白矮星（White dwarf，也稱為簡并矮星）是一種體積小、密度大，的白色低光度致密星，其內(nèi)的物質(zhì)完全電離，主要是由電子簡并物質(zhì)構(gòu)成的恒星核殘骸；白矮星消耗自身熱能向外發(fā)出輻射，其表面溫度很高，直徑僅為前身恒星的幾十分之一到百分之一。
白矮星是質(zhì)量小于8~10.8M⊙的恒星死亡后的產(chǎn)物，大多數(shù)恒星的質(zhì)量在約0.1到10M⊙之間，這意味著97%的恒星會演化為白矮星。低質(zhì)量或中等質(zhì)量的恒星的核聚變反應(yīng)結(jié)束后，將膨脹成紅巨星，在此期間，星體內(nèi)部通過反應(yīng)將氦轉(zhuǎn)變?yōu)樘己脱?。如果紅巨星的質(zhì)量不足以產(chǎn)生讓碳發(fā)生聚變所需的更高溫度，那么碳和氧就會累積起來成為致密的星核，而星體外層部分則被逐漸拋射出去形成行星狀星云，最后留下的核心成為白矮星。通常，白矮星是由碳和氧組成的（碳氧白矮星，Carbon-氧 White 矮星），但如果星體初始質(zhì)量為8到10M⊙，其核心的溫度可以使碳發(fā)生核反應(yīng)，但不足以使氖[nǎi]發(fā)生核反應(yīng)，則可能形成氧-氖-鎂白矮星（Oxygen-氖鎂 White Dwarf），小質(zhì)量恒星在氫的核反應(yīng)結(jié)束后，外殼質(zhì)量很少，由氦構(gòu)成的星核的質(zhì)量無法繼續(xù)增大，當由星核收縮時，溫度不足以使氦發(fā)生反應(yīng)，最終演化為氦白矮星。
1933年，蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）初步計算出了白矮星的極限質(zhì)量為1.44M⊙，稱為“錢德拉塞卡極限”，超過此上限，電子簡并壓力將無法維持平衡，而接近這個質(zhì)量極限的雙星系統(tǒng)中的碳氧白矮星，通常會通過某種途徑從其伴星獲取物質(zhì)，最后當其質(zhì)量增加到錢德拉塞卡極限時，白矮星中心會激發(fā)產(chǎn)生不穩(wěn)定的熱核燃燒，釋放出能量將整個白矮星炸碎，爆炸成為一顆Ia型超新星，超新星SN 1006就是典型例子。蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡也因發(fā)現(xiàn)錢德拉塞卡極限而獲得了1983年的諾貝爾物理學(xué)獎。
1982年出版的白矮星星表表明，銀河系中當時已被發(fā)現(xiàn)的白矮星有488顆，它們都是離太陽不遠的近距天體。根據(jù)觀測資料統(tǒng)計，大約有3%的恒星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應(yīng)占全部恒星的10%左右。已列入白矮星星表的有2250多顆。從觀測資料估計，白矮星的數(shù)目應(yīng)占銀河系恒星總數(shù)的約3%，而理論上的推算結(jié)果是這一比例可能高達10%左右。不過，因白矮星光度很低，已發(fā)現(xiàn)的都是一些近距離天體。已知距離最近的白矮星是天狼星B，第一顆白矮星波江座40B在1910年首次被發(fā)現(xiàn)?！鞍装恰边@個名詞由盧伊藤（Luyten）在1922年首次引入。
白矮星內(nèi)部已不再有熱核反應(yīng)，隨著星體余熱的逐漸釋放，表面溫度和光度會不斷降低，進而緩緩地變?yōu)?a href="/hebeideji/3885634507462713533.html">紅矮星以至黑矮星，那時將更難以觀測。
發(fā)現(xiàn)歷史
第一顆被發(fā)現(xiàn)的白矮星是恒星波江座40的伴星波江座40B，波江座40是一個三合星系統(tǒng)，其中白矮星波江座40B與主序星波江座40C在一段距離外組成聯(lián)星，共同繞著主星波江座40A運轉(zhuǎn)。波江座40B和波江座40C這一對聯(lián)星由威廉·赫歇爾（William Herschel）在1783年1月31日發(fā)現(xiàn)，它在1825年再度被?弗里德里希·斯特魯維（Friedrich Struve）觀測，1851年被奧托·斯特魯維（Otto Struve）觀測。1910年，亨利·諾瑞斯·羅素（Henry Norris Russell）、愛德華·皮克林（Edward Charles Pickering）和威廉·佛萊明（Williamina Fleming）發(fā)現(xiàn)，雖然波江座40B/C是暗星，但波江座40B的光譜類型是A型或是白色。
1834年，德國天文學(xué)家貝塞爾發(fā)現(xiàn)天狼星的移動路徑呈現(xiàn)有規(guī)律的波浪形，從而推斷它應(yīng)該擁有一顆伴星。1892年，克拉克（Alvan Graham Clark）發(fā)現(xiàn)了天狼星星的伴星。根據(jù)對恒星數(shù)據(jù)的分析，這個伴星的質(zhì)量約一個太陽質(zhì)量，直徑約1.2萬公里，略小于地球，密度高達每立方厘米3.8噸，是一顆典型的白矮星，這是天文歷史上發(fā)現(xiàn)的第二顆白矮星。
1917年，丹麥天文學(xué)家范·馬南（Adriaan Van Maanen）在雙魚座中發(fā)現(xiàn)了已知離太陽最近的白矮星——范馬南星，這是第三顆白矮星，也是第一顆不屬于雙星或聚星系統(tǒng)的單顆白矮星。這三顆白矮星中，最早發(fā)現(xiàn)的是所謂的經(jīng)典的白矮星。此后，有許多白矮星被發(fā)現(xiàn)。美國天文學(xué)家盧伊藤（Luyten）于1922年首先引入了“白矮星”這一專用名詞，并因英國天文學(xué)家亞瑟·埃丁頓（Arthur Eddington）的認可而被廣泛采用。
在二十世紀初由Max Planck等人發(fā)展出量子理論之后，1925年，泡利（Wolfgang Pauli）闡明了不相容原理后，福勒（Ralph H. Fowler）于1926年建立了一個基于費米-狄拉克統(tǒng)計的冷簡并電子氣的狀態(tài)方程解釋白矮星的密度。
1930年，印度天體物理學(xué)家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）發(fā)現(xiàn)白矮星存在質(zhì)量上限（錢德拉塞卡極限），又于1933年初步計算出當恒星的質(zhì)量超過1.44倍太陽質(zhì)量的時候，恒星將不會變成白矮星，而是繼續(xù)坍[tān]縮成其他更高密度的星體。并因錢德拉塞卡極限的發(fā)現(xiàn)而獲得1983年的諾貝爾物理學(xué)獎。
1950年，李政道對白矮星做了有預(yù)見性的研究。在他的博士論文《白矮星的含氫量》中，證明了白矮星的氫含量不足百分之一，有力地支持了白矮星是星體演化末期的觀點，并首次正確地計算了簡并物質(zhì)的電導(dǎo)率。
由于一些學(xué)術(shù)上的懷疑，第一顆非經(jīng)典的白矮星大約直到1930年代才被辨認出來。在1939年已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了18顆白矮星，到1950年發(fā)現(xiàn)已經(jīng)超過100顆的白矮星，到了1999年，這個數(shù)目已經(jīng)超過2000顆，之后的史隆數(shù)位巡天資料中發(fā)現(xiàn)的白矮星就超過9000顆，而絕大多數(shù)都是新發(fā)現(xiàn)的。
2014年4月，天文學(xué)家在浩瀚的宇宙之中發(fā)現(xiàn)了一顆已有110億年壽命的白矮星，它的溫度之低已經(jīng)使構(gòu)成它的碳結(jié)晶化，成為了一顆“鉆石星球”。此次發(fā)現(xiàn)的白矮星距離地球約900光年，在水瓶座的方向。據(jù)估計，這顆白矮星與地球大小相仿，已有110億年的壽命，約與銀河系的壽命相當。它是人類迄今為止發(fā)現(xiàn)的溫度最低、亮度最暗的白矮星。此前，來自美國麻薩諸塞州劍橋市哈佛-史密森天體物理學(xué)中心的天文學(xué)家曾發(fā)現(xiàn)半人馬座一顆名為“BPM37093”的白矮星，直徑達4000公里，重量相當于10的34次方克拉?？茖W(xué)家們從它的脈動振蕩著手，推斷出它的核心已經(jīng)結(jié)晶。盡管分子結(jié)構(gòu)相似，但宇宙中的這種“鉆石”與通常所說的鉆石并不完全相同，僅從重量上就不是人類身體所能承受的。
2015年02月13日，西班牙馬德里國家天文臺（Spain's National Astronomy Observatory）的米格爾·桑坦德-加西亞（Miguel Santander-García）和同事利用歐洲南方天文臺（European Southern Observatory）的觀測設(shè)施，再結(jié)合加納利群島（CanaryIslands）上的望遠鏡進行進一步觀測，在觀測行星狀星云Henize2-428的中心時發(fā)現(xiàn)了兩顆由白矮星構(gòu)成的密近雙星，并測定了它們的軌道，推算出各自的質(zhì)量及兩者的間距，這兩顆白矮星的總質(zhì)量大約為太陽的1.8倍，并且每四個小時繞對方運行一次，按照愛因斯坦的廣義相對論，預(yù)計它們將彼此慢慢靠近，以引力波的形式失去能量，在7億年的時間左右合并成一顆恒星，新恒星的質(zhì)量會非常大，最終將坍縮并爆炸成為超新星。
2015年3月15日，來自澳大利亞新南威爾士州（New South Wales Australia）查茨沃斯（Chatsworth）島的業(yè)余天文學(xué)家約翰·沃德（John Seach）在射手座（也稱人馬座）的中心位置拍攝的三張?zhí)煳膱D像中發(fā)現(xiàn)了一顆明亮的新星（白矮星和伴星構(gòu)成的雙星系統(tǒng)產(chǎn)生的物質(zhì)交換使得白矮星發(fā)生極端明亮的爆發(fā)而被觀測到），（當天世界標準時間5點13分），亮度約為+6等（在排除了小行星和恒星的可能性之后認定為新星）。2015年3月18日，日本業(yè)余愛好者板垣浩一（KoichiItagaki）隨后（當天世界標準時間19點15分）測得其亮度為+5.3等，其亮度在增加。
2022年11月5日出版的《皇家天文學(xué)會月刊》上，結(jié)果發(fā)現(xiàn)一顆距離地球90光年的微弱白矮星，以及環(huán)繞其運行的行星系統(tǒng)殘骸，它們具有100多億年歷史。
2023年，馬什（T.R.Marsh），巴克利（DavidA.H.Buckley）等人在一個雙星系統(tǒng)的軌道上發(fā)現(xiàn)一顆脈沖發(fā)射周期為5.3分鐘的脈沖白矮星。
相關(guān)原理
梅斯特爾（Leon Mestel）冷卻計算
由于白矮星內(nèi)已經(jīng)停止了熱核反應(yīng)，白矮星的向外輻射完全依靠消耗自身的熱能來補償.隨著熱能的不斷消耗，白矮星將逐漸冷卻變暗.在全部熱能都耗盡，因而在（為溫度）時，白矮星將變?yōu)楹诎?所以白矮星誕生后的演化過程實際就是它的冷卻過程。白矮星是較穩(wěn)定的星體，假定星體內(nèi)部有一個半徑為的球?qū)?，球?qū)淤|(zhì)量為，每秒由這個球?qū)颖砻嫦蛲饬鞒龅哪芰?，以為半徑的球體內(nèi)的質(zhì)量，則星體能量方程為
式中，為產(chǎn)能率，即每秒每克恒星物質(zhì)產(chǎn)生的能量，分別為熱核反應(yīng)、物質(zhì)熱狀態(tài)變化、中微子輻射的產(chǎn)能率，星體的質(zhì)量為，將能量方程進行積分，得
為光度，在這里用以表證每秒由恒星表面輻射出去的總能量，由于白矮星內(nèi)熱核反應(yīng)已經(jīng)停止，同時沒有大量中微子產(chǎn)生，因此式中的，取為變量，結(jié)合熱力學(xué)第一定律（物體內(nèi)能的增加等于物體吸收的熱量和對物體所做的功的總和）有
式中，是對溫度的積分，為定容比熱，為內(nèi)部氣體壓強，為星體密度，是對密度的積分，因為白矮星是高度簡并的致密星，它的壓縮項可以忽略，即式右邊第二項可以忽略，可得
白矮星外殼是由離子和電子（假設(shè)其中有一部分是簡并的）組成，對于這樣的系統(tǒng)，能量均分定理不存在，因而其內(nèi)能密度可寫為
式中，為簡并電子數(shù)，為不透明度，為包層物質(zhì)平均分子量，為離子質(zhì)量，右邊最后一項是溫度為的離子的熱能，右邊第一項是簡并電子在 時的最低能量，式中的為費米能量，對于費米能量可作如下理解：當恒星密度很高，電子發(fā)生簡并時，電子間的距離與康普頓波長（實物粒子的特征波長，如果將一個粒子的位置確定到它的康普頓波長以內(nèi)，那么具有的能量漲落將大到足以再產(chǎn)生一個這樣的粒子）相當，物質(zhì)的性質(zhì)由量子力學(xué)的測不準關(guān)系確定，即要求電子的動量和電子的線性距離滿足測不準關(guān)系：（，為普朗克常量6.63×10-34J·s）.由于電子體積，所以有，這時電子的能量
為簡并電子質(zhì)量，由公式可知，即使溫度降為零，簡并電子的能量為而不是零。公式右邊第二項是電子在溫度為T時的熱能，對于這一項可理解如下：當時，所有電子處于最低能態(tài)，這時電子的能量為，在單位體積的個電子中，只有的一小部分電子將具有平均能量因此溫度為T的電子的平均熱能正比于， 在內(nèi)能密度的公式右邊三項中，第三項即離子的熱能項最大，遠遠大于電子的熱能，于是有
為核心物質(zhì)的原子量，將上式代入中，考慮到白矮星內(nèi)部是等溫的(這里表示白矮星內(nèi)部的溫度，它等于外殼與內(nèi)核交界點處的溫度).將和提到積分號外，最后得到
又(，為光速，為輻射頻率)代入上式中，消去并將 替換成，則有
將此式對時間積分，并將白矮星壽命用表示，白矮星誕生時外殼與內(nèi)核交界點處的溫度遠大于生命終了時內(nèi)部的溫度積分后，式中的再用式（為太陽光度，為太陽質(zhì)量）轉(zhuǎn)換成，得到白矮星壽命
可以看出白矮星的冷卻時間與物質(zhì)組成、質(zhì)量和光度有關(guān)。
吉爾·夏布里埃（Gilles Chabrier）計算原理
吉爾·夏布里埃基于熱力學(xué)第一原理給出了白矮星冷卻計算的基本原理：
式中為中微子速率，是單位質(zhì)量在平衡態(tài)變化過程中的熱量速率，分別為比內(nèi)能和引力能的變化量。內(nèi)能的變化量其中為化學(xué)勢（一種物質(zhì)從某個狀態(tài)遷移到另一種狀態(tài)所需要輸出的能量），為比（單位質(zhì)量物質(zhì)的熵），為結(jié)晶潛熱（溫度保持不變的情況下，單位質(zhì)量的物質(zhì)從液態(tài)轉(zhuǎn)變到固態(tài)時所釋放出的熱量），是表示單位質(zhì)量的體積，是結(jié)晶時流體和固相中由于組成變化而引起的碳核和氧核的變化，當中心晶體生長時，其周圍有一層薄的富碳流體，局部原子核變化量不等于。引力能的變化量，為離子壓力。白矮星消耗自身內(nèi)能、引力能向外輻射和較少的中微子輻射而逐漸冷卻。
錢德拉塞卡極限
恒星演化晚期可形成白矮星的核質(zhì)量上限一般約為1.44倍太陽質(zhì)量，被稱為錢德拉塞卡極限，是由錢德拉塞卡（Chandrasekhar S）在1931年和1935年首次推導(dǎo)并詳細研究的，但當時學(xué)術(shù)權(quán)威亞瑟·埃丁頓（Eddington A）等對此極力反對和封殺，在某種程度上使得關(guān)于黑洞的諸多性質(zhì)的研究推遲了20多年。當恒星演化晚期的核質(zhì)量超過錢德拉塞卡極限時，相對論性電子簡并壓力已無法與重力抗衡，恒星會繼續(xù)收縮并通過超新星爆發(fā)向外噴發(fā)出大部分的質(zhì)量，僅在其中央殘留一個密度極高的核，核的密度過高?以致于其中的電子會進一步塌縮到質(zhì)子內(nèi)部，?最終形成一個完全由中子組成的中子星。當恒星演化晚期的核質(zhì)量超過3.2倍太陽質(zhì)量時，在自身引力的作用下，核心迅速地收縮，核心的所有物質(zhì)都變成中子，而核心的質(zhì)量大到使收縮過程仍舊無休止地進行下去，中子本身被碾壓成粉末，剩下來的是一個密度高到無法想象的黑洞。由黑洞質(zhì)量而產(chǎn)生的力量，使得任何靠近它的物體都被它吸進去，包括光。
蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡從多方球模型（由多方物態(tài)方程建立的恒星結(jié)構(gòu)模型，式中是總壓力，是密度，為多方指數(shù)）的角度對白矮星進行計算，由流體靜力學(xué)平衡方程（為半徑為的球?qū)淤|(zhì)量）與（G為萬有引力常量）可得：
將多方物態(tài)方程代入得：
令代入上式得多方指數(shù)為的多方球結(jié)構(gòu)的萊恩-埃姆登方程（Lane–Emden 方程，球?qū)ΨQ多方流體的無量綱泊松方程）：
在多方球中心，由與可得方程的邊界條件為，在恒星中心，利用方程的邊界條件作數(shù)值積分可知，當時，方程的解是單調(diào)下降，在處為零，，與星體表面相對應(yīng)；則星體的質(zhì)量為：
方程存在解與，低密度白矮星的質(zhì)量極限適用于第一個解（低密度白矮星的多方指數(shù)為），可得，（的單位為）；高密度白矮星的質(zhì)量極限適用于第二個解（高密度白矮星的多方指數(shù)為），同理可得，為電子的平均分子量，與白矮星物質(zhì)成分有關(guān)，由于白矮星物質(zhì)成分中幾乎沒有氫存在，因而，則白矮星質(zhì)量上限即為。
1960年代，第一顆中子星和第一個恒星級黑洞的觀測發(fā)現(xiàn)，驗證了蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡計算結(jié)果的正確性。
恒星光譜
恒星光譜是恒星大氣的各種原子和分子在其特征波長的吸收譜線。通過恒星光譜，人類可以獲取恒星內(nèi)部物理信息，例如恒星的表面溫度、光度、化學(xué)成分、質(zhì)量、磁場、自轉(zhuǎn)以及表面氣壓和運動狀況等。正常恒星的光譜由連續(xù)譜上疊加有吸收線（暗線）或發(fā)射線（亮線），或吸收線和發(fā)射線兼有，這些譜線代表著不同的化學(xué)元素。天文學(xué)家將拍攝到的恒星光譜與實驗室測得的各種元素譜線進行對比，就可以確定恒星的化學(xué)組成，同時，根據(jù)譜線的強度還可以確定各種元素的豐度。
光譜線所代表的元素及譜線的形狀、強度，連續(xù)譜的強度存在一定的規(guī)律性，據(jù)此可以進行分類：
O型：藍星，有效溫度為40000~30000K，在連續(xù)光譜背景上有HeⅡ、HeⅠ、HⅠ、CⅢ、SiⅣ和其他較輕元素的多次電離原子所產(chǎn)生的譜線，沒有金屬線。
B型：藍白星，有效溫度為30000～10000K.HeⅠ線達最大強度，HI線比O型強，OⅡ、NⅡ等一次電離原子的譜線取代了多次電離原子的譜線。
A型：白星，有效溫度為10000～7500K，HeⅠ線消失，HⅠ線達最大強度，CaⅡ、FeⅢ、CrⅡ、TiⅡ、FeⅠ、CrⅠ以及其他中性和一次電離的金屬線出現(xiàn)，并隨有效溫度的降低而逐漸增強。
F型：黃白星，有效溫度為7500~6000K，HⅠ線比A型弱得多，許多中性和一次電離的金屬線很顯著，其中CaⅡ的H和K線十分強。
G型:黃星，有效溫度為6000~5000K，HI線比F型更弱，中性金屬線占優(yōu)勢，CN和CH的分子帶出現(xiàn)。
K型:紅橙星，有效溫度為5000~3500K，HⅠ線很不顯著，中性金屬線、CN和CH的分子帶比G型更強，TiO分子帶出現(xiàn)。、
M型：紅星，有效溫度為3500～2500K，TiO分子帶增強，其他分子帶和中性金屬線弱。
脈沖白矮星。
形成過程
恒星形成于星云并不斷地吸收其周圍可吸收到的物質(zhì)，使得自身的引力越來越大，越來越大的引力使得星體開始向內(nèi)坍縮，內(nèi)部的壓強和溫度不斷升高，超過一定的臨界值之后，恒星內(nèi)部開始產(chǎn)生核反應(yīng)。氫聚變成為氦，同時放出能量。恒星內(nèi)部反應(yīng)時的高溫高密度，使得其內(nèi)部壓強極大，阻止了恒星進一步的坍縮，恒星達到一個穩(wěn)定態(tài)。此時它的內(nèi)部溫度和壓強都非常高，星體不斷放出大量的光和熱，恒星進入主星序階段。
主序星中氫聚變成氦的熱核反應(yīng)開始時是在星體核心區(qū)進行的，隨著氫的消耗，當核心區(qū)內(nèi)的氫全部變成氦的時候，核反應(yīng)便會向外推移。當星體中心區(qū)的氫幾乎燃燒耗盡變成一個氦核時，中心區(qū)停止了氫的熱核反應(yīng)，向外的輻射壓力隨之減小，外層的物質(zhì)在引力作用下向核心擠壓，從而使溫度升高。當殼層溫度到達 107K 時，殼層中的氫開始發(fā)生氫聚變成氦的熱核反應(yīng)，推動外面氣體包層向外膨脹，使恒星的體積很快增大上千倍，同時其表面溫度下降，恒星就變成一顆體積巨大、顏色偏紅的紅巨星。
不同質(zhì)量的恒星由主序星到紅巨星的演化過程不同，當小于8倍太陽質(zhì)量的恒星演化到紅巨星時，核心區(qū)將啟動氫和氦的二重核反應(yīng)，恒星由于不穩(wěn)定而產(chǎn)生熱脈沖，從而將恒星外層往外推射，使外層物質(zhì)與核心區(qū)分開，外層物質(zhì)逐漸擴張，通過質(zhì)量拋射，形成行星狀星云，而恒星內(nèi)部輻射壓力減小，不足以抵抗自身的引力，壓力使物質(zhì)擠向中心，溫度持續(xù)升高，使得原子核外的電子全部跑掉，變?yōu)槁阍雍撕妥杂呻娮託怏w。這些自由電子氣體遵從泡利不相容原理（兩個電子不能占據(jù)相同的能級），變?yōu)楹啿㈦娮託怏w，其物態(tài)方程發(fā)生了變化，氣體壓力不是與密度成正比，而是與密度的5/3次方成正比，而且與溫度無關(guān)。簡并壓比理想氣體壓力大非常多。當恒星核質(zhì)量小于1.44倍太陽質(zhì)量時，塌縮能使密度增加大約107倍，對于理想氣體來說，氣體壓力也增加107倍，但是對簡并電子氣就要增加4.7×1011倍。簡并電子氣壓遠遠高于理想氣體的壓力足以對抗強大的引力而形成穩(wěn)定的高密度的白矮星。
屬性與特征
白矮星是沒有能源的恒星，僅剩恒星演化成白矮星時熱核反應(yīng)殘余的高溫，同時具有高密度和高壓，使得原子的電子殼層結(jié)構(gòu)被破壞，電子都脫離原來的軌道成為自由電子，自由電子在壓縮了的空間內(nèi)形成了密度很大的簡并電子氣，依靠簡并電子氣的壓力與強大引力作用對抗以維持平衡。
屬性
引力紅移
由于白矮星密度大，體積小，引力場很強，理論和觀測都證明它有引力紅移。引力紅移，是廣義相對論的一個推論。由廣義相對論，處在引力場中的輻射源發(fā)射出來的光，當從遠離引力場的地方觀測時，譜線會向長波方向，即光譜紅端移動，移動量與輻射源和觀測者兩處的引力勢差成正比。
宜居性
白矮星并不是可以孕育生命的星體，但在白矮星周圍有存在宜居帶的可能。白矮星已不再進行核聚變，但仍然能在冷卻的過程中發(fā)光發(fā)熱。因此，其附近有可能存在宜居帶，即液態(tài)水可能存在的區(qū)域；而液態(tài)水或許能讓生命誕生并繁衍，白矮星-行星系統(tǒng)的結(jié)構(gòu)提供了一個理想的方向：研究在繞白矮星旋轉(zhuǎn)的行星上，大氣的化學(xué)特征，或許能有助于發(fā)現(xiàn)遙遠星系中生命存在的線索。
組成與結(jié)構(gòu)
白矮星內(nèi)部是一個像金屬一樣的核，但溫度可達到108K，可以看成是一個高溫的球體。除了占總體積絕大部分的高溫內(nèi)核外，白矮星還有一個薄的表層或者說外殼，其溫度范圍從5000K到80000K，密度小于102g/cm2；外殼的厚度大約幾公里，由非簡并的理想氣體組成。對大多數(shù)白矮星來說，外殼中的氣體主要是氫。在這種氣體外殼中，能量的傳遞主要靠輻射和對流來實現(xiàn)，但輻射和對流傳熱的效率遠遠小于內(nèi)部簡并電子的熱傳導(dǎo)，外殼的存在大大減少了內(nèi)部熱量向外的散失，減緩了白矮星的冷卻過程，使白矮星的演化變得很慢。
質(zhì)量半徑關(guān)系
普通主序星，質(zhì)量越大，其半徑及體積也越大。而白矮星卻是質(zhì)量越大，其半徑及體積越小。白矮星處于穩(wěn)定狀態(tài)，可借助引力勢能與動能平衡得到其質(zhì)量-半徑關(guān)系。白矮星單位質(zhì)量的動能，主要來自電子運動，電子的動量利用海森伯格不確定性原理取其不確定度，可得，把對單位質(zhì)量和單位體積的討論擴展到白矮星的總質(zhì)量和總體積，則白矮星的總動能為，為白矮星內(nèi)電子總數(shù)，可表示為每原子中的電子數(shù)（即原子序數(shù)）乘上白矮星內(nèi)包含的原子核數(shù)（為每原子核的核子數(shù)，為每個核子的質(zhì)量，是白矮星總質(zhì)量）。作為球體的白矮星總體積正比于其半徑的立方（），則又可以表示為，白矮星的總勢能可以近似地表示為，是引力常數(shù)。白矮星為穩(wěn)定狀態(tài)，其總能量極小，引力勢能與動能平衡，即，可得，對于特定的某顆白矮星而言，討論其質(zhì)量半徑關(guān)系時式中除與外的其他參數(shù)都是定值，可得質(zhì)量-半徑關(guān)系為，即白矮星半徑和其質(zhì)量的立方根成反比，質(zhì)量越大，其半徑及體積越小、相對應(yīng)的密度也就越大。
演化來源
白矮星是由恒星演化形成的，決定恒星特性和演化進程的主要因素，是恒星的初始質(zhì)量。（質(zhì)量小于0.08M⊙的天體，其自身引力不足以使中心區(qū)域達到氫點火的溫度，故不能靠核反應(yīng)發(fā)光，最多只能靠熱氣體而發(fā)光，這樣的天體不能稱為恒星）
質(zhì)量極低的恒星
M<0.5M⊙的小質(zhì)量恒星，在氫燃燒結(jié)束后形成的氦核是電子簡并的，并且氦核的質(zhì)量小于臨界質(zhì)量0.45M⊙（氦核的錢德拉塞卡極限為0.45M⊙），由于氫殼層源外部的外殼質(zhì)量很少，氫燃燒殼層源不可能使氦核的質(zhì)量增大并達到0.45M⊙，因而當電子簡并的氦核收縮時，不會使溫度升高，也不會發(fā)生氦燃燒，所以最終將演化為氦白矮星。
低到中等質(zhì)量的恒星
0.5M⊙
太陽演變：太陽上絕大多數(shù)的氫在逐漸燃燒轉(zhuǎn)變?yōu)楹ぃ梢哉f太陽正處于最穩(wěn)定的階段。對太陽這樣質(zhì)量的恒星而言，穩(wěn)定階段約可持續(xù)110億年。恒星由于放出光而慢慢地在收縮，而在收縮過程中，中心部分的密度就會增加，壓力也會升高，使得氫會燃燒得更厲害，這樣一來溫度就會升高，太陽的亮度也會逐漸增強。當太陽的穩(wěn)定階段結(jié)束時，預(yù)計太陽光的亮度將是如今的2.2倍，而地球的平均溫度要比如今高60℃左右。但在65億年后，太陽中心部分的氫會燃盡，最后只剩下其周圍的球殼狀部分有氫燃燒。然后開始急速收縮，變得越來越亮，球殼外側(cè)部分因受到影響而導(dǎo)致溫度升高并開始膨脹，進入紅巨星階段。太陽從外層部分會不斷放出氣體，最終質(zhì)量會減至主序星階段的60%，行星開始遠離太陽。雖然水星和金星被吞沒的可能性極大，但地球、火星及木星型行星（木星、土星、天王星、海王星）在太陽外層部分到達之前應(yīng)該會拉大距離而存活下來。太陽收縮到一定程度，將不再燃燒，逐漸失去光芒，外層開始收縮，最后將冷卻成白矮星。
中等質(zhì)量到高質(zhì)量的恒星
初始質(zhì)量等于或大于8M⊙的恒星，其演化結(jié)局成為超新星的可能性比較大，但如果演化過程中的超星風造成的物質(zhì)損失使得殘余質(zhì)量等于或小于臨界質(zhì)量，也可能會成為白矮星。對于初始質(zhì)量大于8M⊙的恒星而言，其核心的溫度足夠?qū)⑻己脱跞诤铣赡?、氖又繼續(xù)融合成更重的硫和硅，直到融合成更重的鐵元素。當恒星內(nèi)部溫度持續(xù)上升直到接近50億攝氏度時，其密度高達1011千克/立方米，熱核聚變生成大量中微子，中微子從恒星傾瀉而出并帶走大量能量，于是恒星迅速坍縮。恒星向內(nèi)坍縮時會向外釋放大量能量，恒星的光度突然增加十億倍左右，這就是超新星爆發(fā)。
如果恒星臨近生命終了核能耗盡時，其質(zhì)量在1.44M⊙到2.0M⊙之間，恒星將坍縮成為中子星；在坍縮的核心內(nèi)，壓強高到不可思議的程度，連原子核也被壓碎，電子被擠進原子核與核內(nèi)質(zhì)子結(jié)合成中子。最終恒星的核心被壓縮成一個密集的簡并中子構(gòu)成的中子星，密度高達1018千克/立方米，依靠簡并性中子壓力抵抗住引力收縮，維持了中子星的穩(wěn)定。如果超過2.0M⊙，簡并中子壓力也抵不住恒星的引力收縮。恒星將繼續(xù)收縮下而成為一種叫做黑洞的特殊天體。此外，某些初始質(zhì)量在8到10M☉的恒星，其核心足夠?qū)⑻既诤铣赡屎玩V，但又不足以將氖融合成更重的元素，其核心將不會坍縮，當核聚變釋放的能量不足以將核心擊散成超新星時，可能會留下一顆主要由氧、氖和鎂組成的白矮星。
Iax型超新星
Iax型超新星是雙星系統(tǒng)中C-O白矮星吸積了伴星的物質(zhì)后熱核爆燃的產(chǎn)物，在爆燃過程下，一部分碳氧最終轉(zhuǎn)化為鐵族元素，如鐵、、鉻和錳，另一部分碳氧元素留存下來，成為一顆更小質(zhì)量的白矮星。Iax型超新星的形成的白矮星經(jīng)歷最致命的爆炸而存在，因此，這些白矮星又被稱為"不死之星"或"僵尸星"。
雙星和新星
Ia型超新星
Ia型超新星來源于雙星系統(tǒng)中具有高度簡并電子的碳氧白矮星的熱核爆炸。碳氧白矮星通過某種途徑從其伴星獲取物質(zhì)，從而增加自身質(zhì)量，當其質(zhì)量增加到錢德拉塞卡極限時，其中心會激發(fā)不穩(wěn)定的熱核燃燒，釋放出的能量將整個碳氧白矮星炸碎，并生成大量的放射性元素鎳，鎳及其放射性子核的放射性衰變所產(chǎn)生的能量注入拋射物中將其加熱，使得Ia型超新星具有較高的亮度（在單位時間內(nèi)單位面積上所接收到天體的輻射流量），在最明亮的時候大約是太陽亮度的50億倍，由于這類白矮星爆炸時的質(zhì)量都大致相等，所以在發(fā)生超新星爆炸后的峰值絕對亮度也都大致相等，可當作標準燭光，用來測定宇宙學(xué)距離，從而探索宇宙的形狀。
共包層后雙星
后共同包絡(luò)雙星（PCEB）是由一顆白矮星或亞矮星和主序星或褐矮星組成的雙星系統(tǒng)。恒星或棕矮星與紅巨星階段的白矮星祖星共享一個共同的包層，當紅矮星在共同包絡(luò)線內(nèi)運行時，在較密集的環(huán)境中速度會減慢，這種減慢的軌道速度通過紅矮星與紅巨星核心之間軌道距離的縮短得到補償，紅矮星繼續(xù)向內(nèi)移動，可能與公共包層核心合并。如果沒有合并，雙星系統(tǒng)將由一顆白矮星和一顆紅矮星組成近距離軌道。由于磁力制動和引力波的釋放，兩顆矮星的軌道會越來越近，共包層后雙星將可能在某個時刻演變成災(zāi)變變星，因此共包層后雙星有時被稱為災(zāi)難前變量。
災(zāi)變變星
由一顆普通恒星和一顆白矮星組成的雙星系統(tǒng)中白矮星從伴星吸積物質(zhì)熱核爆炸發(fā)生災(zāi)難性的爆發(fā)活動而引起光度劇烈變化，爆炸后若白矮星核心保持完整就可被稱為災(zāi)變變星，它們通常很小——這種典型的雙星系統(tǒng)大約與地月系統(tǒng)大小相當——軌道周期在1-10小時范圍內(nèi)。伴星是一顆或多或少像太陽一樣正常的恒星，雙星之間通過吸積將物質(zhì)轉(zhuǎn)移到白矮星上。
激變變星
激變變星是在一顆白矮星和一顆晚年的主序星或亞矮星組成的雙星系統(tǒng)中，伴星的物質(zhì)受到白矮星的引力作用，不斷流向白矮星，在白矮星的周圍形成一個旋轉(zhuǎn)的吸積盤，在氣流的不斷沖擊下形成了熱斑，且頻繁出現(xiàn)激烈爆發(fā)活動的恒星，也稱為激變雙星。激變變星是在長時間相對寧靜之間出現(xiàn)的突然爆發(fā)，使得恒星亮度增加10~100萬倍；爆發(fā)周期一般為幾十天，甚至100年以上。
其他雙星
白矮星還可與其他星體組成雙星如天狼星（Sirius）AB，由一顆藍白色的藍矮星和一顆藍色的白矮星組；也可僅由白矮??星組成雙星或多恒星系統(tǒng)，如WDJ1953-1019，是由白矮星組成的分級三重系統(tǒng)，由一個的白矮星雙星系統(tǒng)與一個更大的白矮星組成。
輻射與冷卻的最終命運
白矮星形成后，其內(nèi)部的核燃料已經(jīng)耗盡，若無外界物質(zhì)補充，內(nèi)部結(jié)構(gòu)將不再發(fā)生變化，從而沒有新的能量產(chǎn)生。它發(fā)出輻射不斷消耗自身剩余的熱能，星體的溫度和光度將逐漸降低，白矮星將逐漸變冷變暗成為黑矮星。已知的宇宙仍然太年輕（大約137億歲），即使是最年老的白矮星依然輻射出數(shù)千K的溫度，白矮星冷卻成黑矮星可能需要100億年左右，宇宙間存在大量的白矮星，大約占恒星總數(shù)的1/10，但還沒有黑矮星生成。
白矮星的類型
不同的白矮星化學(xué)成分有很大的差異，按照其差別，可把白矮星分為DA、DB、DC、DP、DO、DQ、DZ、DC、DX等次型：DA型白矮星含氫豐富；DB型白矮星含氮豐富；DP型白矮星的磁場特別強，一般可達10T，特別強的高達103~104T，稱為磁白矮星；DO型白矮星含氦豐富；DQ型白矮星含碳豐富，DZ型含鈣豐富；DC型白矮星沒有較高的某種元素含量，DX型白矮星沒有確切的元素含量，天蝎座zz變星是顆DA型白矮星，而天狼B星屬于DB型白矮星。
DA型、DB型和DO型白矮星均有成員呈現(xiàn)出多重周期的非徑向重力模式脈動，被稱為脈動白矮星。脈動白矮星的光變幅度為百分之一到百分之九等，周期約100~1000秒。脈動白矮星的周期和幅度均有時標為月的變化，有的可反映出演化過程，有的則是多種周期調(diào)制的結(jié)果。
脈動白矮星的已知的次型有DAV或 ZZ Cet，有以氫為主的大氣，光譜型DA；DBV或V777 Her，有以氮為主的大氣，光譜型DB；GW Vir，有以氮、碳、氧為主的大氣；?勇者斗惡龍5，有以碳為主的大氣。
觀測方法
白矮星非常小，且在地球上可見的亮度不高，因此很難檢測到，有時可通過雙星系統(tǒng)定位它們，如果一顆恒星似乎有某種無法解釋的運動，則可以考慮這顆單星實際上是一個多星系統(tǒng)的一部分，理論預(yù)測后通過觀測手段驗證就可能會發(fā)現(xiàn)一顆白矮星伴星。
光學(xué)望遠鏡
一些非常距離地球較的白矮星的在地球上看來光亮依舊非常微弱，但可以通過望遠鏡直接觀察到。如：
圖中的球狀星團是距離地球最近的球狀星團。它包含數(shù)十萬顆地面望遠鏡可見的恒星，預(yù)計包含約40，000顆白矮星；其所有質(zhì)量為太陽80%或以上的恒星都已經(jīng)從主序帶演化成為紅巨星，并有許多已經(jīng)變成白矮星。在上圖顯示的哈勃空間望遠鏡圖片中檢測到的最亮白矮星（圖中右側(cè)圈出的微弱亮點）的亮度并不比在月球看地球上100瓦燈泡亮。
X射線觀測
光學(xué)望遠鏡并不是觀察白矮星的唯一方法，借助X射線也可觀測到白矮星。白矮星發(fā)出的X射線來自白矮星內(nèi)部，其內(nèi)部非常致密且溫度通常較高，在一顆非常年輕的白矮星中溫度可高達100000度，熾熱的內(nèi)核會輻射出X射線，而白矮星的外層僅含有氦和氫，無法阻擋內(nèi)核發(fā)射的X射線。
光電觀測
借助高敏感度的光電元件組成的天文儀器也可觀測到白矮星，博洛尼亞（Bologna）天文臺通過安裝在150厘米望遠鏡上的兩個光子計數(shù)器組成的雙頭快速光度計觀測到了十顆白矮星，其中有五顆不存在顯著的光度變化，望遠鏡的采集系統(tǒng)與通過網(wǎng)絡(luò)與德州（Stateof Texas）的天文計算機連接，由于望遠鏡沒有為天空背景監(jiān)測預(yù)留的計數(shù)器，必須每半小時移動一次才能準確測量亮度。
紫外線分光光度觀測
對于溫度尚高的DA型白矮星，在遠紫外（912-1860?）和極紫外（415?）范圍內(nèi)進行分光光度觀測，如霍普金斯紫外望遠鏡觀測到的白矮星G191-B2B，霍普金斯紫外望遠鏡當時在太空的主要任務(wù)是飛行校準，但通過遠紫外阻擋鋁過濾器在極紫外波段觀測了這顆白矮星。
觀測結(jié)果
碎片盤和行星系統(tǒng)
幾乎所有已知的系外（太陽系外）行星都圍繞著一顆將成為白矮星的恒星運行，這些系外行星在恒星轉(zhuǎn)變的過程中要么存活下來，要么被摧毀。在途中，系外行星對較小天體的擾動促進了后者的物理和動力學(xué)演化，使它們能夠接近白矮星并被白矮星摧毀。由此產(chǎn)生的殘余物無處不在，恒星演化成白矮星時，恒星內(nèi)核穩(wěn)定后成為一顆白矮星，而另一部分成為被稱為行星狀星云的噴射氣態(tài)殘余。許多白矮星都顯示出吸積較小天體的跡象，這說明白矮星周圍存在殘余行星系統(tǒng)?？死锼雇懈ァ·曼瑟（Christopher J.Manser）、鮑里斯·T·甘西克（?Boris T.G?nsicke）等人恒星光譜發(fā)現(xiàn)白矮星所在的星系中有一小部分包含氣體碎片盤，報告了來自白矮星SDSSJ122859.93+104032.9周圍碎片盤的CaⅠ發(fā)射線的強度和形狀的穩(wěn)定周期變化為123.4min，并通過計算證明星子可以在白矮星周圍的近軌道上存在。白矮星大氣中的重金屬來源于碎片盤，正在吸積行星碎片的白矮星中約有一半的前身質(zhì)量為2~3?M⊙。溫度高于27，000K的白矮星會升華所有因潮汐破壞形成的塵埃，從而阻止了碎片盤的形成。在較冷的白矮星中，巖石體可能會在羅希半徑附近被潮汐破壞，并因坡印廷-羅伯遜（Poynting–Robertson）阻力而進入圓形軌道，對于質(zhì)量較小的白矮星來說更強。坡印廷-羅伯遜阻力也會導(dǎo)致塵埃越來越靠近白矮星，直到它最終升華，碎片盤消失。對于溫度高于10000K的白矮星來說，碎片盤的壽命約為幾百萬年。較冷的白矮星的碎片盤壽命可達幾千萬年，潮汐力有足夠的時間破壞第二個巖石體并形成第二個碎片盤圍繞著白矮星。
GD 518
德克薩斯大學(xué)奧斯汀分校（The University of Texas at Austin）的天文學(xué)家及其同事使用該大學(xué)麥克唐納天文臺（McDonald Observatory）的 2.1 米奧托·斯特魯維望遠鏡（Otto Struve Telescope）發(fā)現(xiàn)了一顆白矮星GD 518?，?GD 518 位于天龍座，距地球約 170 光年，質(zhì)量約為太陽的 1.2 倍，體積比地球小，其表面溫度達到12000度，是太陽的兩倍左右，質(zhì)量為太陽的1.2倍，恒星演化模型表明，GD 518 的前身經(jīng)歷了穩(wěn)定的碳燃燒階段，形成了氧和氖組成的核心。GD 518白矮星在大約 425 至 595 秒的時間尺度上表現(xiàn)出多周期的光度變化，幅度高達 0.7%，這表明它正在進行“脈沖”式的膨脹和收縮，其內(nèi)部存在不穩(wěn)定性，他們推測其內(nèi)部可能已經(jīng)出現(xiàn)了結(jié)晶或者凝固現(xiàn)象，形成一定半徑的“小結(jié)晶球”，這個發(fā)現(xiàn)為具有氧-氖核心的白矮星內(nèi)部研究提供了第一個方向，他們認為對這顆白矮星的調(diào)查，有助于為其他類型的超新星爆發(fā)提供依據(jù)，為研究中等質(zhì)量恒星演化提供了一個獨特的方法。
天狼星B
天狼星B是一個三星系統(tǒng)波江座40的成員，波江座40距離地球16光年，天狼星B是波江座40中天狼星的伴星，天狼星A的光芒掩蓋了天狼星B的熒熒微光，使得天狼星B難以觀測。天狼B每50年便會繞天狼星A公轉(zhuǎn)一周，它們之間的平均距離大致和天王星到太陽的距離差不多。
南河三B?
南河三B由約翰馬丁·謝伯勒（Martin Schaeberle）在利克天文臺（Lick Observatory）首先在觀測到，南河三B具有以氦為主的大氣層，并含有微量重元素。由于尚不清楚的原因，南河三B的質(zhì)量為0.6M☉相對于同類白矮星而言較低，與南河三A組成雙星系統(tǒng)，距離地球11.46光年。
范馬南星
范馬南星質(zhì)量在0.68M?☉左右，半徑僅為太陽的1%，距離地球13.64光年，范馬南星的前身約有2.6M?☉，并在恒星主序帶上停留了大約9億年，最初離開主序帶時膨脹成一顆紅巨星時，最大半徑達到了當前太陽半徑的1000倍。
參考資料 >
Two White Dwarf Stars At Center Of Planetary Nebula Henize 2-428 Will Explode Into Supernova.Tech Times （科技時報）.2023-09-27
“與精靈共舞”之白矮星雙星.人民網(wǎng)-人民科技.2023-10-08
白矮星--行星“粉碎機”--24小時滾動新聞--人民網(wǎng).人民網(wǎng).2023-09-26
科學(xué)家發(fā)現(xiàn)最低溫白矮星 已結(jié)晶成“鉆石星球” .中國新聞網(wǎng).2023-09-27
Bright nova in the heart of Sagittarius — still erratically variable.Astronomy now.2023-09-27
科學(xué)家發(fā)現(xiàn)銀河系最古老的行星殘骸.新浪網(wǎng).2023-09-27
普朗克尺度和普朗克時間.中科院物理所.2023-10-12
在垂死的恒星周圍，也可能孕育出生命？.文匯報.2023-09-28
銀河系中心不死之星的奇特焰火.南京大學(xué)天文與空間科學(xué)學(xué)院.2023-09-27
Introduction to Cataclysmic Variables (CVs).NASA.2023-09-28
星空有約丨10月8日至12日智神星與天狼星“結(jié)伴游”.新華網(wǎng).2023-09-28
White Dwarfs.NASA.2023-09-28
White Dwarfs.新墨西哥州立大學(xué)（New Mexico State University）.2023-09-28
Texas Astronomers Discover Pulsations in Crystalized, Dying Star.德克薩斯大學(xué)奧斯汀分校-麥克唐納天文臺.2023-10-15