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白矮星

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[[File:白矮星2.jpg|350px|缩略图|右|[http://spider.ws.126.net/b90e139db491c67ee6300e2a5f7ca2f2.jpeg 原图链接][http://dy.163.com/v2/article/detail/DOKNT25B0511DD3A.html 来自 网易 的图片]]]
'''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<ref>[http://www.ufo-1.cn/article/201808/5567.html 恒星死亡后变成白矮星,竟有机会被“唤醒”?!] ,外星探索网 ,2018-9-1</ref> 。在太阳附近的区域内已知的恒星中大约有6%是白矮星。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, p. 1白矮星的名字是威廉·鲁伊登在1922年取的。
==形成==
==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 <ref> [http://www.docin.com/p-1052546431.html 数值模拟白矮星结构],豆丁网, 2015-2-3 </ref>
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。
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