矮星[天體]:原指本身光度較弱的星，現專指恆星光譜分類中光度級為V的星， -百科知識中文網

概述

矮星（Dwarf star）：像太陽一樣的小主序星，如果是白矮星，就是像太陽一樣的一顆恆星的遺核。棕矮星沒有足夠的物質進行熔化反應。

原指本身光度較弱的星﹐現專指恆星光譜分類中光度級為V的星﹐即等同於主序星。光譜型為O﹑B﹑A的矮星稱為藍矮星(如天狼星)﹐光譜型為F﹑G的矮星稱為黃矮星(如太陽)﹐光譜型為K及更晚的矮星稱為紅矮星(如南門二乙星)。但白矮星﹑亞矮星﹑“黑矮星”則另有所指﹐並非矮星。物質處在簡併態的一類弱光度恆星“簡併矮星”也不屬矮星之列。“黑矮星”則是理論上估計存在的天體﹐指質量大致為一個太陽質量或更小的恆星最終演化而成的天體﹐它處於冷簡併態﹐不再發出輻射能﹔也有人專指質量不夠大(小於約0.08個太陽質量)﹑已沒有核反應能源的星體。

光度最弱的一類星系﹐其絕對星等M 為-8～-16等。有的矮星系是橢圓星系﹐也有的是I型不規則星系。這兩種矮星系都是小的﹐成員星通常也不多。質量只有10～100太陽質量。不規則矮星系包含著大量鬧行鄖猢o並且包含著星族 I的恆星。橢圓矮星系是橢圓星系中質量小的星系。它們與球狀星團很類似﹐二者的不同僅僅在於前者直徑約為後者的10倍。在本星系群的40個星系中﹐就是20多個是橢圓矮星系﹐可見其數目之多。這種星系光度弱﹐所以在49999秒差距之外是看不到的。

棕矮星

棕矮星（Brown dwarf）是類恆星天體的一種，質量約為5至90個木星之間。與一般恆星不同，棕矮星由質量不足，其核心並不會融合氫原子來發光發熱，無法成為主序星。但它們的內部及表面均呈對流狀態，不同的化學物質並不會在內部分層存在。現時人們仍在研究棕矮星在過往是否曾經在某位置發生過核聚變，已知的是，質量大於13個木星的棕矮星可融合氘。

棕矮星原先被稱為“黑矮星”，代表在宇宙間漂浮的類恆星天體或質量不足以發生核反應的天體。但“黑矮星”一詞現時是指一些停止發光，並已死亡的白矮星。

早期的恆星模型指出，一個天體欲成為真恆星，必須擁有80個以上的木星質量，以產生核反應。“棕矮星”的理論最初於1960年代早期提出，指其數量可能比真恆星多，由於未能發光，要尋找也頗為困難。它們會釋出紅外線，可憑地面的紅外線偵測器來偵測，但由提出至證實發現足足用了數十年。

近期的研究則指出，恆星能發光發熱除取決於質量外，也包括其內含的化合物。一些棕矮星的質量達到90個木星仍不能點燃內部的氫。還有當一團星雲塌縮時，除產生恆星外，也會產生不發光的棕矮星，其質量少於13個木星。

首個棕矮星於1995年得到證實，至今已有百多個。現時普遍認為棕矮星是銀河系中數目最多的天體之一，較接近地球的棕矮星位於印第安座的epsilon星，該恆星擁有兩顆棕矮星，距離太陽12光年。

白矮星

簡介

白矮星(White Dwarf)是一種低光度、高密度、高溫度的恆星。因為它的顏色呈白色、體積比較矮小，因此被命名為白矮星。

也有人認為,白矮星的前身可能是行星狀星雲.

白矮星屬於演化到晚年期的恆星。恆星在演化後期，拋射出大量的物質，經過大量的質量損失後，如果剩下的核的質量小於1．44個太陽質量，這顆恆星便可能演化成為白矮星。對白矮星的形成也有人認為，白矮星的前身可能是行星狀星雲（是宇宙中由高溫氣體、少量塵埃等組成的環狀或圓盤狀的物質，它的中心通常都有一個溫度很高的恆星──中心星）的中心星，它的核能源已經基本耗盡，整個星體開始慢慢冷卻、晶化，直至最後“死亡”。

特徵

白矮星具有這樣一些特徵：

1.體積小，它的半徑接近於行星半徑，平均小於10^3千米。

2.光度（恆星每秒鐘內輻射的總能量，即恆星發光本領的大小）非常小，亮度只有正常恆星的1/1000。

3.質量小於1．44個太陽質量。4.密度高達10^6～10^7克/立方厘米，其表面的重力加速度大約等於地球表面重力加速度的10倍到104倍。假如人能到達白矮星表面，那么他休想站起來，因為在它上面的引力特別大，以致人的骨骼早已被自己的體重壓碎了。

5.白矮星的表面溫度很高，平均為10000℃。

6.白矮星的磁場高達10^5～10^7高斯

目前人們已經觀測發現的白矮星有1000多顆。天狼星(Sirius)的伴星是第一顆被人們發現的白矮星，也是所觀測到的最亮的白矮星（8等星）。1982年出版的白矮星星表表明，銀河系中有488顆白矮星，它們都是離太陽不遠的近距天體。根據觀測資料統計，大約有3%的恆星是白矮星，但理論分析與推算認為，白矮星應占全部恆星的10%左右。

白矮星是一種很特殊的天體，它的體積小、亮度低，但質量大、密度極高。比如天狼星伴星（它是最早被發現的白矮星），體積比地球大不了多少，但質量卻和太陽差不多！也就是說，它的密度在1000萬噸/立方米左右。

根據白矮星的半徑和質量，可以算出它的表面重力等於地球表面的1000萬－10億倍。在這樣高的壓力下，任何物體都已不復存在，連原子都被壓碎了：電子脫離了原子軌道變為自由電子。

白矮星是一種晚期的恆星。根據現代恆星演化理論，白矮星是在紅巨星的中心形成的。

當紅巨星的外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終核心溫度將超過一億度，於是氦開始聚變成碳。

經過幾百萬年，氦核燃燒殆盡，現在恆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和物；而在它下面有一個氦層，氦層內部還埋有一個碳球。核反應過程變得更加複雜，中心附近的溫度繼續上升，最終使碳轉變為其他元素。

與此同時，紅巨星外部開始發生不穩定的脈動振盪：恆星半徑時而變大，時而又縮小，穩定的主星序恆星變為極不穩定的巨大火球，火球內部的核反應也越來越趨於不穩定，忽而強烈，忽而微弱。此時的恆星內部核心實際上密度已經增大到每立方厘米十噸左右，我們可以說，此時，在紅巨星內部，已經誕生了一顆白矮星。

我們知道，原子是由原子核和電子組成的，原子的質量絕大部分集中在原子核上，而原子核的體積很小。比如氫原子的半徑為一億分之一厘米，而氫原子核的半徑只有十萬億分之一厘米。假如核的大小象一顆玻璃球，則電子軌道將在兩公里以外。

而在巨大的壓力之下，電子將脫離原子核，成自由電子。這種自由電子氣體將儘可能地占據原子核之間的空隙，從而使單位空間內包含的物質也將大大增多，密度大大提高了。形象地說，這時原子核是“沉浸於”電子中。

一般把物質的這種狀態叫做“簡併態”。簡併電子氣體壓力與白矮星強大的重力平衡，維持著白矮星的穩定。順便提一下，當白矮星質量進一步增大，簡併電子氣體壓力就有可能抵抗不住自身的引力收縮，白矮星還會坍縮成密度更高的天體：中子星或黑洞。

白矮星是恆星演化末期產生的天體。這些恆星不能維持核聚變反應，所以在經過氦閃進化到紅巨星階段之後，他們會將外殼拋出形成行星狀星雲，而留下一個核聚變產生的的高密度核心，即白矮星。由於缺乏能量的來源，白矮星會逐步釋放熱能而發光而冷卻。其核心靠電子的斥力對抗重力，其密度可達每立方厘米十噸。電子斥力不足以支持超過1.4倍太陽質量的白矮星，外殼的重力會進一步使恆星塌縮成中子星或者黑洞。這個過程中經常伴隨著超新星爆發。

釋放能量會造成恆星逐步冷卻，表面溫度逐漸降低，恆星的顏色也會隨之變化。經過數千億年之後，白矮星會冷卻到無法發光，成為黑矮星。但是目前普遍認為宇宙的年齡（150億年）不足以使任何白矮星演化到這一階段。

形成

白矮星是中低質量的恆星的演化路線的終點。在紅巨星階段的末期，恆星的中心會因為溫度、壓力不足或者核聚變達到鐵階段而停止產生能量（產生比鐵還重的元素不能產生能量，而需要吸收能量）。恆星外殼的重力會壓縮恆星產生一個高密度的天體。

一個典型的穩定獨立白矮星具有大約半個太陽質量，比地球略大。這種密度僅次於中子星和夸克星。如果白矮星的質量超過1.4倍太陽質量，那么原子核之間的電荷斥力不足以對抗重力，電子會被壓入原子核而形成中子星。

大部分恆星的演化過程都包含白矮星階段。由於很多恆星會通過新星或者超新星爆發將外殼拋出，一些質量略大的恆星也可能最終演化成白矮星。

雙星或者多星系統中，由於星際物質的交換，恆星的演化過程可能與單獨的恆星不同，例如天狼星的伴星就是一顆年老的大約一個太陽質量的白矮星，但是天狼星是一顆大約2.3個太陽質量的主序星。

褐矮星

褐矮星是構成類似恆星，但質量不夠大，不足以在核心點燃聚變反應的氣態天體。其質量在恆星與行星之間。

褐矮星是處於最小恆星與最大行星之間大小的天體，由於這一原因褐矮星非常暗淡，要發現它們十分複雜，因此要確定它們的大小就更加複雜。但是最近天文學家成功地發現了組成雙星系統的兩顆褐矮星，在確定它們圍繞共同重心運行的參數之後，計算出這兩顆褐矮星的重量和大小。

天文學家花了12年研究才發現這兩顆褐矮星，總共觀察了300多個夜晚和進行了1600次測量，結果計算出兩顆相當年輕褐矮星（還不滿100萬年）全部必需的參數，它們位於離開地球1500光年的獵戶星座。雙星系統中較大一顆褐矮星直徑超過木星50倍，而較小一顆褐矮星直徑比木星大30倍，也就是說，它們的直徑分別為太陽直徑的70%和50%。儘管它們初看起來不算矮小，但是它們的質量分別僅為太陽質量的5.5%和3.5%。

天文學家還意外發現較輕褐矮星表面的溫度更高些，雖然“普通”恆星的情形相反：恆星質量越大，它就越熾熱。或許，引起這反常現象的原因在於某種物理作用過程，現代恆星結構理論沒有考慮到這種物理作用過程（比如恆星的強烈磁場）。此外，這兩顆褐矮星可能不是同時形成，也不是在同一地點形成，而是由於某種災變而結合在一起，因此它們的表面溫度不同，但是這一切暫時仍只是一種假設。

長期以來,許多天文學家都在致力於尋找那些擁有合適的大氣層並能夠支持外星生命存在的行星.如今英國愛丁堡大學天文學家研究發現,除了行星外,外星生命還有可能存在於寒冷的褐矮星雲層中.被稱為“失敗的恆星”的褐矮星是種介於行星與恆星之間的特殊天體,它們的大小介於巨型行星與小型恆星之間。

紅矮星

根據赫羅圖，紅矮星在眾多處於主序階段的恆星當中，其大小及溫度均相對較小和低，在光譜分類方面屬於K或M型。它們在恆星中的數量較多，大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分一，表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多，有時更可低於太陽光度的萬分之一。又由於內部的氫元素核聚變的速度緩慢，因此它們也擁有較長的壽命。紅矮星的內部引力根本不足把氦元素聚合，也因此紅矮星不可能膨脹成紅巨星，而逐步收縮，直至氫氣耗盡。也因為一顆紅矮星的壽命可多達數百億年，比宇宙的年齡還長，因此現時並沒有任何垂死的紅矮星。

人們可憑著紅矮星的悠長壽命，來推測一個星團的大約年齡。因為同一個星團內的恆星，其形成的時間均差不多，一個較年老的星團，脫離主序星階段的恆星較多，剩下的主序星之質量也較低，惟人們找不到任何脫離主序星階段的紅矮星，間接證明了宇宙年齡的存在。

人們相信，宇宙眾多恆星中，紅矮星占了大多數，大約75%左右。例如離太陽最近的恆星，半人馬座的南門二比鄰星，便是一顆紅矮星，其光譜分類為M5，視星等11.0。

行星搖籃

不起眼的T矮星儘管並不是一顆恆星，但卻暗含著非凡的“才能”。新的證據表明，由塵埃雲圍繞的天體有可能成為行星的發源地，這與它們圍繞著恆星運轉的結果非常類似。塵埃顆粒在圍繞年輕恆星運轉時會黏結在一起，並且產生結晶，行星的形成也就是從此時開始的。隨著時間的流逝，這些塵埃同時也會形成一個平而薄的盤。結晶化需要很高的溫度，人們曾經認為這一能量來源於恆星的輻射。在這一前提下，天文學家推測，褐矮星——其質量約為太陽的1%至9%，並且核心因為無法達到足夠的熱量而不能像普通的恆星一樣燃燒氫——由於溫度太低而無法將周圍的塵埃轉化為行星。

為了驗證這一假設，美國亞利桑那大學的天文學家Dániel Apai和他的同事利用斯皮策空間望遠鏡對附近一個恆星形成區域的T矮星聚集地帶進行了研究，這些恆星的年紀在100萬年至300萬年之間。研究小組在8個研究目標中的6個發現了代表矽酸鹽塵埃顆粒的紅外輻射現象。研究人員隨後觀測到，這些塵埃正在生長、結晶，並且逐漸沉澱為一個扁平的盤。這一研究結果意味著，T矮星能夠形成行星。研究人員在10月21日出版的美國《科學》雜誌上報告了這一發現。Apai表示，“我們認為如果它們（塵埃雲）能夠開始，那么它們一定就有結果。”

然而義大利佛羅倫斯di Arcetri天文觀測站的天文學家Leonardo Testi認為，在行星的形成過程中依然存在著許多不確定因素，並且不是所有的塵埃顆粒都能夠形成行星。他指出，根據理論預測，當這些鵝卵石大小的天體互相碰撞後將會彼此摧毀，而不會黏結在一起。此外，天文學家很難追蹤這樣的顆粒，這是由於隨著它們變得越來越大，對它們釋放出的更長的波長進行探測變得日益困難。但是Testi表示，T矮星是行星搖籃這一說法依然非常具有誘惑力，特別是當這些天體變成了離我們最近的鄰居後更是如此。