白矮星是什么(White Dwarf)？
白矮星是一種相對較小、密度較高的恒星，它是由主星序恒星燃燒其所有氫和氦燃料，但缺乏熔合碳和氧所需的壓力和熱量而形成的。白矮星的質量通常是太陽的0.5至0.7倍，白矮星是97%的已知恒星演化的終結狀態。 使用強大的望遠...
白矮星是一種相對較小、密度較高的恒星，它是由主星序恒星燃燒其所有氫和氦燃料，但缺乏熔合碳和氧所需的壓力和熱量而形成的。白矮星的質量通常是太陽的0.5至0.7倍，白矮星是97%的已知恒星演化的終結狀態。
使用強大的望遠鏡可以觀測到白矮星。恒星轉變為白矮星的過程始于圍繞太陽質量的主星序恒星，它將其全部燒毀氫燃料，并開始被迫將氦熔化成碳和氧。因為它的核心開始積聚無法融合的碳和氧，所以核聚變必須在核心外的一個外殼上進行。地核的巨大重力將氫推到一起，使它比以前更快地融合，將恒星的亮度增加1000-10000倍，并將其半徑增加到與火星軌道相當的程度。當恒星中所有的氫元素熔化時，重力就會接管，恒星開始自行下落。如果恒星質量足夠大，可能會發生超新星。否則，多余的物質漂浮起來形成一個行星狀星云，只剩下超致密的核心，即白矮星。由于白矮星本身沒有能量來源，它產生的唯一熱量就是它的氦熔解期的殘余物。數十億年后，有人預測白矮星會冷卻成黑矮星，沒有生命的恒星外殼，盡管宇宙的年齡（137億年）還不足以發生這種情況，白矮星占我們太陽系附近所有恒星的6%因為它們的核心沒有發生核反應，所以它們并不十分明亮，盡管它們可以用強大的望遠鏡觀測到。天狼星B是它更著名的伙伴天狼星A的伴星，也被稱為狗星，是白矮星。第一個白矮星是由弗里德里希·赫歇爾于1783年1月31日在一個雙星系統Eridani B中觀測到的和C。
使用強大的望遠鏡可以觀測到白矮星。恒星轉變為白矮星的過程始于圍繞太陽質量的主星序恒星，它將其全部燒毀氫燃料，并開始被迫將氦熔化成碳和氧。因為它的核心開始積聚無法融合的碳和氧，所以核聚變必須在核心外的一個外殼上進行。地核的巨大重力將氫推到一起，使它比以前更快地融合，將恒星的亮度增加1000-10000倍，并將其半徑增加到與火星軌道相當的程度。當恒星中所有的氫元素熔化時，重力就會接管，恒星開始自行下落。如果恒星質量足夠大，可能會發生超新星。否則，多余的物質漂浮起來形成一個行星狀星云，只剩下超致密的核心，即白矮星。由于白矮星本身沒有能量來源，它產生的唯一熱量就是它的氦熔解期的殘余物。數十億年后，有人預測白矮星會冷卻成黑矮星，沒有生命的恒星外殼，盡管宇宙的年齡（137億年）還不足以發生這種情況，白矮星占我們太陽系附近所有恒星的6%因為它們的核心沒有發生核反應，所以它們并不十分明亮，盡管它們可以用強大的望遠鏡觀測到。天狼星B是它更著名的伙伴天狼星A的伴星，也被稱為狗星，是白矮星。第一個白矮星是由弗里德里希·赫歇爾于1783年1月31日在一個雙星系統Eridani B中觀測到的和C。
- 發表于 2020-09-06 22:04
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- 分類：科學教育
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