白矮星的定義和概念

白矮星是主要由電子簡並物質組成的恒星覈心殘餘物。 白矮星的密度非常大：其質量與太陽相當，而體積與地球相當。 白矮星的低光度來自殘餘熱能的排放； 白矮星中不會發生聚變。

已知最近的白矮星是天狼星B，距離8.6光年，是天狼星雙星中較小的組成部分。 現時認為距離太陽最近的一百個恒星系統中有八顆白矮星。

白矮星异常暗淡的現象於1910年首次被認識到。  

白矮星這個名稱是由Willem Luyten於1922年創造的。

由哈勃太空望遠鏡拍攝的天狼星A和天狼星B的影像。 天狼星B是一顆白矮星，可以被視為明亮得多的天狼星A左下角的一個微弱光點。

白矮星被認為是質量不足以成為中子星或黑洞的恒星的最終演化狀態。 這包括銀河系中97%以上的恒星。

在低質量或中等質量的主序恒星的氫聚變期結束後，這樣的恒星將膨脹為紅巨星，在此期間，它通過三重聚變將氦與覈心中的碳和氧融合阿爾法過程。 如果紅巨星的質量不足以產生聚變碳所需的覈心溫度（約10億K），則其中心將積聚惰性的碳和氧質量。 當這樣的恒星脫去外層並形成行星狀星雲後，它會留下一個覈心，這就是殘餘的白矮星。

通常，白矮星由碳和氧組成（CO白矮星）。 如果祖星的質量在8到10.5個太陽質量之間，則覈心溫度將足以熔化碳，但不能熔化氖，在這種情況下，氧-氖-鎂（ONeMg或ONe）可能會形成白矮星。 質量極低的恒星將無法聚變氦； 囙此，氦白矮星可能是由於雙星系統中的質量損失而形成的。

白矮星中的物質不再進行聚變反應，囙此恒星沒有能量來源。 囙此，它無法通過聚變產生的熱量來抵抗引力塌縮來支撐自身，而只能通過電子簡並壓力來支撐，從而使其變得極其緻密。 簡並物理學給出了非旋轉白矮星的最大質量，即錢德拉塞卡極限——大約是M⊙的1.44倍——超過這個質量，電子簡並壓力就無法支持。 接近此質量極限的碳氧白矮星（通常是通過伴星的質量轉移）可能會通過稱為碳爆炸的過程爆炸為Ia型超新星； SN 1006被認為是一個著名的例子。

白矮星形成時非常熱，但由於它沒有能量來源，囙此隨著能量的散發，它會逐漸冷卻。 這意味著其最初具有高色溫的輻射會隨著時間的推移而减少並變紅。 經過很長一段時間，白矮星會冷卻，其物質會從覈心開始結晶。 這顆恒星的低溫意味著它將不再發出大量的熱量或光，並且它將成為一顆冷的黑矮星。

由於白矮星達到這種狀態所需的時間經計算比已知宇宙當前的年齡（約138億年）還要長，人們認為現時還不存在黑矮星。

已知最古老的白矮星仍然在幾千開爾文的溫度下發出輻射，這為宇宙最大可能年齡建立了觀測極限。

發現

第一顆發現的白矮星位於波江座40三星系統中，其中包含相對明亮的主序星波江座40 A，距離較近的白矮星40波江座B和主序紅矮星40雙星系統在一定距離內繞其運行。 波江達尼C. 1783年1月31日，威廉·赫歇爾（William Herschel）發現了這對40 Eridani B/C。

1910年，亨利·諾裏斯·拉塞爾（Henry Norris Russell）、愛德華·查爾斯·皮克林（Edward Charles Pickering）和威廉米娜·弗萊明（Williamina Fleming）發現，儘管波江座40 B/C是一顆暗星，但它是光譜類型A，或白色。

1939年，羅素回顧這一發現：

我正在拜訪我的朋友和慷慨的捐助者愛德華·C·皮克林教授。 他懷着特有的善意，自願對所有恒星（包括比較恒星）的光譜進行觀測，這些光譜是在我和辛克斯在劍橋進行的恒星視差觀測中觀測到的，我也進行了討論。 事實證明，這項看似例行公事的工作非常富有成果——它導致我們發現所有絕對星等非常微弱的恒星都屬於M級光譜。

在關於這個主題的談話中（我記得是這樣），我向皮克林詢問了其他某些微弱恒星的情况，不在我的名單上，特別提到了40 Eridani B。 典型地，他向天文臺辦公室發送了一張便條，不久就得到了答覆（我認為是弗萊明夫人），這顆恒星的光譜是A。 我對即使在古生代，立即意識到我們當時所說的表面亮度和密度的“可能”值之間存在極大的不一致。 我一定已經表明，我不僅感到困惑，而且感到沮喪，因為這個看似非常漂亮的恒星特徵規則的例外； 但皮克林對我微笑著說：“正是這些例外導致了我們知識的進步”，於是白矮星進入了研究領域！

40 Eridani B的光譜類型於1914年由沃爾特·亞當斯（Walter Adams）正式描述。

接下來被發現的是天狼星的白矮星伴星天狼星B。 在十九世紀，一些恒星的位置量測變得足够精確，可以量測其位置的微小變化。 弗裏德裏希·貝塞爾使用位置量測來確定天狼星（大犬 α） 和南河三（小犬 α） 正在週期性地改變位置。 1844年，他預言兩顆恒星都有看不見的伴星：

如果我們把天狼星和南河三視為雙星，它們運動的變化就不會令我們感到驚訝； 我們應該承認它們是必要的，並且只需通過觀察來調查它們的數量。 但光並不是質量的真實内容。 無數可見恒星的存在並不能證明無數不可見恒星的存在。

貝塞爾粗略估計天狼星同伴的壽命約為半個世紀； CAF Peters於1851年計算了它的軌道。

直到1862年1月31日，阿爾萬·格雷厄姆·克拉克（Alvan Graham Clark）才觀察到一顆靠近天狼星的前所未見的恒星，後來被確定為預測的伴星。 沃爾特·亞當斯（Walter Adams）於1915年宣佈，他發現天狼星B的光譜與天狼星的光譜相似。

1917年，阿德裏安·範·馬南（Adriaan van Maanen）發現了範馬南星，一顆孤立的白矮星。 這三顆最先發現的白矮星就是所謂的經典白矮星。

最終，發現了許多微弱的白色恒星，它們具有較高的自行運動，這表明它們可能被懷疑是靠近地球的低光度恒星，囙此是白矮星。 威廉·盧頓（Willem Luyten）似乎是第一個使用“白矮星”一詞的人，他在1922年檢查此類恒星時； 該術語後來因阿瑟·斯坦利·愛丁頓。

儘管有這些懷疑，第一顆非經典白矮星直到20世紀30年代才被明確識別。 到1939年，已經發現了18顆白矮星。

Luyten和其他人在1940年代繼續尋找白矮星。 到1950年，已知的有100多個，到1999年，已知的有2000多個。 自那時起，斯隆數位巡天已發現超過9000顆白矮星，其中大部分是新的。