白矮星

由简并电子气压力抗衡引力维持平衡的致密星
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白矮星（White dwarf，也称为简并矮星[2]）是一种体积小、密度大，[a]的蓝白色低光度致密星，[3]其内的物质完全电离，主要是由电子简并物质构成的恒星核残骸；[2][5]白矮星消耗自身热能向外发出辐射，[6]其表面温度很高，直径仅为前身恒星的几十分之一到百分之一。[3]
白矮星是质量小于8~10.8M⊙[b]的恒星死亡后的产物，大多数恒星的质量在约0.1到10M⊙之间，这意味着97%的恒星会演化为白矮星。[8]低质量或中等质量的恒星的核聚变反应结束后，将膨胀成红巨星，在此期间，星体内部通过反应将氦转变为碳和氧。如果红巨星的质量不足以产生让碳发生聚变所需的更高温度，那么碳和氧就会累积起来成为致密的星核，[2]而星体外层部分则被逐渐抛射出去形成行星状星云，最后留下的核心成为白矮星。[9]通常，白矮星是由碳和氧组成的（碳氧白矮星，Carbon-oxygen White Dwarf），但如果星体初始质量为8到10M⊙，其核心的温度可以使碳发生核反应，但不足以使氖[nǎi]发生核反应，则可能形成氧-氖-镁白矮星（Oxygen-neon-magnesium White Dwarf），[10]小质量恒星在氢的核反应结束后，外壳质量很少，由氦构成的星核的质量无法继续增大，当由星核收缩时，温度不足以使氦发生反应，最终演化为氦白矮星。[11]
1933年，钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）初步计算出了白矮星的极限质量为1.44M⊙，称为“钱德拉塞卡极限”，[3][12]超过此上限，电子简并压力将无法维持平衡，而接近这个质量极限的双星系统中的碳氧白矮星，通常会通过某种途径从其伴星获取物质，最后当其质量增加到钱德拉塞卡极限时，白矮星中心会激发产生不稳定的热核燃烧，释放出能量将整个白矮星炸碎，爆炸成为一颗Ia型超新星，[13]超新星SN 1006就是典型例子。[14]钱德拉塞卡也因发现钱德拉塞卡极限而获得了1983年的诺贝尔物理学奖。[3]
1982年出版的白矮星星表表明，银河系中已被发现的白矮星有488颗，它们都是离太阳不远的近距天体。根据观测资料统计，大约有3%的恒星是白矮星，但理论分析与推算认为，白矮星应占全部恒星的10%左右。[15]银河系内观测到的白矮星已超过9000颗。从观测资料估计，白矮星的数目应占银河系恒星总数的约3%，而理论上的推算结果是这一比例可能高达10%左右。不过，因白矮星光度很低，已发现的都是一些近距离天体。[3]已知距离最近的白矮星是天狼星B，[16]第一颗白矮星波江座40B在1910年首次被发现。[3]“白矮星”这个名词由卢伊藤（Luyten）在1922年首次引入。[3]
白矮星内部已不再有热核反应，随着星体余热的逐渐释放，表面温度和光度会不断降低，进而缓缓地变为红矮星以至黑矮星，那时将更难以观测。[3]