白矮星

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，但體積與地球相近。白矮星沒有核融合來產生能量，微弱的亮度來自儲存的能量的熱輻射。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。異常昏暗的白矮星在1910年首次被確認；白矮星這名稱是威廉·魯伊登在1922年命名的。 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），質量不夠高，因而不足以演化成為中子星。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。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 ）。質量非常低的恆星無法燃燒氦，因此氦白矮星可能是在聯星系統中經由質量流失形成的。 白矮星不再進行核融合反應，因此它已经彻底耗尽了全部的燃料。所以，它不能通過核融合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，这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；SN 1006就被認為是個著名的例子。 白矮星在形成之初仍十分炽熱，但是由于後續沒有能量來源，它會因為不斷的輻射能量而逐漸冷卻。這意味著，白矮星會經由它的輻射，從最初的高色溫，隨著時間的推移而降温和轉紅。在极为漫长的一段冷却時間裡，白矮星内的物質將從核心開始結晶。這顆恆星残骸的低溫意味著它將不再發出顯著的熱量或光，最終將成為冰冷的黑矮星。不过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，所以認為還沒有黑矮星存在。现存最古老的白矮星仍然在以幾千度K的溫度持续輻射能量。