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白矮星

白矮星(White Dwarf,也称为简并矮星)是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小,因此被命名为白矮星。表面温度8000K,发出白光,可有几十亿年寿命。 [1]

白矮星(White Dwarf,也称为简并矮星)是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小,因此被命名为白矮星。白矮星是演化到末期的恒星,主要由碳构成,外部覆盖一层氢气与氦气。白矮星在亿万年的时间里逐渐冷却、变暗,它体积小,亮度低,但密度高,质量大。1982年出版的白矮星星表表明,银河系中已被发现的白矮星有488颗,它们都是离太阳不远的近距天体。根据观测资料统计,大约有3%的恒星是白矮星,但理论分析与推算认为,白矮星应占全部恒星的10%左右。

中低质量的恒星在渡过生命期的主序星阶段,结束以氢聚变反 应之后。将在核心进行氦聚变,将氦燃烧成碳和氧的三氦聚变过程,并膨胀成为一颗红巨星。

当红巨星的外部区域迅速膨胀时,氦核受反作用力却强烈向内收缩,被压缩的物质不断变热,最终内核温度将超过一亿度,于是氦开始聚变成碳。经过几百万年,氦核燃烧殆尽,恒星的结构组成已经不那么简单了:外壳仍然是以氢为主的混合物,而在它下面有一个氦层,氦层内部还埋有一个碳球。核反应过程变得更加复杂,中心附近的温度继续上升,最终使碳转变为其他元素。与此同时,红巨星外部开始发生不稳定的脉动振荡:恒星半径时而变大,时而又缩小,稳定的主星序恒星变为极不稳定的巨大火球,火球内部的核反应也越来越趋于不稳定,忽而强烈,忽而微弱。此时的恒星内部核心实际上密度已经增大到每立方厘米十吨左右,我们可以说,此时,在红巨星内部,已经诞生了一颗白矮星。当恒星的不稳定状态达到极限后,红巨星会进行爆发,把核心以外的物质都抛离恒星本体,物质向外扩散成为星云,残留下来的内核就是我们能看到的白矮星。所以白矮星通常都由碳和氧组成。但也有可能核心的温度可以达到燃烧碳却仍不足以燃烧氖的温度,这时就能形成核心由氧、氖和镁组成的白矮星。偶尔有些由氦组成的白矮星,不过这是由联星的质量损失造成的。

白矮星的内部不再有物质进行核聚变反应,因此恒星不再有能量产生。这时它也不再由核聚变的热来抵抗重力崩溃,而是由极端高密度的物质产生的电子简并压力来支撑。物理学上,对一颗没有自转的白矮星,电子简并压力能够支撑的最大质量是1.4倍太阳质量,也就是钱德拉塞卡极限。许多碳氧白矮星的质量都接近这个极限的质量,有时经由伴星的质量传递,白矮星可能经由碳引爆过程爆炸成为一颗Ia超新星。

白矮星形成时的温度非常高,但是因为没有能量的来源。因此将会逐渐释放它的热量并解逐渐变冷 (温度降低),这意味着它的辐射会从最初的高色温随着时间逐渐减小并且转变成红色。经过漫长的时间,白矮星的温度将冷却到光度不再能被看见,而成为冷的黑矮星。但是,现在的宇宙仍然太年轻 (大约137亿岁),即使是最年老的白矮星依然辐射出数千K的温度,还不可能有黑矮星的存在。 [2]

天文学让我们了解到宇宙中发生的奇异事件,其所蕴含的物理解释却让人难以想象,最近科学家发现白矮星的内部可能出现神奇的“结晶”核体。

大多数的恒星内核通过氢核聚变进行燃烧,将质量转变为能量,并产生光和热量,当恒星内部氢燃料完成消耗完后就开始进行氦融合反应,并形成更重的碳和氧,这一过程对于类似我们太阳这样的恒星而言,就显得较为短暂,并形成碳氧组成的白矮星,如果其质量大于1.4倍太阳质量,就会发生Ia型超新星爆发。

麦克唐纳天文台的2.1米望远镜对GD 518白矮星的观测发现,其表面温度达到12,000度,是太阳的两倍左右,质量为太阳的1.2倍,根据恒星演化模型,其主要成分为氧和氖。通过对GD 518白矮星亮度的变化判断,实际上它正在进行“脉冲”式的膨胀和收缩,这意味着其内部存在不稳定性,科学家预测其内部已经出现了结晶或者凝固现象,形成一定半径的“小结晶球”,这是一个非常不可思议的结果,科学家认为继续对这颗白矮星进行调查,有助于为其他类型的超新星爆发提供依据,更好地测量出宇宙的大尺度范围。 [3]

表面重力

一颗与地球体积相当的白矮星(比如说天狼星的邻星Sirius B)的表面重力约等于地球表面的18万倍。在这样高的压力下,任何物体都已不复存在,连原子都被压碎了,电子脱离了原子轨道变为自由电子。 [4]

体积

体积小,它的半径接近于行星半径,平均小于103千米。

光度

光度即恒星每秒钟内辐射的总能量,即恒星发光本领的大小。白矮星的光度非常小,是正常恒星平均的103分之一。

质量

质量为2.213248万亿吨。

密度

白矮星密度高达1,000,000 g/cm3(地球密度为5.5g/cm3)。

温度

白矮星的表面温度很高,平均为104℃。

磁场

白矮星的磁场高达105--107高斯。

为了利用白矮星进行宇宙纪年学的研究,就必须计算白矮星的冷却速率。白矮星的冷却速率基本上依赖于两个方面 [5]

白矮星内部储存了多少热能;

能量从热的内核以多快的速率经过稀薄而不透明的外层损失掉。

因此,先要根据热力学计算白矮星内部包含的总能量,然后再求解整颗星的能量传输问题。这需要精确的热力学描述方程以及包层的辐射与传导不透明度。此外,还要解决对流输运问题,并且需要用更精确的大气模型作为外边界条件。

Mestel对白矮星冷却的计算被视为经典冷却理论,以后的模型都是在这个基础上不断完善和发展起来的。Mestel给出

其中A为核心物质的原子量,拼为包层物质的平均分子量,M和L分别代表白矮星的质量与光度。上式虽然不够完善,但是从中可以看出白矮星的冷却时间与核心化学成分、包层化学成分、质量和光度有关。Lamb在此基础上做了一些修正,并发展了第一个白矮星演化程序,随后这个程序被不断发展完善,直到今天仍在不断改进之中。

Chabrier1998年的工作比较详细地描述了白矮星冷却计算的基本原理。考虑基本的物理因素,从热力学原理出发,他推导出白矮星冷却计算的基本公式:

其中dq/dt表示单位质量的热量损失率;du/dw分别表示单位内能和引力能的变化;为单位质量的中微子发射率。上式描述了白矮星冷却的基本过程:损失的能量等于内能与引力能的变化及中微子带走的能量之和.这虽然是个简化的模型,但是可以从中了解到白矮星演化模型建立的基本方法。

人们已经观测发现的白矮星有1000多颗。天狼星(Sirius)的伴星是第一颗被人们发现的白矮星,也是所观测到的最亮的白矮星(8等星),它的密度在1000万吨/立方米左右,体积比地球大不了多少,但质量却和太阳差不多。

1982年出版的白矮星星表表明,银河系中有488颗白矮星,它们都是离太阳不远的近距天体。根据观测资料统计,大约有3%的恒星是白矮星,但理论分析与推算认为,白矮星应占全部恒星的10%左右。

在大约1,600光年远的一个叫做J0806的非常著名的双星系统里,两个致密的白矮星每321秒绕各自的轨道旋转一周。钱德拉天文台天文学家的X射线波段数据分析反驳了一个已经给人留下深刻印象的观点:这两颗白矮星的短轨道周期处于一种稳定的状态,当他们的螺旋凑的越近,他们的周期越短。即使它们是分开有80,000公里的两个星(地球与月亮的距离是400,000 公里),它们也注定要合并的。根据这个艺术家般的观点描述,著名的J0806系统螺旋毁灭的原因便是同爱因斯坦相对论中预言的那样:白矮星由于重力波产生的影响而最终丧失它的轨道能量。事实上,J0806可能是我们银河系重力波最明亮的光源之一,可以直接利用未来设立在太空的重力波工具捕获。 [6]

白矮星属于演化到晚年期的恒星,恒星在演化后期,抛射出大量的物质,经过大量的质量损失后,如果剩下的核的质量小于1.44个太阳质量,这颗恒星便可能演化成为白矮星。对白矮星的形成也有人认为,白矮星的前身可能是行星状星云(是宇宙中由高温气体、少量尘埃等组成的环状或圆盘状的物质),它的中心通常都有一个温度很高的恒星──中心星,它的核能源已经基本耗尽,整个星体开始慢慢冷却、晶化,直至最后“死亡”。

电子简并压与白矮星强大的重力平衡,维持着白矮星的稳定。当白矮星质量进一步增大,电子简并压就有可能抵抗不住自身的引力收缩,白矮星还会坍缩成密度更高的天体:中子星或黑洞。对单星系统而言,由于没有热核反应来提供能量,白矮星在发出光热的同时,也以同样的速度冷却着。经过数千亿年的漫长岁月,年老的白矮星将渐渐停止辐射而死去。它的躯体变成一个比钻石还硬的巨大晶体黑矮星。

而对于多星系统,白矮星的演化过程则有可能被改变(例如双星)。 [7]

第一颗被发现的白矮星是三合星的波江座 40,它的成员是主序星的波江座 40A,和在一段距离外组成联星的白矮星波江座 40B和主序星的波江座 40C。波江座 40B和波江座 40C这一对联星是威廉赫歇尔在1783年1月31日发现的,它在1825年再度被Friedrich Georg Wilhelm Struve观测,1851年被Otto Wilhelm von Struve观测。

在1910年,亨利诺瑞斯罗素、爱德华皮克林和威廉佛莱明发现他有一颗黯淡不起眼的伴星,而波江座 40B的光谱类型是A型或是白色。 [8]

1892年,Alvan Graham Clark发现了天狼星的伴星。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发现了目前已知离太阳最近的白矮星Van Maanen星。

1917年,范马南发现了一颗孤独的白矮星,被称为范马南星。这三颗白矮星,最早发现的,是所谓的经典的白矮星。终于,有许多的黯淡的白色恒星被发现,它们都有高自行,表示都是紧邻地球的低光度天体,因此都是白矮星。 威廉鲁伊登在1922年要说明这种天体时,似乎是第一个使用白矮星这个名词的人,稍后这个名词经亚瑟爱丁顿而通俗化了。

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年建立了一个基于费米-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(印度)发现了白矮星的质量上限(钱德拉塞卡极限),并因此获得1983年的诺贝尔物理学奖。

尽管有各种的怀疑,第一颗非经典的白矮星大约直到1930年代才被辨认出来。在1939年已经发现了18颗白矮星,在1940年代,鲁伊登和其他人继续研究白矮星, 到1950年发现已经超过一百颗的白矮星,到了1999年,这个数目已经超过2000颗之后的史隆数位巡天发现的白矮星就超过9000颗,而绝大多数都是新发现的。 [8]

2014年4月,天文学家在浩瀚的宇宙之中发现了一颗已有110亿年寿命的白矮星,它的温度之低已经使构成它的碳结晶化,成为了一颗“钻石星球”。此次发现的白矮星距离地球约900光年,在水瓶座的方向。据估计,这颗白矮星与地球大小相仿,已有110亿年的寿命,约与银河的寿命相当。它是人类迄今为止发现的温度最低、亮度最暗的白矮星。由于温度降低,构成这颗白矮星的碳已经结晶化,使它成为了一颗“钻石星球”。此前,科学家们曾发现半人马座一颗名为“BPM37093”的白矮星,直径达4000公里,重量相当于1034克拉。科学家们从它的脉动振荡着手,推断出它的核心已经结晶。不过,尽管分子结构相似,但宇宙中的这种“钻石”与通常所说的钻石并不完全相同,仅从重量上,就不是人类身体所能承受的。因此,这颗“钻石星球”尽管价值连城,但最适合它的位置,仍然是浩瀚宇宙中的微光。 [9]

2015年02月13日,西班牙马德里国家天文台科学家利用欧洲南方天文台的观测设施,再结合加纳利群岛上的望远镜,天文学家在行星状星云Henize 2-428的中心惊奇地发现了两颗白矮星,它们是由白矮星构成的密近双星。这两颗白矮星近环绕彼此旋转,间距越来越近,大约7亿年后两颗星合二为一之时,它们便会拥有足够的物质,引发一场剧烈的超新星爆炸。此次发现的这两颗白矮星,总质量大约为太阳的1.8倍,每4个小时相互绕转一周。这两颗恒星相距足够近,按照爱因斯坦的广义相对论,它们会因为辐射引力波而盘旋着越靠越近,在未来7亿年内最终合并成一颗恒星。这是迄今发现的质量最大的白矮星双星,未来当这两颗白矮星合并为一体时,它们将发生一场失控的热核爆炸,产生出一颗Ia型的超新星的首个案例。合并而成的那颗恒星质量太大,会超过白矮星的理论上限,没有任何东西能够阻止它在自身引力作用下坍缩,继而爆炸成一颗超新星。这一观测结果支持了这样一个理论:中央双星或许可以解释某些行星状星云的古怪形状,不过一个更有趣的结果也随之而来。利用加纳利群岛的望远镜所做的进一步观测,让科学家能够测定这两颗恒星的轨道,并推算出它们各自的质量及两者的间距。 [10-11]

2015年3月15日,澳大利亚天文爱好者 在射手座(也称人马座)的中心位置发现了一颗明亮的星体,其亮度约为+6等,在排除了小行星和恒星的可能性之后,认定这是一颗新星。2015年3月18日,日本天文爱好者再次观测这颗新星时,亮度为+5.3等,据此可以推测其亮度还在不断增加。

新星”并非从无到有的新生恒星,而是原本就在天空中,只是比较暗淡,没有被人观测到。而当它爆发时,亮度会突然增加,被认为是新产生的恒星,因此而得名。新星的爆发源自白矮星和伴行构成的双星系统产生的物质交换。对多数的双星系统,氢燃烧的热量是不稳定的,并且会很快的将大量的氢转换成其他元素,而造成热核反应。这个过程会释放出大量的能量,使白矮星发生极端明亮的爆发,并将表面剩余的气体吹散。

2015年02月,发现行星状星云Henize 2-428中央存在两颗白矮星,质量比太阳要小一些,但两颗白矮星正在相互靠近,大约在7亿年内它们会发生合并,产生一次la型超新星爆发,最终这两颗白矮星会在一场超级爆发中烟消云散。 [12]

太阳上绝大多数的氢正逐渐燃烧转变为氦,可以说太阳正处于最稳定的主序星阶段。对太阳这样质量的恒星而言,主序星阶段约可持续110亿年。恒星由于放出光而慢慢地在收缩,而在收缩过程中,中心部分的密度就会增加,压力也会升高,使得氢会燃烧得更厉害,这样一来温度就会升高,太阳的亮度也会逐渐增强。太阳自从45亿年前进入主序星阶段到如今,太阳光的亮度增强了30%,预计今后还会继续增强,使地球温度不断升高。65亿年后,当太阳的主序星阶段结束时,预计太阳光的亮度将是如今的2.2倍,而地球的平均温度要比如今高60℃左右。届时就算地球上仍有海水,恐怕也快被蒸发光了。若仅从平均温度来看,火星反而会是最适宜人类居住的星球。在主序星阶段,因恒星自身引力而造成收缩的这股向内的力和因燃烧而引起的向外的力会互相牵制而达到平衡。但在65亿年后,太阳中心部分的氢会燃尽,最后只剩下其周围的球壳状部分有氢燃烧。在球壳内不再燃烧的区域,由于抵消引力的向外的力减弱而开始急速收缩,此时太阳会越来越亮,球壳外侧部分因受到影响而导致温度升高并开始膨胀,这便是另一个阶段--红巨星阶段的开始。红巨星阶段会持续数亿年,其间太阳的亮度会达到如今的2000倍,木星和土星周围的温度也会升高,木星的冰卫星以及作为土星特征的环都会被蒸发得无影无踪,最后,太阳的外层部分甚至会膨胀到如今的地球轨道附近。

另一方面,从外层部分会不断放出气体,最终太阳的质量会减至主序星阶段的60%。因太阳引力减弱之故,行星开始远离太阳。当太阳质量减至原来的60%时,行星和太阳的距离要比现在扩大70%。这样一来,虽然水星和金星被吞没的可能性极大,但地球在太阳外层部分到达之前应该会拉大距离而存活下来,火星和木星型行星(木星,土星,天王星,海王星)也会存活下来。

像太阳这般质量的星球,在其密度已变得非常高的中心部分只会收缩到一定程度,也就是温度只会升高到某种程度,中心部分的火会渐渐消失。太阳逐渐失去光芒,膨胀的外层部分将收缩,冷却成致密的白矮星。通过红巨星时代考验而存留下来的行星将会继续围绕太阳运行,所有一切都将被冻结,最后太阳系迎接的将会是寂静状态的结束。

若太阳这种恒星变为白矮星,每秒自转一周。密度至少为1.41×1011 kg/m3


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