纳米银卫生巾贵吗:黑矮星，白矮星，红矮星，棕矮星有什么区别？

红矮星是表面温度比较低的一类恒星，因颜色发红而得名

棕矮星比红矮星温度还低，达不到核聚变的温度，所以算不上是恒星

白矮星是中小质量的恒星在“燃料”用完，死亡后遗留下的恒星核，因温度较高，故称做白矮星

白矮星逐渐冷却，成为看不见的黑矮星

矮星(dwarf star)是一个过气的天文名词，这是过去恒星分类把恒星分为巨星和矮星时代所遗留下来的用，例如在当时太阳便被界定为一颗典型的矮星，矮星其实也是恒星的一种，也是以热核反应发光发热。由于这名词很容易和恒星演化后期的白矮星(white dwarf)混淆，所以在天文界已很少使用，而以主序星(Main sequence star)这名词代替，例如太阳为G型的主序星。

红矮星(red dwarf)是指表面温度低、颜色偏红的矮星，尤指主序星中比较「 冷 」的M型及K型恒星，这些恒星质量在0.8 个太阳质量以下，表面温度为2,500至5,000 绝对温度。除太阳外最接近地球的恒星 — 比邻星（Proxima Centauri) — 便是一颗红矮星。

亦有些书中的红矮星，是指由白矮星(white dwarf) 过渡至黑矮星(black dwarf) 的其中一个阶段，白矮星慢 慢冷却，先成为黄矮星(yellow dwarf)、红矮星 (red dwarf)、棕矮星(brown dwarf)，最后是完全死寂的黑矮星。( 注 ：白矮星是一颗已死亡的恒星，中心的热核反应已停止。)

黑矮星是恒星末期新星爆发以后,达不到形成黑洞的质量留下的冷核。

假如现时的宇宙有黑矮星存在的话，侦测它们的难度也极高。因为它们已停止放出辐射，纵使有也是极微量，且多被宇宙微波背景辐射所遮盖，因此侦测的方法只有使用重力侦测，但此方法对于质量较少的星效用不大。
矮星(White Dwarf)是一种低光度、高密度、高温度的恒星。因为它的颜色呈白色、体积比较矮小，因此被命名为白矮星。

白矮星属于演化到晚年期的恒星。恒星在演化后期，抛射出大量的物质，经过大量的质量损失后，如果剩下的核的质量小于1．44个太阳质量，这颗恒星便可能演化成为白矮星。对白矮星的形成也有人认为，白矮星的前身可能是行星状星云（是宇宙中由高温气体、少量尘埃等组成的环状或圆盘状的物质，它的中心通常都有一个温度很高的恒星——中心星）的中心星，它的核能源已经基本耗尽，整个星体开始慢慢冷却、晶化，直至最后“死亡”。

白矮星具有这样一些特征：

（1）体积小，它的半径接近于行星半径，平均小于103千米。

（2）光度（恒星每秒钟内辐射的总能量，即恒星发光本领的大小）非常小，要比正常恒星平均暗103倍。

（3）质量小于1．44个太阳质量。

（4）密度高达106～107克／厘米3，其表面的重力加速度大约等于地球表面重力加速度的10倍到104倍。假如人能到达白矮星表面，那么他休想站起来，因为在它上面的引力特别大，以致人的骨骼早已被自己的体重压碎了。

（5）白矮星的表面温度很高，平均为103℃。

（6）白矮星的磁场高达105～107高低

目前人们已经观测发现的白矮星有1000多颗。天狼星(Sirius)的伴星是第一颗被人们发现的白矮星，也是所观测到的最亮的白矮星（8等星）。1982年出版的白矮星星表表明，银河系中有488颗白矮星，它们都是离太阳不远的近距天体。根据观测资料统计，大约有3％的恒星是白矮星，但理论分析与推算认为，白矮星应占全部恒星的10％左右。

白矮星是一种很特殊的天体，它的体积小、亮度低，但质量大、密度极高。比如天狼星伴星（它是最早被发现的白矮星），体积比地球大不了多少，但质量却和太阳差不多！也就是说，它的密度在1000万吨/立方米左右。

根据白矮星的半径和质量，可以算出它的表面重力等于地球表面的1000万－10亿倍。在这样高的压力下，任何物体都已不复存在，连原子都被压碎了：电子脱离了原子轨道变为自由电子。

白矮星是一种晚期的恒星。根据现代恒星演化理论，白矮星是在红巨星的中心形成的。

当红巨星的外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，于是氦开始聚变成碳。

经过几百万年，氦核燃烧殆尽，现在恒星的结构组成已经不那么简单了：外壳仍然是以氢为主的混和物；而在它下面有一个氦层，氦层内部还埋有一个碳球。核反应过程变得更加复杂，中心附近的温度继续上升，最终使碳转变为其他元素。

与此同时，红巨星外部开始发生不稳定的脉动振荡：恒星半径时而变大，时而又缩小，稳定的主星序恒星变为极不稳定的巨大火球，火球内部的核反应也越来越趋于不稳定，忽而强烈，忽而微弱。此时的恒星内部核心实际上密度已经增大到每立方厘米十吨左右，我们可以说，此时，在红巨星内部，已经诞生了一颗白矮星。

我们知道，原子是由原子核和电子组成的，原子的质量绝大部分集中在原子核上，而原子核的体积很小。比如氢原子的半径为一亿分之一厘米，而氢原子核的半径只有十万亿分之一厘米。假如核的大小象一颗玻璃球，则电子轨道将在两公里以外。

而在巨大的压力之下，电子将脱离原子核，成自由电子。这种自由电子气体将尽可能地占据原子核之间的空隙，从而使单位空间内包含的物质也将大大增多，密度大大提高了。形象地说，这时原子核是“沉浸于”电子中。

一般把物质的这种状态叫做“简并态”。简并电子气体压力与白矮星强大的重力平衡，维持着白矮星的稳定。顺便提一下，当白矮星质量进一步增大，简并电子气体压力就有可能抵抗不住自身的引力收缩，白矮星还会坍缩成密度更高的天体：中子星或黑洞。
红矮星
★基本数据

红矮星(red dwarf)是指表面温度低、颜色偏红的矮星，尤指主序星中比较「 冷 」的M型及K型恒星，这些恒星质量在0.8 个太阳质量以下，表面温度为2,500至5,000 绝对温度。除太阳外最接近地球的恒星 — 比邻星（Proxima Centauri) — 便是一颗红矮星。

★观测

当我们抬起双眼，仰望夜空的时候，我们其实遗憾地错过了银河系中数量最多的一类恒星，即红矮星。我们的银河系（也许所有星系都是如此）中70% 的恒星都是红矮星，或者叫做M 型矮星，它们比我们旁边的这颗光芒四射的太阳的体积小，温度低，也更加暗淡。它们的光芒实在是太微弱了，如果不借助天文望远镜，我们不可能看到任何一颗红矮星。

★存在生命的可能性

由于体积和亮度的原因，长期以来，很少有天文学家投身到红矮星的科学研究中。几十年来，科学家认为红矮星附近根本不可能有智慧生命。假如红矮星周围有行星围绕，也会由于它们之间相距过近，行星完全被红矮星“ 锁定”，就如同月球被地球锁定一样。行星将只有一面向着它的“ 太阳”，也就是红矮星；而另一面永远处于黑暗之中。因此，这个行星上将出现极端恶劣的环境，在黑夜的一面任何大气气体都将被冻住，白昼的一面却完全暴露在恒星射线的照射之下。难以想像，这样的行星环境会有生命存活，于是，红矮星几乎毫无争议地被排除在地外生命探索目标的名单外。
棕矮星
棕矮星

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(重定向自褐矮星)

棕矮星（Brown dwarf）是类恒星天体的一种，质量约为5至90个木星之间。与一般恒星不同，棕矮星由质量不足，其核心并不会融合氢原子来发光发热，无法成为主序星。但它们的内部及表面均呈对流状态，不同的化学物质并不会在内部分层存在。现时人们仍在研究棕矮星在过往是否曾经在某位置发生过核聚变，已知的是，质量大于13个木星的棕矮星可融合氘。

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历史

棕矮星原先被称为“黑矮星”，代表在字宙间漂浮的类恒星天体或质量不足以发生核反应的天体。但“黑矮星”一词现时是指一些停止发光，并已死亡的白矮星。

早期的恒星模型指出，一个天体欲成为真恒星，必须拥有80个以上的木星质量，以产生核反应。“棕矮星”的理论最初于1960年代早期提出，指其数量可能比真恒星多，由于未能发光，要寻找也颇为困难。它们会释出红外线，可凭地面的红外线侦测器来侦测，但由提出至证实发现足足用了数十年。

近期的研究则指出，恒星能发光发热除取决于质量外，也包括其内含的化合物。一些棕矮星的质量达到90个木星仍不能点燃内部的氢。还有当一团星云塌缩时，除产生恒星外，也会产生不发光的棕矮星，其质量少于13个木星。

首个棕矮星于1995年得到证实，至今已有百多个。现时普遍认为棕矮星是银河系中数目最多的天体之一，较接近地球的棕矮星位于印第安座的epsilon星，该恒星拥有两颗棕矮星，距离太阳12光年。

恒星老年发生超新星爆炸,或者和大型卫星彗星或其他恒星碰撞时会因引力增大发生踏缩,形成白矮星,还能继续发热,但以大不如超新星状态;白矮星质量流失后继续踏缩成黑矮星,发射各种射线,本身基本不发光,肉眼看不到;
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