3．密度惊人的白矮星

我们首先来看看恒星演化到晚期的第一种归宿——白矮星的情况。在第一节里，我们曾经介绍第一个发现的白矮星是天狼星的伴星，它的质量为1.003M_⊙，但它的半径为5900km，比地球还小一点，由此不难算出它的平均密度达2.3×10⁶g·cm^-3。这是多么大的密度呢？每立方厘米含有2300kg的物质，一个火柴盒大小的这种物质在地球上来称，它的重量约为50吨，比20头大象还重！

我们知道，地球上的物质如金属铁，其结构已经是一个铁原子挨着另一个铁原子了，但它的密度仅为每立方厘米7.8g，白矮星上的物质密度那么大，那是一种什么物质状态呢？原来，由于矮星上的物质承受异常高的压力，以至构成物质的原子的电子壳层结构已被破坏，电子成为自由电子，组成电子气体，电子与原子核较紧密地挤在一起，形成电子与原子核混合在一起的状态。由于原子核集中了原子的绝大部分质量，而体积比原子小很多，因而这种物质状态的密度可达10⁶～10⁷g·cm^-3，甚至更高。

恒星演化后期是如何形成白矮星的呢？当恒星处于主序星时，热核聚变反应产生的巨大热能使得恒星上的物质温度很高，因而气体的压力也很大，当物质的气体压力和恒星自身的万有引力达到平衡时就形成稳定的恒星。而在恒星演化的后期，热核反应逐渐停止，星体逐渐冷却，气体压力不足以与恒星本身的引力相抗衡，恒星开始收缩，在收缩过程中，恒星的密度逐渐增大，随着密度的增大，恒星内的万有引力增大，星体收缩加快，以致形成所谓引力坍缩：引力使恒星内部的原子紧紧挤在一起，最后原子的结构被挤碎，形成上面说到的电子与原子核混合的物质状态。电子成为自由电子，组成电子气体，高密度的电子气体将产生一种新的压力——电子简并压力，其可以和万有引力相抗衡，从而形成一种新的稳定的星体结构，这就是白矮星。

电子简并压力是一种什么压力呢？我们知道，通常的气体压力是大量气体粒子发生碰撞时引起的动量改变而产生的，粒子的热运动愈剧烈，这种压力就愈大，所以又可以称为热压力。电子简并压力不是热压力，而是一种由微观粒子的量子效应引起的压力。电子的自旋为1/2，是一个半整数，这样的粒子，物理上称为费米子，费米子按能量分布时，服从泡利不相容原理，即一个量子状态只能容纳一个电子，考虑到电子具有两个方向上的自旋，每个量子态上至多也只能容纳两个电子。物质中电子的能量分成一级一级分立的形式，每一级只容许两个自旋方向相反的电子，这样电子由低能级一直往高能级排，当电子密度很大时，相当一部分电子被排斥到很高的能级而具有很高的能量，电子的能量愈高，电子的速度也愈大，这些高速电子将产生很高的压力，这就是电子的简并压力。一般电子的简并压力比气体的热压力大得多，正是这种电子气体的简并压力与万有引力相抗衡，才得到白矮星的稳定状态。

是不是任意大质量的恒星在晚期都形成白矮星？1930年，一个年刚20的印度大学毕业生，在前往英国剑桥大学留学的旅途中，开始了他关于恒星内部结构与演化的研究。他对白矮星进行了反复的思考与计算，由白矮星中心的高密度联想到相对论效应的作用，把当时新发现的量子统计观点和爱丁顿关于恒星的多层结构模式的研究结合起来，发现了一些与预想完全不同的结果。其中最主要的结果是，白矮星的质量有一个极限，当一颗恒星的质量大于这个极限时，它就不可能发展成白矮星，白矮星的这个质量上限是太阳质量的1.44倍。这个印度大学生就是1983年诺贝尔物理学奖获得者钱德拉塞卡，他得到的白矮星质量上限的结论得到天文观测的证实和科学界的公认，白矮星的这个质量上限也被人们称为钱德拉塞卡极限。到20世纪初，已发现的而且资料较完整的白矮星数目有2000多颗，它们大部分的质量在0.3～1.2M_⊙之间，平均约0.7M_⊙。

恒星演化成白矮星后，核反应不再发生，引力收缩也不重要，仅凭借其余热继续辐射，当温度降至3000℃左右时，发出辐射的光多为红色，可称为红矮星，再以后它的光度逐渐减小，从人们的视线中消失，变成黑矮星，成为恒星消亡后在宇宙空间留下的一块“墓碑”。

当恒星演化到晚期时如果其质量大于钱德拉塞卡极限时，恒星的结局又如何呢？这是我们下面要讲的故事。