从天狼星B到白矮星的极限：量子力学和相对论的结合

1834 年，德国科学家贝塞尔发现夜空中最亮的星——天狼星——在太空中的运动表现出波浪状的不规则性。当贝塞尔通过望远镜观察天狼星时，他注意到了一个缓慢而独特的周期性运动。于是他得出结论，一定有一个看不见的伴星围绕着它旋转。

但直到1862年1月，阿尔文·克拉克使用当时世界上最大的折射望远镜，才首次直接观察到了这颗幽灵般的伴星。这颗伴星现在被称为天狼星B，其质量与太阳相当，但当时的光度小于太阳的1400分之一。

对于异常低的光度，人们提供了两种合理的解释：要么恒星的表面温度极低，要么它的直径一定异常小。在没有任何其他证据的情况下，人们普遍认为这颗恒星直径小到足以解释所观测到的光度，这意味着其密度比水大十万倍。这远大于地球上发现的任何物质，但当时的科学家都认为这是不可能的。

在1915年，沃尔特·亚当斯宣布他已成功使用威尔逊山的望远镜获得了天狼星B的光谱，它显示出了与天狼星A相同的光谱。我们知道恒星的辐射温度与它们的“颜色”相关，由于两者颜色分布非常相似，因此天狼星B的表面温度应该不低。所以光度低的唯一合理的解释是，天狼星B一定是一颗极其致密的恒星。

这颗恒星在1924年被称为白矮星，当时最著名的天文学家阿瑟·爱丁顿提出，根据爱因斯坦新发展的万有引力定律，如果天狼星b确实像观测结果所表明的那样致密，那么从其强烈引力场射出的光将发生红移，并且更容易测量。他联系了威尔逊山的沃尔特·亚当斯，请他测量红移。亚当斯于 1925年，发表了他的结论，支持了天狼星B确实是一颗极其致密的白矮星的观点。

然而，这种致密天体的存在提出了一个重大难题，当时没有理论可以解决。当且仅当这些恒星内部的温度足够高以完全电离原子时，具有完美气体可压缩性的高密度材料才是可能的。但当致密恒星的能量缓慢辐射到太空时温度会下降，导致快速移动的电子减速并与质子重新结合形成普通的中性原子，这会导致恒星的体积再次增加，从而导致总体密度会降低。

但是根据1920年代的标准天体物理模型，已知恒星的致密阶段的能量低于正常恒星状态，因此恒星需要输入能量才能膨胀。这会导致一个可笑的结论，即这种类型的恒星需要获得能量才能冷却。这明显是理论出了问题，但这并不是当时物理学家面临的唯一问题。

事实上，围绕所有恒星的命运存在一个更普遍的问题。试图将恒星挤压成更小的体积的引力，与快速移动的粒子向外推动所产生的热压力，在恒星生命的大部分时间里，这些力是平衡的。但恒星通过向太空发射辐射而缓慢冷却，这意味着它们施加的压力下降，因此引力能够将恒星挤压变小。当恒星被压缩时，它会再次加热达到平衡，然后再次冷却收缩，一直重复该过程。