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白矮星
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白矮星（white dwarf），也称为简并矮星，是由简并态物质构成的致密天体。它们的密度极高，一颗质量与太阳相当的白矮星体积只有地球一般的大小，微弱的光度则来自过去储存的热能[1]。在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星[2]。这种异常微弱的白矮星大约在1910年就被亨利·诺利斯·罗素、爱德华·皮克林和威廉·佛莱明等人注意到[3], p. 1白矮星的名字是威廉·鲁伊登在1922年取的[4]。
==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、压力不足以使碳氧元素进行核聚变，从而产生一个致密天体。
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，那么电子简并压将无法抵抗引力坍缩，致使内部核心达到点燃碳氧元素的温度从而使整个星体经历一场毁灭性的爆炸，一般称为Ia型超新星爆发。
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。
==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、压力不足以使碳氧元素进行核聚变，从而产生一个致密天体。
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，那么电子简并压将无法抵抗引力坍缩，致使内部核心达到点燃碳氧元素的温度从而使整个星体经历一场毁灭性的爆炸，一般称为Ia型超新星爆发。
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。