简并物质与白矮星

白矮星是低质量或中等质量恒星留下的冷却的、地球大小的内核，其支撑并非来自热量，而是来自紧密堆积电子的量子压力。

Definition

简并物质是如此压缩的物质，以至于量子排斥力充满了可用的低能态并提供了几乎独立于温度的压力，而白矮星是由其电子的简并压支撑的致密恒星残骸。

Scope

本主题涵盖电子简并物质的物理学、由电子简并压支撑的白矮星结构、质量-半径反比关系和钱德拉塞卡极限质量、白矮星的缓慢冷却及其作为时钟的应用，以及它们的组成和结晶。

Core questions

• 如果白矮星不再燃烧燃料，是什么支撑着它？
• 为什么质量更大的白矮星半径反而更小？
• 白矮星的最大质量是多少？
• 白矮星如何冷却，这如何用于确定它们的年龄？

Key concepts

• 电子简并
• 泡利不相容原理
• 质量-半径关系
• 钱德拉塞卡极限
• 白矮星冷却
• 碳氧核
• 结晶

Key theories

电子简并压

在白矮星密度下，电子被迫进入简并态，其中泡利不相容原理提供了一种压力，这种压力取决于密度，但几乎不取决于温度，从而使冷的残骸能够无限期地抵抗引力。

钱德拉塞卡质量极限

随着白矮星质量的增加，它会收缩，当电子变得相对论性时，压力将无法跟上引力；超过约1.4太阳质量的钱德拉塞卡极限，就不存在稳定的白矮星，这一结果对Ia型超新星至关重要。

Mechanisms

当一颗低质量或中等质量恒星抛弃其外层时，其炽热的碳氧核作为白矮星留下，其中紧密堆积的电子提供简并压，在没有任何热源的情况下平衡引力。由于没有核聚变，该残骸仅辐射其储存的热能，并在数十亿年内冷却，最终结晶。

Clinical relevance

白矮星是最常见的恒星残骸和关键的宇宙时钟：它们的冷却年龄可以确定恒星群的年龄，钱德拉塞卡极限控制着用作宇宙学标准烛光的Ia型超新星，其物理学提供了量子简并支撑恒星的第一个证据。

History

福勒于1926年将新的量子统计应用于白矮星，钱德拉塞卡于1931年不顾爱丁顿的反对推导出了极限质量，梅斯特尔在1950年代发展了白矮星冷却理论，该理论支撑了它们作为宇宙计时器的应用。

Key figures

• Subrahmanyan Chandrasekhar
• Ralph Fowler
• Arthur Eddington
• Leon Mestel

Seminal works

• chandrasekhar1931
• shapiro1983

Frequently asked questions

为什么白矮星即使不燃烧燃料也不会坍缩？

它的支撑来自电子简并压，这是一种不需要热量的量子效应；即使白矮星冷却到接近零温度，这种压力仍然存在并继续支撑它对抗引力。

为什么白矮星有最大质量？

增加质量会使白矮星密度更大、体积更小，迫使其电子以接近光速移动；相对论性电子在给定压缩下提供的压力较小，因此当质量超过约1.4太阳质量时，引力会压倒支撑力，恒星无法保持稳定的白矮星状态。