白色矮星、中質量および低質量の星の進化の終点を表すかすかな星のクラスのいずれか。白色矮星は、発見された最初の数個の白色のために呼ばれ、低光度、太陽のオーダーの質量、および地球の半径に匹敵する半径によって特徴付けられます。質量が大きく、寸法が小さいため、このような星は高密度でコンパクトな物体であり、平均密度は水の1,000,000倍に近づいています。

このトピックの詳細

スター：ホワイト矮星

すべての星は、赤色巨星の段階を経て、単純な経路に沿って最終的な状態に進化しているように見えます。ほとんどの場合、特に…

通常のガス圧によって自身の重力に逆らって支えられている他のほとんどの星とは異なり、白色矮星星は、その内部の電子ガスの縮退圧力によって支えられています。縮退圧力は、恒星の収縮の結果として、ガスを構成する電子によって加えられる抵抗の増加です（縮退ガスを参照）。いわゆるフェルミディラック統計と特殊相対性理論を白色矮星の平衡構造の研究に適用すると、質量と半径の関係が存在し、それによって、特定の白色矮星に一意の半径が割り当てられます。質量;質量が大きいほど、半径は小さくなります。さらに、限界質量の存在が予測され、それを超えると安定した白色矮星は存在できなくなります。チャンドラセカール限界として知られるこの限界質量は、1.4太陽質量のオーダーです。どちらの予測も、白色矮星の観測結果と非常によく一致しています。

典型的な白色矮星の中央領域は、炭素と酸素の混合物で構成されています。このコアを囲んでいるのは、ヘリウムの薄いエンベロープであり、ほとんどの場合、さらに薄い水素の層です。非常に少数の白色矮星が薄い炭素エンベロープに囲まれています。天文観測にアクセスできるのは、最も外側の恒星層だけです。

白色矮星は、初期質量が最大3または4太陽質量、あるいはそれ以上の星から進化します。水素とヘリウムの静止期がコアで燃焼した後（最初の赤色巨星相によって分離された）、星は再び赤色巨星になります。この2番目の赤色巨星相の終わり近くで、星は壊滅的な出来事でその拡張されたエンベロープを失い、輝く球殻に囲まれた高密度で熱くて明るいコアを残します。これは惑星状星雲の段階です。通常数十億年かかるその進化の全過程の間に、星は巨大な段階での恒星風とその放出されたエンベロープを通して元の質量の大部分を失います。残された高温の惑星状星雲の質量は0.5〜1.0太陽質量で、最終的には白色矮星になります。

白色矮星はすべての核燃料を使い果たしたため、核エネルギー源が残っていません。それらのコンパクトな構造はまた、さらなる重力収縮を防ぎます。したがって、星間物質に放射されるエネルギーは、そのコアを構成する非縮退イオンの残留熱エネルギーによって提供されます。そのエネルギーは、絶縁性の恒星のエンベロープを通してゆっくりと外側に拡散し、白色矮星はゆっくりと冷えます。この熱エネルギーの貯蔵庫が完全に使い果たされた後、さらに数十億年かかるプロセスで、白色矮星は放射を停止し、それまでにその進化の最終段階に達し、冷たく不活性な恒星の残骸になります。このような天体は、黒色矮星と呼ばれることもあります。

白色矮星は、夜空で最も明るい星であるシリウスの伴星のように、連星系で見つかることがあります。白色矮星は、Ia型超新星や、新星やその他の激変星の爆発においても重要な役割を果たします。