白矮星是多大的恒星变成的,是由什么组成的呢 _大的

白矮星的历史，要从19世纪的普鲁士说起。
当时普鲁士柯尼斯堡天文台台长弗里德里希.威廉.贝塞尔，在1838年首次成功测量了恒星的距离，这让他成为天文界响当当的人物。贝塞尔并未躺在功劳簿上享受人生，他开始研究恒星的运动。他的目光转向了天狼星，天狼星是除了太阳以外，我们人类看到的最亮的恒星，也是离我们较近的恒星之一（最近的是半人马座比邻星），距离我们8.6光年。

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弗里德里希.威廉.贝塞尔
1844年，他根据多年观测的数据整理，发现天狼星的运动呈现某种周期性的摇晃。据此他预言，这是因为天狼星周边有一颗暗星，暗星的引力导致天狼星出现这种运动模式。不过由于当时天文观测的手段还比较落后，未能观测到这颗暗星。

到1862年1月，美国高端望远镜制造商阿尔文.克拉克和他的儿子，在为一个18.5英寸望远镜进行色彩测试时候，发现了天狼星旁边有一颗非常昏暗的暗星。新发现的这颗暗星位置恰好处于可以影响天狼星轨道的位置。经过全世界天文界的观测，发现这颗暗星，也就是天狼星B，虽然亮度不如太阳的百分之一，但是其引力足够拉动天狼星A——也就是我们肉眼可以看到的天狼星。天狼星A的质量基本与太阳相当。当时人们的习惯思维就是，天狼星B是一颗走到寿命末端的恒星，因此虽然它质量很大，但是表面温度很低，因此才显得那么暗淡。

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哈勃望远镜拍摄到的天狼星和它的伴星
当时还无法测定天狼星B的光谱，不过到了1915年，普林斯顿大学的天文学家罗素测得了天狼星B的光谱，却发现它显示出一颗炽热的蓝白色恒星才具有的光谱特性，表面温度高达25000K，我们的太阳表面温度才5800K，这温度比太阳温度还要高的多。
这就是一个巨大的矛盾，一颗质量相当于太阳，表面温度比太阳还要高几倍的恒星，为什么会看起来那么暗淡。因此答案呼之欲出，这颗恒星的表面积一定非常小，换句话说，它的体积非常小，密度要非常高。天狼星B，直径2万公里左右。它是目前观测到的最大质量的白矮星，但个头只比地球稍大，还没有海王星和天王星大，经过计算它的密度达到太阳的25000倍左右。这在当时引起了巨大的争论，当时的物理学无法解释这种密度的恒星是如何保持稳定的。

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天狼星B的体积比地球稍大
直到1926年，英国物理学家福勒根据当时迅猛发展的量子力学理论对此进行了解释。我们知道，原子内部原子核只占很小一部分空间，大部分外部空间都被电子轨道所占据。在白矮星内部压力极大，电子轨道也被压缩到极小的空间。白矮星持续稳定关键是由极高密度和快速移动的电子产生的令人难以置信的巨大斥力，这种斥力被称为简并压。正是这种电子带来的简并压抵抗住了恒星质量带来的巨大引力，防止恒星进一步坍缩。在白矮星中心，压力要比太阳中心压力高出100万倍。
白矮星的这种状态，只能是恒星燃料消耗殆尽以后的产物。白矮星没有能量来源，当恒星燃烧遗留的能量释放殆尽后，白矮星会逐渐冷却，停止辐射，成为一颗比钻石还要硬的巨大晶体，这就是黑矮星。
当时，大家都认为所有恒星最终都会演变成白矮星。直到又一位天才横空出世。
1930年，19岁的钱德拉塞卡本科毕业后，很幸运的获得了剑桥大学奖学金，准备从印度坐船去英国读研究生。

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钱德拉塞卡，也是大牛，李政道和杨振宁都是他的学生
在18天的海上旅行期间，由于坐船空余时间多，于是他决定研究一下白矮星（这就是没有手机玩的结果）。但是钱德拉在思考中发现，如果白矮星的质量越来越大，在恒星内部电子移动速度会越来越快，最终接近光速，而根据相对论光速是不可超越的。因此电子的简并压肯定有个极限。由于对相对论和量子力学都非常熟悉，钱德拉经过计算发现，白矮星的质量上限是1.4个太阳质量，质量再大的话，电子的简并压则无法对抗万有引力的力量。这个质量上限就是“钱德拉塞卡极限” 。

今天我们知道，超越钱德拉塞卡极限后的恒星，最终会变成超行星，中子星，乃至黑洞。

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由于遭到打压，钱德拉塞卡（左一）在1983年才获得诺贝尔奖
白矮星是中低质量的恒星（如太阳）在结束氢聚变反应之后。将在核心进行氦聚变，将氦燃烧成碳和氧的三氦聚变过程，并膨胀成为一颗红巨星。
当红巨星的外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，满足了继续聚变的条件，于是氦开始聚变成碳。
再经过数百万年后，氦核将燃烧殆尽，而氦层内部变成了一个碳球。这种情况下，核反应过程变得更加复杂，中心附近的温度会继续上升，最终使碳转变为其他元素。
与此同时，红巨星外部开始发生不稳定的脉动振荡：恒星半径时而变大，时而又缩小，稳定的主星序恒星变为极不稳定的巨大火球，火球内部的核反应也越来越趋于不稳定，忽而强烈，忽而微弱。
此时的恒星内部核心实际上密度已经增大到每立方厘米十吨左右，而这就就可以表明这颗恒星内部已经诞生了一颗白矮星。
【白矮星是多大的恒星变成的,是由什么组成的呢】白矮星主要由碳和氧组成。