大家好戈盈，我是地球寶寶，今天我來為大家系統的整理關于恒星生命末期的知識谆刨，前幾篇文章涉及到了關于這方面的一些知識塘娶，在這里就不過多贅述了，今天我們來了解恒星生命結束時的另三種形態(tài)痊夭，快開始吧刁岸！
白矮星
中低質量的恒星在主序星階段，氫聚變反應結束以后她我，將在核心進行氦聚變虹曙，即每三個氦核聚變成一個碳核，碳核再捕獲另外的氦核而形成氧核番舆，并膨脹成為一顆紅巨星酝碳。
當紅巨星的輻射壓力不能平衡引力，外部向外膨脹并不斷變冷恨狈，而內部氦核受引力作用收縮坍塌疏哗，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度禾怠，于是氦開始聚變成碳返奉。經過幾百萬年贝搁，氦核燃燒殆盡，恒星的結構組成已經不那么簡單了：外殼仍然是以氫為主的混合物芽偏，而在它下面有一個氦層雷逆，氦層內部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加復雜哮针，中心附近的溫度繼續(xù)上升关面，最終使碳轉變?yōu)槠渌亍Ｅc此同時十厢，紅巨星外部開始發(fā)生不穩(wěn)定的脈動振蕩：恒星半徑時而變大等太，時而又縮小，穩(wěn)定的主星序恒星變?yōu)闃O不穩(wěn)定的巨大火球蛮放，火球內部的核反應也越來越趨于不穩(wěn)定缩抡，忽而強烈，忽而微弱包颁。此時的恒星內部核心實際上密度已經增大到每立方厘米十噸左右瞻想，我們可以說，此時娩嚼，在紅巨星內部蘑险，已經誕生了一顆白矮星。當恒星的不穩(wěn)定狀態(tài)達到極限后岳悟，紅巨星會進行爆發(fā)佃迄，把核心以外的物質都拋離恒星本體，物質向外擴散成為星云贵少，殘留下來的內核就是我們能看到的白矮星呵俏。所以白矮星通常都由碳和氧組成。但也有可能核心的溫度可以達到燃燒碳卻仍不足以燃燒氖的溫度滔灶，這時就能形成核心由氧普碎、氖和鎂組成的白矮星。偶爾有些由氦組成的白矮星录平，不過這是由聯星的質量損失造成的麻车。
白矮星的內部不再有物質進行核聚變反應，因此恒星不再有能量產生萄涯。這時它也不再由核聚變的熱來抵抗重力崩潰坪它，而是由極端高密度的物質產生的電子簡并壓力來支撐绩社。物理學上夫啊，對一顆沒有自轉的白矮星灭衷，電子簡并壓力能夠支撐的最大質量是1.4倍太陽質量牧愁，也就是錢德拉塞卡極限。許多碳氧白矮星的質量都接近這個極限的質量谈撒，有時經由伴星的質量傳遞坑律，白矮星可能經由碳引爆過程爆炸成為一顆Ia超新星。
白矮星形成時的溫度非常高伯襟，但是因為沒有能量的來源猿涨。因此將會逐漸釋放它的熱量并解逐漸變冷 （溫度降低），這意味著它的輻射會從最初的高色溫隨著時間逐漸減小并且轉變成紅色姆怪。經過漫長的時間叛赚，白矮星的溫度將冷卻到光度不再能被看見，而成為冷的黑矮星稽揭。但是俺附，現在的宇宙仍然太年輕 （大約137億歲），即使是最年老的白矮星依然輻射出數千K的溫度溪掀，還不可能有黑矮星的存在事镣。?
白矮星屬于演化到晚年期的恒星，恒星在演化后期揪胃，拋射出大量的物質璃哟，經過大量的質量損失后，如果剩下的核的質量小于1.44個太陽質量喊递，這顆恒星便演化成為白矮星随闪。對白矮星的形成也有人認為，白矮星的前身是行星狀星云（是宇宙中由高溫氣體骚勘、少量塵埃等組成的環(huán)狀或圓盤狀的物質）铐伴，它的中心通常都有一個溫度很高的恒星──中心星，它的核能源已經基本耗盡调鲸，整個星體開始慢慢冷卻盛杰、晶化，直至最后“死亡”藐石。
電子簡并壓與白矮星強大的重力平衡即供，維持著白矮星的穩(wěn)定。當白矮星質量進一步增大于微，電子簡并壓就有可能抵抗不住自身的引力收縮逗嫡，白矮星還會坍縮成密度更高的天體：中子星或黑洞。對單星系統而言株依，由于沒有熱核反應來提供能量驱证，白矮星在發(fā)出光熱的同時，也以同樣的速度冷卻著恋腕。經過數千億年的漫長歲月抹锄，年老的白矮星將漸漸停止輻射而死去。它的軀體變成一個比鉆石還硬的巨大晶體——黑矮星。
而對于多星系統伙单，白矮星的演化過程則有可能被改變（例如雙星）获高。?
黑矮星
（中小質量恒星演化的最后期）
黑矮星(Black Dwarf)是中小質量恒星演化的最后期。大約1個太陽質量恒星演化的終極產物吻育。它由低溫簡并電子氣體組成念秧，由于整個星體處于最低的能態(tài)，因此無法再產生能量輻射了布疼。以碳為主和少量塵埃構成摊趾。恒星殘骸冷卻至黑矮星大約需要200萬億年的時間，宇宙的年齡僅有137億年游两±悖科學家并沒有確定發(fā)現任何黑矮星，也認為宇宙中暫時不存在黑矮星器罐。
黑矮星 (Black dwarf) 是類似太陽質量大小的白矮星(或質量較小的中子星)繼續(xù)演變的產物梢为，其表面溫度下降，停止發(fā)光發(fā)熱轰坊。
黑矮星是理論上估計未來將會出現的天體﹐指質量大致為一個太陽質量或更小的恒星最終演化而成的天體﹐它處于冷簡并態(tài)﹐不再發(fā)出輻射能铸董。由于一顆恒星由形成至演變?yōu)楹诎堑纳芷诒痊F今宇宙的年齡還要長，因此現時的宇宙并沒有任何黑矮星肴沫。 假如現時的宇宙有黑矮星存在的話粟害，偵測它們的難度也極高。因為它們已停止發(fā)出輻射颤芬，即使有也是極微量悲幅，且多被宇宙微波背景輻射所遮蓋，因此偵測的方法只有使用重力偵測站蝠，但此方法對于質量較小的星效用不大汰具，這個問題在于偵測到了一顆和白矮星大小相仿的不發(fā)光星體，以現有技術很難區(qū)分它是行星還是黑矮星菱魔。
中子星
中子星（neutron star）是除黑洞外密度最大的星體留荔，恒星演化到末期，經由重力崩潰發(fā)生超新星爆炸之后澜倦，可能成為的少數終點之一聚蝶，質量沒有達到可以形成黑洞的恒星在壽命終結時塌縮形成的一種介于白矮星和黑洞之間的星體，其密度比地球上任何物質密度大相當多倍藻治。
絕大多數的脈沖星都是中子星碘勉，但中子星不一定是脈沖星，有脈沖才算是脈沖星桩卵。
中子星的前身一般是一顆質量為10-29倍太陽質量的恒星验靡。它在爆發(fā)坍縮過程中產生的巨大壓力倍宾，使它的物質結構發(fā)生巨大的變化。在這種情況下晴叨，不僅原子的外殼被壓破了凿宾，而且連原子核也被壓破了矾屯。原子核中的質子和中子便被擠出來兼蕊，質子和電子擠到一起又結合成中子。最后件蚕，所有的中子擠在一起孙技，形成了中子星。顯然排作，中子星的密度牵啦，即使是由原子核所組成的白矮星也無法和它相比。在中子星上妄痪，每立方厘米物質足足有一億噸重甚至達到十億噸哈雏。
當恒星收縮為中子星后，自轉就會加快衫生，能達到每秒幾圈到幾十圈裳瘪。同時，收縮使中子星成為一塊極強的“磁鐵”罪针，這塊“磁鐵”在它的某一部分向外發(fā)射出電波彭羹。當它快速自轉時，就像燈塔上的探照燈那樣泪酱，有規(guī)律地不斷向地球掃射電波派殷。
當發(fā)射電波的那部分對著地球時，我們就收到電波墓阀；當這部分隨著星體的轉動而偏轉時毡惜，我們就收不到電波。所以斯撮，我們收到的電波是間歇的经伙。這種現象又稱為“燈塔效應”。
好啦吮成，今天的科普就到這里橱乱，我是地球寶寶，我們粱甫，明天見泳叠！
