太阳的最终形态：白矮星

白矮星，也称为简并矮星，是一种主要由电子简并物质构成的恒星核残骸。白矮星有非常高的密度：它的质量与太阳相当，但体积则与地球相近。白矮星没有核聚变来产生能量，微弱的亮度来自储存的能量的热辐射 。已知距离最近的白矮星是天狼星B，是在8.6光年的联星，天狼星A的伴星。目前，在距离太阳最近的百颗恒星系统中，有8颗白矮星。异常昏暗的白矮星在1910年首次被确认；白矮星这名称是威廉·鲁伊登在1922年命名的。

白矮星被认为是恒星最终的演化状态，是初始质量大约在10M☉以下（这包括银河系中超过97%的恒星），质量不够高，因而不足以演化成为中子星。在低质量至中等质量末端的主序带恒星结束氢融合阶段后，将膨胀成为红巨星，在此期间将通过3氦过程将在核心的氦融合成碳和氧。如果一颗红巨星的质量不足以产生融合探索需要的核心温度（约1亿K），其将成为惰性的碳和氧积聚的核心。这样的恒星在脱落其外层，并形成行星状星云后，它会留下一个核心，即残存的白矮星。通常，这种白矮星主要由碳和氧组成，称为碳氧白矮星（CO white dwarf）。如果初始质量介于8至10.5M☉（太阳质量)之间，核心的温度足以融合碳，但仍不足以融合氖，这可能会形成氧氖镁白矮星（ONeMg或ONe white dwarf ）。质量非常低的恒星无法燃烧氦，因此氦白矮星可能是在联星系统中经由质量流失形成的。

白矮星不再进行核聚变反应，因此恒星没有能量来源。所以，它不能通过核聚变产生热来抗拒重力以阻止重力崩溃，而只能靠电子简并压力来支撑，导致它有极高的密度。简并物理学推导出无自转的白矮星的最大质量是1.44M☉，即钱德拉塞卡极限，超过此上限，电子简并压力即无法支撑。接近这个质量极限的碳氧白矮星，通常通过伴星的质量转移，可能经由一种称为碳引爆的过程，爆炸成为一颗[[Ia超新星]；SN 1006就被认为是个著名的例子。

白矮星在形成时非常的热，但是因为后续没有能量来源，它会因为不断的辐射能量而逐渐冷却。这意味着，从最初的高色温，会经由它的辐射，随着时间的推移会减少和转红。在很长的一段时间里，白矮星会冷却，其物质将从核心开始结晶。这颗恒星的低温意味着它将不再发出显著的热量或光，最终将成为冷的黑矮星。因为白矮星达到这种状态所要经历的时间，经由理论推算，比当前的宇宙年龄（约138亿年）还要长，所以认为还没有黑矮星存在。最古老的白矮星仍然在几千度K的温度辐射出能量。