什麼係白矮星???

白矮星，為恆星演化末期產生的天體。這些恆星不能維持核聚變反應，所以在經過氦閃進化到紅巨星階段之後，他們會將外殼拋出形成行星狀星雲，而留下一個核聚變產生的的高密度核心，即白矮星。

由於缺乏能量的來源，白矮星會逐步釋放熱能而發光而冷卻。其核心靠電子的斥力對抗重力，其密度可達每立方厘米十噸。電子斥力不足以支持超過1.4倍太陽質量的白矮星，外殼的重力會進一步使恆星塌縮成中子星或者黑洞。這個過程中經常伴隨著超新星爆發。

釋放能量會造成恆星逐步冷卻，表面溫度逐漸降低，恆星的顏色也會隨之變化。經過數千億年之後，白矮星會冷卻到無法發光，成為黑矮星。但是目前普遍認為宇宙的年齡（150億年）不足以使任何白矮星演化到這一階段。


形成
白矮星是中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、壓力不足或者核融合達到鐵階段而停止產生能量（產生比鐵還重的元素不能產生能量，而需要吸收能量）。恆星外殼的重力會壓縮恆星產生一個高密度的天體。

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，那麼原子核之間的電荷斥力不足以對抗重力，電子會被壓入原子核而形成中子星。

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，由於星際物質的交換，恆星的演化過程可能與單獨的恆星不同，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發現了天狼星的伴星。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發現了目前已知離太陽最近的白矮星Van Maanen星。

在十九世紀二十年代發現了量子理論之後，Ralph H. Fowler於1926年建立了一個基於費米-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·錢德拉塞卡發現了白矮星的質量上限（錢德拉塞卡極限），並因此獲得1983年的諾貝爾物理學獎。

是比1.44小紅巨星完後會變成！

***白矮星***

當恆星只剩下鐵核心，熱核反應再不能繼續，向外力抵不住重力，恆星便塌縮，質量比太陽七倍低的星便會演化成只由原子核和游離電子(或稱簡拼電子氣體)組成，由簡拼電子壓力維持的白矮星。白矮星密度非常高，達1014g/cm3。而最後一次的擴張使恆星的外層氣體和物質擴散開，形成白矮星的一層氣殼，稱為行星狀星雲