发现

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·诺利斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉敏娜·佛莱明发现它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 。在1939年，罗素回顾此一发现 ：

对波江座40B的光谱正式的描述是在1914年由沃尔特·亚当斯提出的 。

天狼星的伴星，天狼星B，随后也被发现。在19世纪，对有些恒星已经能够精确的测量出它们在位置上的微。贝塞尔使用这些精确的测量确定天狼星（大犬座α）、南河三（小犬座α）的位置都有些变动，在1844年他预言这两颗恒星都有看不见的伴星 ：

贝塞尔粗略的估计出天狼星伴星的轨道周期是半个世纪 C. H. F.彼得在1851年也计算出一个周期 。直到1862年1月31日，格雷厄姆·克拉克才看见这颗紧挨着天狼星的伴星，然后就证实了这颗预期中存在的伴星 ，沃尔特·亚当斯在1915年宣布天狼星B的光谱和天狼星相似 。

在1917年，范·马南发现了一颗孤独的白矮星，现在被称为范马南星 。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 。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2,000颗 之后的史隆数位巡天发现的白矮星就超过9,000颗，而且绝大多数都是新发现的 。

组成和结构

赫罗图光谱型态棕矮星白矮星红矮星次矮星主序星(矮星)次巨星巨星亮巨星超巨星特超巨星绝对星等(M V )

虽然在已知的白矮星中，质量估计最低是0.17 ，最高是1.33 太阳质量，但质量分布明显的在0.6太阳质量处是个高峰，大多数的质量都在0.5至0.7太阳质量之间 。被观测过的白矮星半径估计在0.008和0.02太阳半径之间 。相较于地球的半径是太阳的0.009，白矮星将相当于太阳的质量封装在只有太阳的百万分之一，与地球相似的体积内，因此白矮星的平均密度大约是太阳密度的百万倍，几乎是10 公克（1吨） /立方公分 。白矮星是密度最大的已知天体种类之一，只有其他的致密天体，像是中子星、黑洞和假设可能存在的夸克星能超越它 。

白矮星在被发现之后就被确认是密度极端高的天体。如果一颗在联星系统的恒星，像是天狼星B和波江座40B，是可以从联星的轨道估计出它的质量的。在1910年对天狼星B这样做过 ，得到的质量是0.94太阳质量（现代的估计是1太阳质量） 。由于高温恒星的辐射量大于低温恒星，恒星的表面亮度可以从有效表面温度，也可以从光谱来估计。如果知道恒星的距离，它的整体光度也能估计出来。从这两种图表可以比较出恒星的半径，由推理排出来的顺序让当时的天文学家非常困惑，因为天狼星B和波江座40B必须有非常高的密度。例如，当恩斯特·奥皮克（Ernst Öpik）在1916年估计一些联星的密度时，他就发现波江座40B的密度超过太阳25,000倍以上，使他认为是"不可能的" 。如同亚瑟·史坦利·爱丁顿在1927年之后写道 ：

正如爱丁顿于1924年指出的那样，根据广义相对论 ，天狼B的光线将发生引力红移。1925年，亚当斯的观测证实了引力红移存在 。

质量-半径关系和质量极限

根据能量最小化原理，能简单的推导出关于白矮星质量和半径之间的粗略关系。我们可以把白矮星的初始能量近似的设定为与太阳的重力势能和动能相当。

我们把1单位质量（就是说重力势能公式中的 m =1）的白矮星的重力势能计为 E g ，根据势能公式， E g =− GM / R ，其中 G 是万有引力常数, M 是白矮星质量, R 是其半径。同样的，1单位质量的动能计为 E k ，主要决定于其中的电子动能，所以它近似于 N p /2 m ，其中 p 是电子平均动量， m 是电子的质量, N 是单位质量内的电子数。 电子是简并物质，根据测不准原理，我们可用电子动量的测不准量Δ p 近似的表示 p 。也就是说，Δ p Δ x 近似的等于简化普朗克常数 ħ 。其中的Δ x 近似于电子间平均距离，大致等于 n ，也就是单位电子密度的立方根，其中的 n 是1单位体积的电子数。基于白矮星的电子总数为 N × M ，而它们的总体积正比于 R ，因此 n 近似于 N × M / R . 根据动能的微分公式 E k ，我们有：

就是说，白矮星的半径与其质量的立方根成反比例关系。

白矮星的质量——半径关系图

上述计算中的势能采用了牛顿公式，所以计算结果是非相对论性的。假如我们对计算中的白矮星内电子速度做相对论性修正，就是说当电子速度逼近光速 c 时，我们应把电子动能 p /2 m 用狭义相对论的近似值 pc 代替。经过这个替换，我们就发现

对这个质量极限的解释是：因为白矮星的质量与其体积成反向关系，当我们增加白矮星的质量时，它的半径反而缩小。于是，根据测不准原理，电子的动量或者说它的速度将增加。当电子运动速度逼近光速 c 时，相对论性计算的准确度迅速提高，意味着白矮星质量 M 将收敛于 M limit 。因光速不可逾越，白矮星的质量不可能大于质量极限 M limit 。

要更精确的计算白矮星的质量——半径关系和质量极限，必须考虑描述白矮星物质密度与压强关系的状态方程式。

形成

白矮星是低质量的恒星的演化路线的终点。在红巨星阶段的末期，恒星的中心会因为温度、压力不足或者核聚变达到铁阶段而停止产生能量（产生比铁还重的元素不能产生能量，而需要吸收能量）。恒星外壳的重力会压缩恒星产生一个高密度的天体。

一个典型的稳定独立白矮星具有大约半个太阳质量，比地球略大。这种密度仅次于中子星和夸克星。如果白矮星的质量超过1.4倍太阳质量，那么原子核之间的电荷斥力不足以对抗重力，电子会被压入原子核而形成中子星。

大部分恒星演化过程都包含白矮星阶段。由于很多恒星会通过新星或者超新星爆发将外壳抛出，一些质量略大的恒星也可能最终演化成白矮星。

双星或者多星系统中，由于恒星质量（物质）的交换，恒星的演化过程与单独的恒星不同，例如天狼星的伴星就是一颗年老的大约一个太阳质量的白矮星，但是天狼星是一颗大约2.3个太阳质量的主序星。

历史上的发现

1892年，Alvan Graham Clark发现天狼星的伴星。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。

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。

相关条目

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超新星

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中子星

夸克星

外部链接和延伸读物

一般

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物理

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