白矮星是由類似太陽的主序星耗盡燃料後塌縮留下的緻密核心，質量通常為太陽的一半，由碳氧核心和表層氫與氦的大氣組成，然而並非所有白矮星都一樣。錢德拉塞卡極限將白矮星的質量上限設定為約 1.44 個太陽質量，超過這個上限白矮星的電子簡併壓力將無法支撐自身重量，導致白矮星爆炸或塌縮成中子星。大多數的白矮星遠低於這個質量上限，只有極少數白矮星超過一個太陽質量，被稱為大質量白矮星。

一項新研究表明，一顆已知的白矮星WD 0525+526質量比太陽大20%，被稱為「超大質量白矮星」，並非是由恆星塌縮而成，而是由雙星合併的結果。這項研究已於8月6日發表在《自然天文學》。

▲ 藝術家繪製白矮星與次巨星合併的過程（未按照比例尺）。這個合併過程可能是超大質量白矮星WD 0525+526形成的情景之一。（Source：University of Warwick）

WD 0525+526與其他白矮星的不同之處不僅在於其質量較大，還在於其化學成分不同。透過哈伯太空望遠鏡的紫外線觀測，研究團隊發現WD 0525+526的大氣中有微弱的碳訊號。通常，氫和氦會在白矮星核心周圍形成一層厚厚的屏障，由於白矮星內部的對流相當微弱，核心的碳很難到達表面。當雙星合併時，氫和氦層會在合併過程中幾乎完全燃燒殆盡。最終形成的白矮星僅有非常薄的氫和氦層，不再阻止碳到達表面，這正是在WD 0525+526上發現的特徵。

WD 0525+526的異常不僅如此，其表面的碳含量比其他同樣可能由合併形成的白矮星還少了十萬分之一。低碳含量以及超高溫（表面溫度約太陽的四倍）表明這顆白矮星處於合併後演化較早的階段，比之前發現的其他合併形成白矮星要早得多。這項發現有助於天文學家更好地理解雙星系統的命運，這對於超新星爆炸等相關現象至關重要。

▲ WD 0525+526（紅點）與其他6個已知合併形成白矮星（碳氫譜線，DAQ）的比較。（圖a）Gaia赫羅圖顯示DAQ（藍點）與100 pc以內的白矮星（灰點）。（圖b）碳豐度相對於有效溫度。WD 0525+526的碳豐度比先前已知、溫度較低的DAQ白矮星低了數個數量級，且只能在哈伯太空望遠鏡的遠紫外線光譜中偵測到。（Source：Nature Astronomy，下同）

然而，更令人費解的是在這顆高溫的白矮星中，碳究竟是如何到達表面的。其他由合併形成的白矮星已經處於合併後演化晚期的階段，溫度較低，能透過對流將碳帶到表面，但WD 0525+526的溫度過高，無法進行這樣的過程。團隊深入研究後提出一種名為半對流的混和形式，可以讓一些碳穿透外層並到達表面，這是首次在白矮星中觀測到這種現象。它產生的混合速度比常規對流慢得多，而且只是部分混合。

▲ WD 0525+526（圖a、b）與DAQ（圖c、d）各元素的質量分數，logq≡ log (1−m_r/M_WD)。圖b與圖d為著重白矮星外層的放大圖。在所有圖片中，一般對流區以灰色陰影標示，半對流區以藍色陰影標示。以WD 0525+526為例，其具均勻組成的一般對流區明顯更薄，且在靠近表面處存在半對流區，呈現成分梯度。

在單一白矮星中發現合併的明確證據非常罕見，隨著WD 0525+526持續演化和冷卻，其表面將出現更多的碳。目前，它的紫外線光譜為我們提供了難得的機會，讓我們得以一窺恆星合併後早期階段的景象，也為雙星如何終結生命提供了新的基準。

• This White Dwarf Merged With Another Star To Form An Ultra-Massive White Dwarf

（本文由 台北天文館 授權轉載；首圖為示意圖，來源：pixabay）

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