大家好，今天小編給大家介紹的是關於恆星的知識。下面就跟著小編一起來看看吧！最早發現的白矮星是天狼星的伴星。1844年德國天文學家貝塞耳根據天狼星波浪式的運動軌跡推斷，天狼星旁邊還有一顆肉眼不易看見的伴星；由於這顆伴星的攝動，天狼星和它的伴星一邊前進，一邊繞著它們公共的質量中心轉動，結果產生了波浪式的運動軌跡。1862年美國光學家克拉克在檢驗新磨製的望遠鏡物鏡時，果真發現了天狼伴星。後來從觀測得知，天狼伴星的質量比太陽小不了多少（0.98個太陽質量），表面溫度極高（約10000K），可是光度極低（只有太陽的2%），唯一可能的解釋是它的表面積（因而也是它的體積）極小。
根據計算，天狼伴星的半徑約為太陽的1/50，平均密度大約為太陽的50的三次方倍。這樣高的密度曾被認為是不可思議的。到了本世紀二十年代，量子力學建立以後，人們才認識到這種高密度物質狀態的本質。白矮星的密度很高，但由於泡利不相容原理，電子不可能被擠壓在同一狀態中，因而產生一種同引力相抗衡的斥力，即所謂簡併壓。當電子的簡併壓足以抵抗恆星自身的引力時，便達到新的平衡。這時的恆星只靠它的剩餘熱量發光。
如果天狼伴星確實具有這樣高的密度，那麼它表面的引力場就應該比太陽表面強50的二次方倍。按照廣義相對論，天狼伴星的譜線將出現可觀測的紅移。1925年美國天文學家亞當斯用一具大色散的攝譜儀配置在2.5米口徑的大望遠鏡上，果然測到了天狼伴星的引力紅移，紅移量與理論推算的結果頗為一致。這樣，既證實了白矮星的高密度，同時也驗證了廣義相對論。目前已觀測到1000顆以上的白矮星。
根據計算，恆星在核能耗盡後，如果它的質量小於一又四分之一個太陽質量，它就將成為白矮星。恆星在核能耗盡以後，如果它的質量在一又四分之一到兩個太陽質量之間，它就會成為中子星。早在1932年中子剛發現時，蘇聯物理學家朗道就指出：物質壓縮到原子核的密度時，其中99%的電子同質子結合成中子，由這種中子物質構成的恆星是有可能存在的。
1934年，美國天文學家巴德和茨維基從天文觀測進一步指出，"超新星代表了普通恆星向中子星的過渡階段，中子星在其最後階段是由緊擠在一起的中子組成的」。這樣，他們首次提出了中子星是超新星爆發產物的假設。1939年，奧本海默用廣義相對論研究了中子星的結構。根據他的計算，中子星的直徑只有幾十公裡，密度比白矮星還要高一億倍以上。密度高得這樣不可思議的天體實在令人難以置信，所以在後來近三十年的時間裡，很少有人認真對待它們，甚至還有人加以譏笑。
但是，三十年之後，中子星真的被找到了。1967年，英國劍橋大學的射電天文學家休伊什和他的研究生貝爾利用一架射電望遠鏡，研究行星際閃爍現象時，無意中觀察到來自天空的射電脈衝信號。脈衝周期從0.1秒到2秒不等，最短的一個是蟹狀星雲內的射電脈衝源，只有0.033秒，即每一秒有30個脈衝。這些天體的射電脈衝周期非常穩定，準確程度達到10的負八次方秒。他們把這種新型的射電源取名「脈衝星」。開始曾經設想，這種奇特的射電脈衝或許是其它星球上的高級生物為建立星際通訊而發出的信號。
問題是，這種信號中不存在任何「人工」的調製，而且從當時已知四個脈衝星類似的脈衝信號來看，不能設想天上四個不同區域的「宇宙人」會約好了在同樣的頻段上，在同樣一段時間裡向地球發射信號。於是，又從「宇宙人」回到自然界。從脈衝星快速而穩定的脈衝信號判斷，它們是快速自轉的中子星。由於這一重大發現，休伊什獲得了1974年諾貝爾物理學獎金。到1980年為止，已發現330多顆脈衝星。恆星在核能耗盡後，如質量超過2個太陽質量，則平衡態不復存在，恆星將不斷收縮，半徑越來越小，密度越來越大，終於達到臨界點。
這時它的引力已強到足以使一切物質和輻射都不能外逸，因而稱為"黑洞」。有趣的是，黑洞這種特殊天體最初也是從理論上預言的。早在1798年，法國數學家兼天文學家拉普拉斯曾根據牛頓引力理論，預言一種類似於我們今天所說的黑洞的天體。他的計算結果是：一個直徑比太陽大250倍、密度與地球相當的恆星，其引力場足以吸引它自身發出的光線，從而成為看不見的天體。1939年，奧本海默等人根據廣義相對論推：一個大質量天體，當它向外的輻射壓力抵抗不住向內的引力時，要發生塌縮現象。
塌縮到某一臨界大小，會形成一個封閉的邊界，叫做"視界」。在視界之外的物質和輻射可以進入視界之內，但視界之內的物質和輻射卻不能跑到外面；這就是黑洞。但是，由於黑洞的探測十分困難。這個預言後來幾乎被遺忘了。1967年發現了脈衝星，並被證認為三十多年前預言的中子星，人們開始認識到原來覺得不可思議的超密物質在自然界還是有可能存在的。於是，黑洞的研究和探測重又活躍起來，很快成為天體物理學中的熱門課題之一。好了，今天小編就給大家介紹到這裡，如果你也有好的想法，不妨在下方評論區內給我留言吧！