甲白矮星是在其演进，在其核心已经使用了所有的氢，以及在其内反应器中的燃料的最后阶段的星形。在这种情况下，恒星会由于自身的引力而冷却并收缩。
它只有在其存在期间储存的热量，因此在某种程度上，白矮星就像是在扑灭巨大篝火后残留的余烬。最后一道热气离开它，将它变成冷淡的黑暗物体，将需要数百万年的时间。
图1. Chandra拍摄的X射线双星系统天狼星A（主星）和天狼星B（白矮星）的特写。资料来源：维基共享资源。
发现
尽管现在知道它们非常丰富，但是它们非常小，因此很难发现。
第一个白矮星是威廉·赫歇尔（William Herschel）于1783年在埃里达诺（Eridano）星座中发现的，它是埃里达尼（Eridani）星系40的一部分，其最亮的恒星是阿切尔纳尔（Achernar），冬天在南方（北半球）可见。
40 Eridani由三颗恒星组成，其中一颗是40 Eridane A.肉眼可见，但40 Eridani B和40 Eridani C较小。B是白矮星，而C是红矮星。
多年后，在发现40 Eridani系统后，德国天文学家Friedrich Bessel在1840年发现了Canis Major中最亮的天狼星Sirius有一个谨慎的伴侣。
贝塞尔在天狼星的轨迹中观察到较小的弯曲，其解释只能是邻近另一颗较小的恒星。它被称为天狼星B，其亮度是出色的天狼星A的10,000倍。
事实证明，天狼星B的大小与海王星一样小或更小，但是密度却很高，表面温度为8000K。由于天狼星B的辐射与白色光谱相对应，因此被称为“白矮星”。
从那时起，每一个具有这些特征的恒星都被称为，尽管白矮星也可以是红色或黄色，因为它们的温度不同，白色是最常见的。
特点
根据斯隆数字天空调查（SDSS），迄今为止，已经记录了大约9000颗被归类为白矮星的恒星，该项目致力于为已知宇宙绘制详细的三维地图。正如我们已经说过的，由于它们的发光度较弱，因此不容易发现。
太阳附近有很多白矮星，其中许多是由天文学家G. Kuyper和W. Luyten在1900年代早期发现的。因此，根据现有技术，已经相对容易地研究了其主要特性。
最杰出的是：
-体积小巧，堪比一颗行星。
-高密度。
-低亮度。
-温度在100000到4000 K之间。
-他们有磁场。
-他们有氢气和氦气的气氛。
-强烈的引力场。
-由于辐射造成的能量损失低，这就是为什么它们冷却非常缓慢的原因。
由于温度和光度，已知它们的半径非常小。一个白矮星，其表面温度与太阳的温度相似，几乎不会发出其亮度的千分之一。因此，侏儒的表面必须很小。
图2.天狼星B和金星行星的直径大致相同。已标记
如上所述，高温和小半径的结合使恒星显得白色。
关于它们的结构，推测它们具有晶体性质的固体核，被气态物质包围。
这可能是由于恒星的核反应堆中发生了连续的转变：从氢到氦，从氦到碳，以及从碳到重元素。
这是一种真实的可能性，因为矮人核心的温度足够低，以至于无法存在这样一个坚固的核心。
实际上，最近发现了一个白矮星，它被认为具有4000公里直径的钻石核，位于距离地球53光年的Alpha Centauri星座。
白矮星的密度
白矮星密度的问题在19世纪末20世纪初引起了天文学家的极大震惊。计算结果表明密度很高。
白矮星的质量可以压缩到地球大小，是太阳的质量的1.4倍。这样，它的密度是水的密度的一百万倍，正是维持白矮星的密度。这怎么可能？
量子力学声称，像电子这样的粒子只能占据一定的能级。还有一个限制电子围绕原子核排列的原理：保利排斥原理。
根据物质的这种性质，两个电子在同一系统内不可能具有相同的量子态。而且，在一般情况下，并非所有允许的能级通常都被占用，只有一部分被占用。
这就解释了为什么陆地物质的密度只有几克每立方厘米。
退化物质
每个能级占据一定的体积，因此占据一个能级的区域不会与另一个能级重叠。这样，具有相同能量的两个能级可以毫无问题地共存，只要它们不重叠即可，因为存在一种退化力来阻止它。
这就产生了一种量子屏障，它限制了恒星中物质的收缩，从而产生了一种可以补偿重力崩溃的压力。这保持了白矮星的完整性。
同时，电子填充所有可能的能量位置，迅速填充最低的位置，并且仅填充具有最高能量的位置。
在这些情况下，在所有能量状态都被占据的情况下，物质处于一种在物理学中称为简并状态的状态。根据排除原理，它是最大可能密度的状态。
但是由于电子的位置△x的不确定性极小，由于密度高，根据海森堡不确定性原理，线性矩△p的不确定性将非常大，以补偿△x的微小性并满足所以：
△x△p≥ћ/ 2
ћ是h /2π，其中h是普朗克常数。因此，电子的速度接近光速，并且由于碰撞也增加，因此电子施加的压力增加。
该量子压力称为费米压力，与温度无关。这就是为什么白矮星可以在任何温度（包括绝对零）下都具有能量的原因。
演化
由于天文观测和计算机模拟，像我们的太阳这样的典型恒星的形成过程如下：
-首先，由于重力作用，富含氢气和氦气的气体和宇宙尘埃凝结，形成了恒星，即年轻的恒星。原恒星是一个快速收缩的球体，其温度在数百万年的过程中逐渐升高。
-一旦达到临界质量并且温度升高，核反应堆就会在恒星内部打开。当这种情况发生时，氢融合开始，恒星加入所谓的主序列（见图3）。
-一段时间后，原子核中的氢被耗尽，恒星最外层的氢以及原子核中的氦开始燃烧。
-星体膨胀，亮度增加，温度降低并变红。这是红色巨人阶段。
-由于恒星风的作用，恒星的最外层分离，形成行星状星云，尽管其中没有行星。该星云围绕恒星的核心（温度更高），一旦氢储备耗尽，它便开始燃烧氦气以形成更重的元素。
-星云消散，留下原始恒星的收缩核，成为白矮星。
尽管尽管仍然有物质，核聚变已经停止了，但恒星仍然具有令人难以置信的热量储备，该热量通过辐射发出非常缓慢。这个阶段持续很长时间（大约10 10年，估计的宇宙年龄）。
-寒冷后，发出的光会完全消失，白矮星会变成黑矮星。
图3。恒星的生命周期。资料来源：维基共享资源。RN贝利
太阳的进化
最有可能的是，由于其特性，我们的Sun经历了上述阶段。今天，太阳在主要序列中是成年恒星，但是所有恒星迟早都会离开它，尽管它们的大部分生命都在那里度过。
进入下一个红色巨人阶段将需要数百万年的时间。发生这种情况时，地球和其他内部行星将被升起的太阳吞没，但在此之前，海洋很可能已经蒸发，地球将变成沙漠。
并非所有恒星都经过这些阶段。这取决于它的质量。那些比太阳大得多的行星具有更壮观的结局，因为它们最终会成为超新星。在这种情况下，残留物可以是特殊的天文物体，例如黑洞或中子星。
钱德拉塞卡极限
1930年，一位名叫Subrahmanyan Chandrasekhar的19岁印度教天体物理学家确定了恒星中存在临界质量。
质量低于此临界值的恒星遵循白矮星的路径。但是，如果他的体重超过最高峰，他的日子就会以巨大的爆炸声结束。这是Chandrasekhar的极限，大约是太阳质量的1.44倍。
计算公式如下：
这里N是每单位质量的电子数，ћ是普朗克常数除以2π，c是真空中的光速，而G是万有引力常数。
这并不意味着比太阳大的恒星就不能成为白矮星。在整个主序中，恒星不断失去质量。它还在红色巨星和行星状星云阶段这样做。
另一方面，一旦变成白矮星，恒星的强大引力就可以吸引附近另一颗恒星的质量并增加自身的质量。一旦超过Chandrasekhar限制，矮星和另一颗恒星的尽头可能不会像这里描述的那样慢。
这种接近可以重启已灭绝的核反应堆，并导致巨大的超新星爆炸（超新星Ia）。
组成
当恒星核中的氢转化为氦时，它开始融合碳和氧原子。
并且当氦气储备耗尽时，只要核具有足够的压力来合成这些元素，白矮星主要由碳和氧组成，在某些情况下由氖和镁组成。
图4. AE Aquarii恒星是一颗脉动的白矮星。资料来源：NASA，通过Wikimedia Commons。
矮星可能具有稀薄的氦或氢气氛，因为当恒星的表面重力很高时，重元素往往会聚集在中心，从而使较轻的元素留在表面。
在某些侏儒中，甚至有可能融合氖原子并产生固态铁核。
训练
正如我们在前几段中所说的，白矮星是在恒星耗尽其氢储备后形成的。然后它膨胀并膨胀，然后以行星状星云的形式排出物质，将核保留在内部。
这个由退化物质组成的核心就是所谓的白矮星。一旦关闭聚变反应堆，它就会收缩并缓慢冷却，从而失去所有的热能和光度。
白矮星的类型
为了对包括白矮星在内的恒星进行分类，使用了光谱类型，而光谱类型又取决于温度。为命名矮星，使用大写字母D，后跟以下字母之一：A，B，C，O，Z，Q，X。其他字母P，H，E和V则表示另一系列特征更特别地。
这些字母中的每个字母都代表光谱的突出特征。例如，DA星是白矮星，其光谱具有氢谱线。DAV矮星具有氢线，此外，V表示它是变星或脉动星。
最后，将1到9之间的数字添加到字母序列中以指示温度指数n：
n = 50400 /星的有效T
白矮星的另一种分类是基于它们的质量：
-大约50万日照
-平均质量：M Sol的0.5至8倍之间
-太阳质量的8至10倍。
白矮星的例子
-Can Can星座中的Sirius B，Sirius A（夜空最亮的恒星）的同伴。它是所有物种中最接近的白矮星。
-AE Aquarii是发射X射线脉冲的白矮星。
-40 Eridani B，相距16光年。用望远镜观察
-HL Tau 67属于金牛座，是可变的白矮星，是首例被发现的矮星。
-DM天琴座是双星系统的一部分，是白矮星，在20世纪爆发为新星。
-WD B1620是白矮星，也属于二进制系统。伴星是脉动星。在这个系统中，有一颗行星同时绕着它们运行。
-Procyon B，Procyon A的伴侣，在小狗的星座中。
图5. Procyon二进制系统，白矮星在右边是一个小点。资料来源：Giuseppe Donatiello，来自Flickr。
参考文献
- 卡洛尔，B。《现代天体物理学概论》。2号 版。皮尔森
- Martínez，D.恒星的演变。从以下位置恢复：Google图书。
- 奥莱索拉，我。白矮星。从以下站点恢复：telesforo.aranzadi-zientziak.org。
- Oster，L.1984。现代天文学。编辑评论。
- 维基百科。白矮星。从以下位置恢复：es。wikipedia.org。
- 维基百科。白矮星列表。从en.wikipedia.org恢复。