体经历一场毁灭性的爆炸，一般称 为[[Ia 型超新星]] 爆发。 |
| − | 大部分恒星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。 | + | 大部分恒星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，由于恒星质量（物质）的交换，恒星的演化过程与单独的恒星不同，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。 | + | 双星或者多星系统中，由于[[ 恒星质量]] （物质）的交换，恒星的演化过程与单独的恒星不同，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== | ==历史上的发现== | ||
| − | 1892年，Alvan Graham Clark发现天狼星的伴星。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发现目前已知离太阳最近的白矮星Van Maanen星。 | + | 1892年，Alvan Graham Clark发现天狼星的伴星。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发现目前已知离太阳最近的白矮星Van Maanen星。 |
| − | 在二十世纪初由Max Planck等人发展出量子理论之后，Ralph H. Fowler于1926年建立一个基于费米-狄拉克统计的解释白矮星的密度的理论。 | + | 在二十世纪初由Max Planck等人发展出[[ 量子理论]] 之后，Ralph H. Fowler于1926年建立一个基于费米-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。 | + | 1930年，苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡发现白矮星的质量上限（[[ 钱德拉塞卡极限]] ），并因此获得1983年的[[ 诺贝尔物理学奖]] 。 |
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| + | ==参考文献== | ||
於 2020年3月19日 (四) 23:36 的修訂
白矮星（white dwarf），也稱為簡併矮星，是由簡併態物質構成的緻密天體。它們的密度極高，一顆質量與太陽相當的白矮星體積只有地球一般的大小，微弱的光度則來自過去儲存的熱能[1]。在太陽附近的區域內已知的恆星中大約有6%是白矮星。這種異常微弱的白矮星大約在1910年就被亨利·諾利斯·羅素、愛德華·皮克林和威廉·佛萊明等人注意到, p. 1白矮星的名字是威廉·魯伊登在1922年取的。
形成
白矮星是低質量的恆星的演化路線的終點。在紅巨星階段的末期，恆星的中心會因為溫度、壓力不足以使碳氧元素進行核聚變，從而產生一個緻密天體。
一個典型的穩定獨立白矮星具有大約半個太陽質量，比地球略大。這種密度僅次於中子星和夸克星。如果白矮星的質量超過1.4倍太陽質量，那麼電子簡併壓將無法抵抗引力坍縮，致使內部核心達到點燃碳氧元素的溫度從而使整個星體經歷一場毀滅性的爆炸，一般稱為Ia型超新星爆發。
大部分恆星演化過程都包含白矮星階段。由於很多恆星會通過新星或者超新星爆發將外殼拋出，一些質量略大的恆星也可能最終演化成白矮星。
雙星或者多星系統中，由於恆星質量（物質）的交換，恆星的演化過程與單獨的恆星不同，例如天狼星的伴星就是一顆年老的大約一個太陽質量的白矮星，但是天狼星是一顆大約2.3個太陽質量的主序星。
歷史上的發現
1892年，Alvan Graham Clark發現天狼星的伴星。根據對恆星數據的分析，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係，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發現目前已知離太陽最近的白矮星Van Maanen星。
在二十世紀初由Max Planck等人發展出量子理論之後，Ralph H. Fowler於1926年建立一個基於費米-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·錢德拉塞卡發現白矮星的質量上限（錢德拉塞卡極限），並因此獲得1983年的諾貝爾物理學獎。