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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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| + | <center> 十万个为什么：白矮星是个什么星 </center> | ||
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於 2020年3月20日 (五) 20:51 的最新修訂
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[2]。
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。
視頻
白矮星 相關視頻
參考文獻
- ↑ 恆星死亡後變成白矮星，竟有機會被「喚醒」？！，外星探索網 ，2018-9-1
- ↑ 數值模擬白矮星結構，豆丁網， 2015-2-3