天狼星是地球夜空中最亮的恒星，每年冬季我們都可以看到它的身影。1844 年，德國天文學(xué)家兼數(shù)學(xué)家貝塞爾（F. Bessel）通過計算發(fā)現(xiàn)，天狼星實際上應(yīng)該是一個雙星系統(tǒng)，它有一顆與太陽質(zhì)量相當(dāng)?shù)陌樾?。但由于這顆伴星極其暗弱，人們長久以來并未能發(fā)現(xiàn)它，直到 1862 年才拍攝到了這顆亮度只有天狼星千分之一的伴星的照片，后來又獲得了其光譜，人們才終于開始認識這種新的天體 —— 白矮星。
1、類太陽恒星的末期演化日
要想了解白矮星的形成，我們首先要從中小質(zhì)量恒星主序階段后的演化談起。我們一般把小于 2.3 倍太陽質(zhì)量的恒星稱為小質(zhì)量恒星，2.3~8 個太陽質(zhì)量稱中等質(zhì)量恒星，至于劃分標(biāo)準，自然是恒星的演化方式和結(jié)局，我們將在下文詳談。
隨著恒星核心氫聚變的進行，燃料逐漸枯竭，一顆主要由氦構(gòu)成的核心的質(zhì)量逐漸增加，它會在引力的作用下逐漸收縮，溫度、壓強和密度也不斷提升，恒星慢慢步入紅巨星階段。此后恒星的演化分為兩種情況：第一種，中等質(zhì)量恒星核心的溫度較高，能夠達到氦的點火溫度，于是開始氦聚變成碳的 3α 反應(yīng)；第二種，小質(zhì)量恒星核心溫度不足以發(fā)生氦的聚變，這使得核心無法依靠輻射壓力來與引力抗衡，于是便進入電子簡并狀態(tài)，以電子簡并壓來對抗引力收縮。
何為簡并壓力？我們知道由費米子組成的系統(tǒng)，同一個微觀量子態(tài)最多只能允許一個粒子存在（泡利不相容原理），比如電子簡并氣體的每個能級最多存在兩個電子（兩個不同的自旋方向），其他的電子會被排斥，這種費米子之間的排斥力就是簡并壓力。在簡并氣體里，由于較低的能級很快就被占滿了，故大多數(shù)粒子的能量遠大于它們在普通氣體里的，這一高的能量也對應(yīng)了高的動量，因此粒子動量交換所產(chǎn)生的的壓力也遠遠超過通常氣體的壓力，能夠抵抗更強的引力，支撐起核心更大的密度。理論計算表明，電子簡并壓的大小與密度有關(guān)，并且在同樣的密度和溫度下，質(zhì)量越小的粒子越容易簡并，所以恒星核心首先進入簡并狀態(tài)的是電子。
簡并核心的進一步收縮會使其溫度繼續(xù)上升，質(zhì)量在 0.5~2.3 倍太陽之間的小質(zhì)量恒星，最終核心還是會達到氦的聚變溫度，開啟氦的爆炸式燃燒，即“氦閃”。這之后，簡并狀態(tài)解除，隨著核心氦的燃燒殆盡，它們會和中等質(zhì)量恒星一樣，產(chǎn)生一個主要由碳和氧構(gòu)成的核心，此時的恒星已經(jīng)到達它們生命的最后一個階段 —— 漸近巨星（AGB）。同樣地，碳氧核心隨后也會發(fā)生電子簡并現(xiàn)象，此時它已經(jīng)具備一顆白矮星的雛形。巨大的光度和強烈的星風(fēng)使其外殼的物質(zhì)大量損失，最終只留下一顆獨立的碳氧白矮星，拋射出去的物質(zhì)則形成行星狀星云。而質(zhì)量小于 0.5 倍太陽的恒星，它們的核心溫度始終無法引起氦的聚變，最終的演化結(jié)果是一顆氦白矮星。
2、白矮星的結(jié)構(gòu)和特點
白矮星的內(nèi)部已不再有核反應(yīng)，只是恒星生命終結(jié)后的余灰。它們位于赫羅圖的左下方，光度小、溫度高、密度大。以天狼星的伴星為例，它的質(zhì)量和太陽相近，半徑卻和地球相當(dāng)，表面溫度約 27000 K，光度僅有太陽的 1/360。雖然白矮星的內(nèi)部溫度可能高達 108 K，但電子簡并壓的作用仍然遠超熱壓力，而且簡并電子的導(dǎo)熱性很強，白矮星內(nèi)部基本是等溫的。除了占總體積絕大部分的內(nèi)核外，白矮星還有一層較薄的非簡并理想氣體外殼，這一靠對流和輻射來傳遞能量的低溫外殼的熱傳遞效率顯然低于等溫核的熱傳導(dǎo)，它有效地阻止了內(nèi)部能量的流失，這也是白矮星冷卻緩慢的原因。
根據(jù)白矮星的質(zhì)量-半徑關(guān)系，當(dāng)它們質(zhì)量的增大時，半徑會隨之減小以提高內(nèi)部分密度和電子簡并壓強來抵御不斷增強的引力作用，并且電子氣體會從非相對論簡并逐漸發(fā)展成相對論簡并。但是白矮星的半徑不可能無限制地減小，因此白矮星的質(zhì)量存在一個上限，即錢德拉塞卡極限。它是處于簡并狀態(tài)的電子氣體可以支撐的質(zhì)量上限，在達到這個極限時，恒星將被壓縮成為一個奇點。這一質(zhì)量極限的數(shù)值只與原子量與原子序數(shù)的比值有關(guān)，很明顯，不管是氦白矮星還是碳氧白矮星，這一數(shù)值都為 2，它們的質(zhì)量上限是相同的，都是我們熟悉的大約 1.45 倍太陽質(zhì)量。
3、白矮星的吸積與爆發(fā)
如果白矮星是密近雙星系統(tǒng)中的一員，當(dāng)伴星演化至生命末期，外層膨脹到充滿洛希瓣之后，伴星的物質(zhì)會經(jīng)由第一拉格朗日點流向白矮星并被吸積。白矮星后續(xù)的發(fā)展與吸積的速率有很大關(guān)系：如果吸積速率過低，被吸積的氫會在白矮星的表面以失控的方式進行聚變反應(yīng)，通過新星爆發(fā)，將原先吸積的物質(zhì)重新噴發(fā)出去，并有可能重復(fù)這一過程形成再發(fā)新星；如果吸積速率過高，富氫包層將快速膨脹，白矮星反而會重新成為一顆漸近巨星。
穩(wěn)定的白矮星吸積過程只會存在于一個很窄的吸積速率范圍內(nèi)，當(dāng)白矮星的質(zhì)量增加到接近錢德拉塞卡極限時，將發(fā)生熱核爆炸。這一過程釋放的熱量大于白矮星維持靜力學(xué)平衡所需的能量，因此結(jié)果是毀滅性的，白矮星將粉身碎骨，成為 Ia 型超新星。Ia 型超新星的前身星具有大致相同的質(zhì)量（錢德拉塞卡極限），因此它們爆發(fā)后也有著相近的光度和絕對星等，是天文學(xué)中測量天體距離的標(biāo)準燭光之一。
雖說白矮星的爆發(fā)一般不會有遺留物存在，但也有例外。如果雙星系統(tǒng)中的兩顆子星都是白矮星，引力波輻射會使系統(tǒng)損失角動量，最終二者靠的足夠近，發(fā)生合并現(xiàn)象。數(shù)值模擬表明，兩顆白矮星中密度和質(zhì)量較小的那顆會完全解體，并被另一顆白矮星吸積。如果吸積過程的速率較高，碳點火后的聚變產(chǎn)物對電子的俘獲反應(yīng)會導(dǎo)致壓強下降，從而引發(fā)恒星坍縮，最終演化為一顆中子星。
參考書籍
《天體物理概論》，向守平，中國科學(xué)技術(shù)大學(xué)出版社
《恒星結(jié)構(gòu)演化引論》，李焱，北京大學(xué)出版社
作者：叢雨
審核：円島
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