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白色矮星〔（はくしょくわいせい、white dwarf〔）は、恒星が進化の終末期にとりうる形態の一つ。質量は太陽と同程度から数分の1程度と大きいが、直径は地球と同程度かやや大きいくらいに縮小しており、非常に高密度の天体である。 シリウスの伴星（シリウスB）やヴァン・マーネン星など、数百個が知られている。太陽近辺の褐色矮星より質量が大きい天体のうち、4分の1が白色矮星に占められていると考えられている。 == 形成過程 == 質量が太陽の3倍以内の恒星は、水素の核融合反応により中心核がヘリウム等になって温度が上がると赤色巨星となり、水素でできた外層部は惑星状星雲の形を取って宇宙空間に放出され、残った中心核が白色矮星となる。恒星の中心核であった時の余熱と重力による圧力のために光と熱を発しているのであり、こと座の環状星雲やみずがめ座のらせん星雲、こぎつね座の亜鈴状星雲など、惑星状星雲の中心部には、外層部を剥ぎ取られてできたばかりの、表面温度が5万度から10万度に及ぶ高温の白色矮星が見られる。これらの星は、もはや核融合反応を起こすエネルギー源が無いため、次第に表面温度が下がり、冷却の過程で色もO・B・A・F・G・K・Mとスペクトル型も変化し、最後は黒色矮星となって電磁波による観測ができなくなるとされている。あと約50億年もすれば太陽も白色矮星となると予測されている。 「白色矮星」という語はウィレム・ヤコブ・ルイテンが考案したものである〔 〕。 1960年代までは、中性子星やブラックホールは理論こそ提唱されていたものの実在は証明されておらず、大質量の恒星が超新星となって爆発した後、その中心核が白色矮星になると考えられていた。 抄文引用元・出典: フリー百科事典『 ウィキペディア（Wikipedia）』 ■ウィキペディアで「白色矮星」の詳細全文を読む スポンサード リンク
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