白矮星中子星黑洞的區別（白矮星中子星）

大家好，我是小夏，我來為大家解答以上問題。白矮星中子星黑洞的區別，白矮星中子星很多人還不知道，現在讓我們一起來看看吧！

理論上說，白矮星能夠變成中子星。但應該有比較嚴格的條件。

錢德拉塞卡極限是指白矮星的最高質量，約為太陽質量的1.44倍。每一顆小質量恒星，在它的演化后期，當它內部已經充滿碳元素時，理論上它的內核就是一顆白矮星。只是這時，它還被厚厚的外層高溫氣體包圍著，我們看不到。

當它的外層高溫氣體以行星狀星云的形式消散在宇宙空間后，中心的內核暴露出來，就是一顆白矮星了。此時，白矮星的質量一定是小于錢德拉塞卡極限的。

它能否變成一顆中子星，要看再往后如果演化。

我們都知道新星（不是超新星）。就是在一對雙星系統中有一顆是白矮星，另一顆是紅巨星時，白矮星會會周期性在發生超新星爆發，但周期并不嚴格。天文學家解釋說，這是白矮星把已經達到洛希半徑的紅巨星上的富氫物質吸引到白矮星表面。白矮星的表面溫度超過1000萬度，當這些氫物質積累到能夠產生核聚變反應的程度時，表面的氫會在瞬間被點燃，發生核爆炸，使白矮星發生極端明亮的爆發，把高溫物質拋出星體，并將表面剩余的氣體吹散。只要伴星能繼續的供應氫在白矮星的表面吸積，一顆白矮星就能反復的爆發成為新星。

就是說，如果只是將低密度的氫（可能還有氦）吸集在白矮星表面，這能使白矮星的質量增加，至少不能增加太多，白矮星不能變成中子星。

有一種可能，就是蟹狀星云中心中子星的形成過程。隨著外圍質量的增大，恒星中心的碳被點燃。碳點燃后相當平穩地進行核反應，恒星并不碎裂。那么恒星中心區的白矮星質量會愈來愈大，直至達到其極限質量而坍縮成一顆中子星。如同鐵心災變的情形一樣（這是中子星形成的正常方式），這時所釋放的能量用來安排一次超新星爆發將會綽綽有余。也許正是這種過程造就了1054年的中國超新星，進而形成了蟹狀星云。它的演變史可能是這樣的：從前有一顆5倍于太陽質量的恒星，氫聚變于其中心區；在該處的核燃料耗盡后，它演變成一顆紅巨星。后來它的中心部分氦點燃起來，直至耗完，并形成了一個碳中心區。恒星的內部有一碳核被氦核殼層所包圍，碳核的物質密度高如白矮星。氦殼層表面附近氫聚變為氦，而氦碳交界面附近氦聚變為碳。作為核心的碳球實質上已是白矮星，它的質量在這樣的環境中不斷增長，同時紅巨星中心區這個碳球又不斷縮小；當它的質量在1054年增長到約為太陽的1.4倍時就發生坍縮，即使碳聚變也不能頂住，巨額能量釋放出來，外層物質在這次爆炸中向各方飛散，成為現在還位于該處天空的蟹狀星云。至于那顆白矮星，它在一分鐘內就已轉變為一顆中子星，至今還發射著蟹狀星云脈沖星信號。

還有一種可能。假設我們存有大量白矮星物質（注意是白矮星物質，不是富氫氣體），并且會慢慢地把這種物質移至這顆白矮星表面上使它的質量增大，我們就會看到它的體積由于質量增大而縮小。當我們注上去的物質多到了使這顆白矮星達到太陽質量的1．33倍時，它的半徑就會縮到只有太陽半徑的4‰。不管我們加注物質有多么小心，隨著質量的增大而體積縮小的勢頭愈來愈猛，白矮星內部壓力對引力的抗衡能力愈來愈差。星體繼續縮小，當質量大到太陽的1.4倍時，引力終于占了上風，星體失去平衡。這一臨界質量就是錢德拉塞卡極限。一經超過這個極限，天體就在幾秒種內崩潰坍縮。于是中子構成了坍縮中的物質。同時坍縮速度不斷增長，中子以高速射向中心。一直要到星體物質壓縮到半徑只有大約10公里時，中子氣體的壓力才會增強到足以抵擋引力，使坍縮止住，星體物質的宏觀向心運動停息。這種運動的能量變成輻射外逸，出現一個平衡態天體。既然它主要由中子組成，它就是一顆中子星。

雖然這只是假設，但在宇宙中可能真實發生。這就是兩顆質量都不是很大的白矮星的碰撞合并。在此過程中，兩顆白矮星合并為一，這顆新形成的星質量沒有達到奧本海默極限，所以它是一顆中子星。

白矮星要變成中子星，可能只有這兩種可能。

本文到此講解完畢了，希望對大家有幫助。