現(xiàn)代科技綜述知識文庫：白矮星

1、現(xiàn)代科技綜述系列白矮星科技是人類區(qū)別于動物的重要文明之一，是人類對自然規(guī)律研究和利用的學(xué)科。本文提供對科技基本概念“白矮星”的解讀，以供大家了解。白矮星一類低光度、高密度、簡并態(tài)的小體積恒星，恒星演化的晚期產(chǎn)物，是“死亡了的”恒星。根據(jù)恒星演化理論，當(dāng)恒星經(jīng)歷體積膨脹、物質(zhì)稀薄的紅巨星階段，拋射出大量物質(zhì)后，其核心區(qū)的核能燃燒殆盡，它在自引力的作用下，突然坍縮，同時可能伴隨大量的能量釋放和物質(zhì)的拋射。其結(jié)果，如果留下的中心部分質(zhì)量小于14個太陽質(zhì)量(m)，則該恒星就成了白矮星。在白矮星內(nèi)部，核反應(yīng)已經(jīng)停止，靠引力能轉(zhuǎn)化為熱能維持其能量輻射，并且緩慢地冷卻。白矮星是處于穩(wěn)定狀態(tài)的恒星，在赫羅圖上

2、位于主星序下的左下角的廣闊區(qū)域。它的典型的物理參數(shù)是：質(zhì)量為06m，半徑為001太陽半徑(R)，大小與地球相仿，密度為105107gcm3。確定白矮星的主要要素是它們的半徑大小。白矮星的體積小，因而很暗。它們中的大部分表面溫度高達10000以上，輻射在可見光部分最強，因此呈白色。某些白矮星較冷，它們呈黃色乃至紅色，但按其物理性質(zhì)仍屬白矮星。要觀測到白矮星是相當(dāng)困難的，自1914年發(fā)現(xiàn)第1顆白矮星，到60年代初，發(fā)現(xiàn)和研究工作進展不大。隨后由于觀測技術(shù)和處理方法的改進提高，白矮星發(fā)現(xiàn)的數(shù)目才迅速增加，到1977年底，已經(jīng)達500顆左右。現(xiàn)在除了地面觀測以外，還用1978年發(fā)射的國際紫外探測衛(wèi)星(

3、IUE)來發(fā)現(xiàn)白矮星。至今已經(jīng)發(fā)現(xiàn)的白矮星有1000顆以上(Shipman，1989)。用分光法證認過的500余顆白矮星，已經(jīng)編成專門星表(McCook，1987)。這些白矮星有的是孤立的單星，有的是星團成員星，也有的是雙星或聚星系統(tǒng)中的伴星，有的雙星的兩個子星都是白矮星?，F(xiàn)在尚難估計銀河系中白矮星的總的數(shù)量，據(jù)理論預(yù)測可能占到恒星總數(shù)的10%。在白矮星研究早期，對于白矮星上的物質(zhì)密度為何可達那么高難以解釋。直到1926年福勒(RHFowler)，特別是1935年錢德拉塞卡(SChandrasekhar)才給予闡明。白矮星內(nèi)部的物質(zhì)處于簡并態(tài)，引力坍縮可使白矮星內(nèi)部達到107K的溫度，在此高溫

4、下，原子的殼層電子全部被剝離，大量的自由電子與原子核緊密地擠合在一起，所以密度特高。白矮星的質(zhì)量愈大，半徑愈小(與主序星相反)，物質(zhì)密度愈高。據(jù)推算，無自轉(zhuǎn)的白矮星的質(zhì)量上限值為144m。若白矮星具有快速自轉(zhuǎn)的核，則此極限值稍大些。質(zhì)量上限值還與化學(xué)組成有關(guān)。后來把144m稱作錢德拉塞卡極限。錢德拉塞卡由于在恒星內(nèi)部結(jié)構(gòu)和演化研究上的卓越貢獻，獲得了1983年度的諾貝爾物理學(xué)獎。白矮星由于其物質(zhì)密度極高，表面重力加速度也特別大，所以非常適合于用來檢驗廣義相對論中光線的引力紅移。白矮星作為恒星演化晚期的產(chǎn)物，是銀河系中最老的恒星之一。我們可以尋找最冷的白矮星，計算它的冷卻速率來確定銀盤的年齡。近

5、年來，有許多學(xué)者，如開帕爾(Kepler et al，1991a，b)、方泰因(Fontaine et al，1991)、伊蓀(Isern et al，1992)等人在白矮星冷卻速率的計算方面做了大量工作，由白矮星測定的銀盤年齡，采用不同模型得到了不同的結(jié)果。白矮星按化學(xué)組成的不同，一般分為DA星(具有富氦光球)和非DA星(具有富氫光球)兩大類。D表示簡并態(tài)，A表示譜線中最強的是氫線。非DA星中，有DB，DO，DQ，DZ，DC，DP等類型，其中B表示有最強的氦譜線，O表示有電離氦線，Q表示有碳線，Z表示有其它元素，如金屬譜線，C表示沒有清晰的譜線，P表示譜線偏振，恒星有強磁場。這里所說的化學(xué)組

6、成僅僅是對恒星外層大氣而言。DA星因其外層吸積了足夠的氫而顯示出強的氫譜線。但是由于DA星與非DA星在質(zhì)量和運動方面沒有明顯的區(qū)別，因此在吸積機制方面不應(yīng)該有所不同。白矮星的微量元素，諸如C、N、O、Si、Ca和Mg等，它們的含量不同是極常見的。在冷的DA白矮星的大氣中也發(fā)現(xiàn)了氦，當(dāng)表面有效溫度接近11500K時，氫層和氦層可因?qū)α鞫旌?，有時候豐度N(He)N(H)高達20；而在表面有效溫度處于7500K與115108K范圍內(nèi)，則幾乎沒有富氫的白矮星(Bergeron et al，1990)。近來的研究表明，白矮星的質(zhì)量分布范圍是非常窄小的，平均值接近053m，變化范圍為043m105m。D

7、A與非DA星在質(zhì)量上沒有差別。白矮星的前身恒星質(zhì)量可達8m。白矮星的溫度可用紅外、可見光和紫外光觀測來確定。至今測到的最熱的白矮星是H1504+65，表面溫度達160000K。DB白矮星的溫度一般在2400029000K間。冷的白矮星溫度很難測定，這一方面是因為冷的白矮星光度低，另一方面，更重要的是因為它們的光球處于部分簡并態(tài)，對這類白矮星的模型大氣，不能用理想氣體狀態(tài)方程計算。迄今搜索到的最冷白矮星是LP70129，表面溫度4500K。很少的(只占總數(shù)的百分之幾)白矮星具有強磁場，強度范圍在幾個MG幾百個MG。已知磁場最強的白矮星是PG1031+234(500MG)。對某些白矮星能檢測到小于

8、106G的弱磁場，但測定很困難，為此已選定了一些這樣的白矮星，專門檢測它們的磁場強度。據(jù)理論推測，白矮星有像中子星那樣的很高的旋轉(zhuǎn)速度。假設(shè)像太陽那樣的主序星，即質(zhì)量為1m，旋轉(zhuǎn)周期為一個月，當(dāng)它坍縮成為06m、0012R的白矮星時，那么該星的旋轉(zhuǎn)周期僅為6min(赤道速度為140kms)。磁白矮星的旋轉(zhuǎn)速度可由其磁場的變化來測定，這種變化表現(xiàn)為偏振圖樣的變化或譜線的變化(如塞曼位移變化)或者以上兩種變化同時出現(xiàn)。但是也有的白矮星，它們的旋轉(zhuǎn)周期長達100余年，幾乎不旋轉(zhuǎn)(Schmidt等，1991)。白矮星降溫的機制問題還沒有很好解決。目前認為，白矮星內(nèi)充塞著的簡并電子產(chǎn)生的電子氣體壓力與白

9、矮星的自引力平衡，簡并電子既阻止恒星的坍縮，使恒星處于穩(wěn)定狀態(tài)，又是熱的良導(dǎo)體，使白矮星幾乎是一個等溫體。白矮星的進一步演化僅是逐漸冷卻，大小沒有大的變化。在白矮星早期，其內(nèi)部深處產(chǎn)生大量中微子，它一產(chǎn)生就立刻離開并帶走能量，從而使恒星溫度降低。當(dāng)溫度降到一定程度時，不再產(chǎn)生中微子，這時由光子向外傳輸能量。溫度繼續(xù)下降，外層對流開始了，對流又使物質(zhì)很好混和而且深入到較內(nèi)層，同時較低的溫度引起簡并電子范圍的擴大，使對流層和簡并電子層的兩個邊界相遇，電子向外迅速傳遞能量，簡并帶向外移動，對流線向表面退縮，直至恒星完全冷卻。白矮星內(nèi)部的物質(zhì)是層化的。由高密度產(chǎn)生的極大自引力導(dǎo)致其內(nèi)部的物質(zhì)分層排列，

10、輕的元素諸如氫留在表面，重元素則下沉，核心呈晶體結(jié)構(gòu)，即晶體化。引力作用凈化了白矮星的外層，所以其譜線顯示單純的某一元素。白矮星的起源問題還需進一步研究。行星狀星云對白矮星的形成起著重要作用，這種星云被看成由紅巨星坍縮成白矮星時拋出的殼層形成，但白矮星是否都有行星狀星云產(chǎn)生呢?沒有統(tǒng)一結(jié)論。近年有些人認為熱的亞矮星類恒星也可以演變成白矮星，這類恒星沒有行星狀星云產(chǎn)生，在赫羅圖上，它們位于行星狀星云中央星與白矮星之間(Kawaler，1987)。白矮星的壽命為幾十億年。在此期間，白矮星將其核內(nèi)貯藏的熱量緩慢地輻射到空間，最終冷卻成一個廢軀，變成一顆黑矮星真正的恒星尸體。太陽從形成一顆恒星起，至今

11、已有幾十億年歷史，它變成一顆白矮星還需要幾十億年，到達黑矮星則需再經(jīng)過幾十億年?！緟⒖嘉墨I】： 1 Kawaler SD,et al. Sky , Telescope, 1987,134 2 McCook G P,et al. The Astrophysical Journal Suppl,1987, 65 : 603671 3 Shipman H L. Planetary Nebulae, IAU Symp. Kluwer Academic Publishers,1989,561 4 Bergeron P,et al. The Astrophysical Journal Lettes,1990,351:L21 5 Fontaine G, et al. White Dwarfs. Dordrecht: KluwerAcademic Publishers, 1991,143 6 Kepler SO,et al. The Astrophysical Journal,1991,378:L45 7 Kepler S O, et al. White Dwarfs, Dordrecht. Kluwer