3.1 白矮星中心核的分类

图1.1中的白矮星绝大多数都是碳氧核白矮星，但是质量很小的一端很可能是氦核白矮星，质量很大的一端则很可能是氧氖核或者氧氖镁核白矮星。

图3.1是著者在2020年的工作 ^［34］ 中得到的研究屏蔽库伦势在脉动白矮星HS 0507＋0434B中的应用时的最佳星震学拟合模型的核组成轮廓和浮力频率图。该最佳拟合模型来自白矮星演化程序WDEC。该图下子图垂直虚线左边为碳氧核，中间是氦包层，表面是氢大气。这是一颗DA型脉动白矮星，总质量为0.625 M _⊙ ，有效温度为11 790K。该白矮星的外包层结构只占白矮星总质量的千分之一。取如图3.1所示的横坐标可以更清晰地展示出白矮星的表面外包层结构信息。

恒星演化程序MESA是开源程序，可搜索MESA home进入官网下载安装。在MESA程序（如8118版本）路径mesa/data/star＿data/white＿dwarf＿models中有演化生成的白矮星种子模型 ^［35］ 。其中0.496 M _⊙ 的白矮星到1.025 M _⊙ 的白矮星为碳氧核白矮星，0.150～0.400 M _⊙ 的白矮星为氦核白矮星，1.259 M _⊙ 、1.316 M _⊙ 和1.376 M _⊙ 的白矮星为氧氖核或者氧氖镁核白矮星。MESA演化的白矮星信息列表如表3.1所示。由于年龄不能超过宇宙年龄，一般认为氦核白矮星来自双星演化（恒星结构与演化理论表明：质量越小的主序星演化得越慢，生成白矮星的年龄越大）。主序星质量和对应的演化生成的白矮星质量与星风物质损失率强相关。白矮星质量存在上限——钱德拉塞卡极限（约1.459 M _⊙ ）。

2012年，Hermes等人发现了第一颗极端低质量脉动白矮星——氦核白矮星：SDSS J184037.78＋642312.3 ^［36］ 。这颗氦核白矮星的质量为0.17 M _⊙ ，有效温度为9 100K。厘米克秒单位制的重力加速度取以10为底的对数为log g ＝6.22。Jeffery和Saio研究了氦核白矮星的理论振动周期、激发机制和演化通道 ^［37］ 。质量小于0.5 M _⊙ 的白矮星年龄将超过当前宇宙年龄，极端低质量的白矮星应该是双星演化的产物，星震学有望揭开氦核白矮星的神秘面纱。将0.150 M _⊙ 的氦核白矮星种子模型放到mesa/star/test＿suite/wd＿cool模块中演化计算并画出轮廓图，如图3.2所示。该白矮星（有效温度为11 297K）中心氦丰度约为98％，共有约2％的金属元素。

图3.3为使用wd＿cool演化计算的1.316 M _⊙ 的氧氖核或氧氖镁核白矮星轮廓图。该白矮星（有效温度为68 820K）中心有56.92％的 ¹⁶ O、38.40％的 ²⁰ Ne、2.73％的 ²⁴ Mg和1.87％的 ¹² C。其余0.08％主要是 ²⁸ Si。图3.2和图3.3以结构量质量作为横坐标，这样更方便观察恒星内部结构信息。白矮星的质量不超过钱德拉塞卡质量极限（约1.459 M _⊙ ）。

恒星演化程序MESA中包含大量的科学计算模块，可供开展恒星结构与演化和与之相关的科学研究工作。可逐一查看科学计算模块，寻找感兴趣的科学问题，然后搜索下载阅读相关文献，比较文献中展示的理论知识和程序模块计算的数值结果可使读者对科学问题理解得更深刻。理解到一定程度以后就会有自己的想法，可依赖程序计算开展初步研究。