| 单词 | 白矮星 |
| 释义 | 【白矮星】 拼译：white dwarfs 一类低光度、高密度、简并态的小体积恒星，恒星演化的晚期产物，是“死亡了的”恒星。根据恒星演化理论，当恒星经历体积膨胀、物质稀薄的红巨星阶段，抛射出大量物质后，其核心区的核能燃烧殆尽，它在自引力的作用下，突然坍缩，同时可能伴随大量的能量释放和物质的抛射。其结果，如果留下的中心部分质量小于1．4个太阳质量(m☉)，则该恒星就成了白矮星。在白矮星内部，核反应已经停止，靠引力能转化为热能维持其能量辐射，并且缓慢地冷却。白矮星是处于稳定状态的恒星，在赫罗图上位于主星序下的左下角的广阔区域。它的典型的物理参数是：质量为0．6m☉，半径为0．01太阳半径(R☉)，大小与地球相仿，密度为105～107g／cm3。确定白矮星的主要要素是它们的半径大小。 白矮星的体积小，因而很暗。它们中的大部分表面温度高达10000℃以上，辐射在可见光部分最强，因此呈白色。某些白矮星较冷，它们呈黄色乃至红色，但按其物理性质仍属白矮星。要观测到白矮星是相当困难的，自1914年发现第1颗白矮星，到60年代初，发现和研究工作进展不大。随后由于观测技术和处理方法的改进提高，白矮星发现的数目才迅速增加，到1977年底，已经达500颗左右。现在除了地面观测以外，还用1978年发射的国际紫外探测卫星(IUE)来发现白矮星。至今已经发现的白矮星有1000颗以上(Shipman，1989)。用分光法证认过的500余颗白矮星，已经编成专门星表(McCook，1987)。这些白矮星有的是孤立的单星，有的是星团成员星，也有的是双星或聚星系统中的伴星，有的双星的两个子星都是白矮星。现在尚难估计银河系中白矮星的总的数量，据理论预测可能占到恒星总数的10%。在白矮星研究早期，对于白矮星上的物质密度为何可达那么高难以解释。直到1926年福勒(R．H．Fowler)，特别是1935年钱德拉塞卡(S．Chandrasekhar)才给予阐明。白矮星内部的物质处于简并态，引力坍缩可使白矮星内部达到107K的温度，在此高温下，原子的壳层电子全部被剥离，大量的自由电子与原子核紧密地挤合在一起，所以密度特高。白矮星的质量愈大，半径愈小(与主序星相反)，物质密度愈高。据推算，无自转的白矮星的质量上限值为1．44m☉。若白矮星具有快速自转的核，则此极限值稍大些。质量上限值还与化学组成有关。后来把1．44m☉称作钱德拉塞卡极限。钱德拉塞卡由于在恒星内部结构和演化研究上的卓越贡献，获得了1983年度的诺贝尔物理学奖。白矮星由于其物质密度极高，表面重力加速度也特别大，所以非常适合于用来检验广义相对论中光线的引力红移。白矮星作为恒星演化晚期的产物，是银河系中最老的恒星之一。我们可以寻找最冷的白矮星，计算它的冷却速率来确定银盘的年龄。近年来，有许多学者，如开帕尔(Kepler et al．，1991a，b)、方泰因(Fontaine et al．，1991)、伊荪(Isern et al．，1992)等人在白矮星冷却速率的计算方面做了大量工作，由白矮星测定的银盘年龄，采用不同模型得到了不同的结果。白矮星按化学组成的不同，一般分为DA星(具有富氦光球)和非DA星(具有富氢光球)两大类。D表示简并态，A表示谱线中最强的是氢线。非DA星中，有DB，DO，DQ，DZ，DC，DP等类型，其中B表示有最强的氦谱线，O表示有电离氦线，Q表示有碳线，Z表示有其它元素，如金属谱线，C表示没有清晰的谱线，P表示谱线偏振，恒星有强磁场。这里所说的化学组成仅仅是对恒星外层大气而言。DA星因其外层吸积了足够的氢而显示出强的氢谱线。但是由于DA星与非DA星在质量和运动方面没有明显的区别，因此在吸积机制方面不应该有所不同。白矮星的微量元素，诸如C、N、O、Si、Ca和Mg等，它们的含量不同是极常见的。在冷的DA白矮星的大气中也发现了氦，当表面有效温度接近11500K时，氢层和氦层可因对流而混和，有时候丰度N(He)／N(H)高达20；而在表面有效温度处于7500K与1．15×108K范围内，则几乎没有富氢的白矮星(Bergeron et al．，1990)。近来的研究表明，白矮星的质量分布范围是非常窄小的，平均值接近0．53m☉，变化范围为0．43m☉～1．05m☉。DA与非DA星在质量上没有差别。白矮星的前身恒星质量可达8m☉。白矮星的温度可用红外、可见光和紫外光观测来确定。至今测到的最热的白矮星是H1504+65，表面温度达160000K。DB白矮星的温度一般在24000～29000K间。冷的白矮星温度很难测定，这一方面是因为冷的白矮星光度低，另一方面，更重要的是因为它们的光球处于部分简并态，对这类白矮星的模型大气，不能用理想气体状态方程计算。迄今搜索到的最冷白矮星是LP701－29，表面温度4500K。很少的(只占总数的百分之几)白矮星具有强磁场，强度范围在几个MG～几百个MG。已知磁场最强的白矮星是PG1031+234(＞500MG)。对某些白矮星能检测到小于106G的弱磁场，但测定很困难，为此已选定了一些这样的白矮星，专门检测它们的磁场强度。据理论推测，白矮星有像中子星那样的很高的旋转速度。假设像太阳那样的主序星，即质量为1m☉，旋转周期为一个月，当它坍缩成为0．6m☉、0．012R☉的白矮星时，那么该星的旋转周期仅为6min(赤道速度为140km／s)。磁白矮星的旋转速度可由其磁场的变化来测定，这种变化表现为偏振图样的变化或谱线的变化(如塞曼位移变化)或者以上两种变化同时出现。但是也有的白矮星，它们的旋转周期长达100余年，几乎不旋转(Schmidt等，1991)。白矮星降温的机制问题还没有很好解决。目前认为，白矮星内充塞着的简并电子产生的电子气体压力与白矮星的自引力平衡，简并电子既阻止恒星的坍缩，使恒星处于稳定状态，又是热的良导体，使白矮星几乎是一个等温体。白矮星的进一步演化仅是逐渐冷却，大小没有大的变化。在白矮星早期，其内部深处产生大量中微子，它一产生就立刻离开并带走能量，从而使恒星温度降低。当温度降到一定程度时，不再产生中微子，这时由光子向外传输能量。温度继续下降，外层对流开始了，对流又使物质很好混和而且深入到较内层，同时较低的温度引起简并电子范围的扩大，使对流层和简并电子层的两个边界相遇，电子向外迅速传递能量，简并带向外移动，对流线向表面退缩，直至恒星完全冷却。白矮星内部的物质是层化的。由高密度产生的极大自引力导致其内部的物质分层排列，轻的元素诸如氢留在表面，重元素则下沉，核心呈晶体结构，即晶体化。引力作用净化了白矮星的外层，所以其谱线显示单纯的某一元素。白矮星的起源问题还需进一步研究。行星状星云对白矮星的形成起着重要作用，这种星云被看成由红巨星坍缩成白矮星时抛出的壳层形成，但白矮星是否都有行星状星云产生呢?没有统一结论。近年有些人认为热的亚矮星类恒星也可以演变成白矮星，这类恒星没有行星状星云产生，在赫罗图上，它们位于行星状星云中央星与白矮星之间(Kawaler，1987)。白矮星的寿命为几十亿年。在此期间，白矮星将其核内贮藏的热量缓慢地辐射到空间，最终冷却成一个废躯，变成一颗黑矮星真正的恒星尸体。太阳从形成一颗恒星起，至今已有几十亿年历史，它变成一颗白矮星还需要几十亿年，到达黑矮星则需再经过几十亿年。【参考文献】：1 Kawaler SD,et al. Sky , Telescope, 1987,1342 McCook G P,et al. The Astrophysical Journal Suppl,1987, 65 : 603～6713 Shipman H L. Planetary Nebulae, IAU Symp. Kluwer Academic Publishers,1989,5614 Bergeron P,et al. The Astrophysical Journal Lettes,1990,351:L215 Fontaine G, et al. White Dwarfs. Dordrecht: KluwerAcademic Publishers, 1991,1436 Kepler SO,et al. The Astrophysical Journal,1991,378:L457 Kepler S O, et al. White Dwarfs, Dordrecht. Kluwer Academic Publishers,1991b, 1438 Schmidt G D,et al. The Astrophysical Journal, 1991,366: 2709 Isern J,et al. The Astrophysical Journal Lettes, 1992,392: L23(中国科学院上海天文台储宗元研究员、王家骥副研究员撰) |
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