白矮星或中子星，重新吸積夠足夠的輕元素，能否再次點燃，重回主序星？

11-29

5-8更新，首先感謝所有答主的回答，他們都指出了原來假設中的一個問題，即白矮星沒有鐵核 - 問題也無從成立；但我找到一些資料，說明帶有鐵核的白矮星是可能存在的：

While most white dwarfs are assumed to harbor carbon or carbon/oxygen cores, we have no observational evidence for such an assumption. Three objects in our study, GD 140, EG 50,
and Procyon B have radii that are much smaller than predicted by their observed masses. One interpretation of this result is the presence of an iron core

--TESTING THE WHITE DWARF MASS-RADIUS RELATION WITH HIPPARCOS (http://iopscience.iop.org/article/10.1086/305238/pdf)

On the contrary, for the cases of the other considered objects,
they fall clearly below the standard composition sequences,
indicating a denser interior. If we assume GD 140
and Procyon B to have an iron core, we find that they fall on
a sequence of a Teff compatible with the observed value. Nevertheless,
the EG 50 mean radius is smaller than predicted for an iron core object for the observed Teff. Thus, on the basis of
the current observational eterminations for EG 50, this WD
seems to be even denser than an iron WD.

Accordingly,
if observations are confirmed to be accurate enough,
we should seriously consider some physical process capable to
produce an iron core for such low mass objects

--Mass - radius relations for white dwarf stars of different internal
compositions (http://arxiv.org/pdf/astro-ph/9909499v1.pdf)

All SNe Iax for which we have late-time spectra
have calcium interior to iron. This is the opposite
of what is seen in SNe Ia

--TYPE Iax SUPERNOVAE: A NEW CLASS OF STELLAR EXPLOSION (http://arxiv.org/pdf/1212.2209v2.pdf)

至少鐵核白矮星還是爭論，尤其對這四個候選人：40 Eri B, EG 50, Procyon B, GD 140;
如果是假設是存在的，是否有可能續命呢？

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看了兩個答案（凌晨曉驥和一個匿名好人）後，意識到錢德拉塞卡極限這個問題，拿衣服了

只好更新下說明，做如下假設：
這是一顆很特殊的白矮星，質量還不至於形成中子星，卻擁有鐵核，然後吸積到達1.4倍太陽質量時，只是外層碳爆，清空掉了碳，然後鐵核開始重新吸積，這樣的話能否重新點燃呢？

PS：至於能擁有鐵核卻質量不大於1.4倍太陽這個問題，就先假設是這樣的好吧：也許是三代恆星，本身金屬丰度很高，天生就有鐵核；或者質量本身的確夠大，自己形成了鐵核，本應塌縮成黑洞，但暮年之時，被旁邊的黑洞或中子星伴星吸掉了很多質量，降到錢德拉塞卡極限質量之下，然後又所處三星系統，一個攝動，不小心被拋了出去，不久之後又路過一片星雲，開始續命之旅...（就假如么。。。）

5月8日更新：

修改後的問題引出了一個前沿的話題——Type Iax超新星，因此值得補充幾句。

關於白矮星的鐵核問題，如問題中提到的那樣，最初在90年左右被提出是為了解釋質量和半徑的關係問題。但是，這一假說當時無法通過恆星的形成理論說得通、也沒有直接的觀測證據。

而所謂Iax型超新星，其特殊之處在於其亮度比Ia型超新星要小很多，因此又被稱為subluminous (亮度較暗的) Ia超新星（NASA"s Hubble Finds Supernova Star System Linked to Potential "Zombie Star"）；除此之外還有許多難以解釋的地方（雖然Ia型超新星的爆發機制也尚無定論）。比較有趣的是先於問題中提到的這篇13年的觀測文章，在12年的時候就有篇數值模擬文章（Failed-detonation Supernovae，下圖是該數值模擬的的可視化）預言了這類超新星的存在；而文章作者之一是我的前老闆…

這篇文章以及之後的一系列數值模擬文章給出的一種可能是，這類較暗的Iax超新星是由於白矮星吸積氦物質（lax光譜中有氦線），從而生成的「沒有成功爆發的」Ia型超新星；在沒有成功爆發的過程中，有非常不對稱的噴流把把核反應產生的重元素物質帶到表面。

不過題目中貼出的13年這篇文章中的光譜圖，和問題中討論的白矮星有沒有鐵核並不是一回事；因為這幅圖是較遲時間段的超新星爆發的光譜圖，而不是其前身星白矮星的光譜；Ia/Iax超新星的爆發的產物自然是會有鐵元素的（來源於鎳56的衰變），但前身星白矮星是沒有鐵元素的。這張光譜圖反映出來Iax型超新星的一個特點是鈣元素分布於鐵元素的內部，這與Ia型超新星的情況是相反的。

Iax超新星與Ia型的另一個重要不同之處在於，Ia型超新星爆發後是沒有殘留物質被觀測到的；而Iax因為是不成功的爆發，所以會有白矮星物質的殘留（white dwarf remnant）被彈射出來，而殘留物有可能受到不成功爆發過程中產生的重元素的污染。在後一種情況下，包含鐵在內的重元素除了被噴流拋射出去的一部分外，也許有部分受重力作用沉澱到殘留白矮星的核心；這為揭開二十多年前白矮星質量－半徑關係的謎團，提供了一種可能。另外這種不成功爆發的機制有可能會帶來其他很複雜、但很有意思的情況，比如最近發現的一顆大氣層是氧的白矮星…（http://science.sciencemag.org/content/352/6281/67）

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謝邀。

題主應該只是聽說過一些概念，但是對概念背後的物理機制可能不甚了解。如果題主有機會理解了物理機制，就會發現問題中的很多假設是不合理的；而如果一個問題基於不合理的假設，這不是一個好問題。

意識到錢德拉塞卡極限這個問題

首先白矮星的質量極限是錢德拉塞卡極限，而中子星的質量極限是奧本海默極限；前者是電子簡併壓不足以抵抗引力，後者是中子簡併壓不足以抵抗引力。

白矮星或中子星，重新吸積夠足夠的輕元素，能否再次點燃，重回主序星

主序星內部是通過輕元素（取決於質量和演化狀態）的聚變釋放熱量，通過熱壓強抵抗向內的引力；而如前所述，白矮星（中子星）內部主要是電子（中子）簡併壓而非熱壓強。除非將白矮星（中子星）的物質全部打散、內部灌入輕元素，不過這樣的討論沒什麼意義。

這是一顆很特殊的白矮星，質量還不至於形成中子星，卻擁有鐵核

一般而言，恆星質量越大，中心的密度和壓強也越高，可合成的元素也越重。所謂白矮星，其反應生成碳和氧就幾乎終止聚變了，因為其前身星質量不夠大；能形成鐵核的恆星的質量是很大的。但鐵元素的聚變是吸熱而不是放熱，恆星內部從而失去熱壓的支撐，因此這是不穩定的存在。

也許是三代恆星，本身金屬丰度很高，天生就有鐵核

高金屬丰度無非百分之幾的量級；更何況比氦重的元素在天文中都被稱作金屬元素，因此一般意義上的「金屬」的比例更少，更不會直接是一大塊鐵核，否則這就是巨型鐵礦了。又如前所述，大質量的鐵並不是穩定的存在。

以上是基本知識，最後一點是略為高階的內容：

白矮星吸積物質的結局並不一定是超新星爆發；這篇85年的文章Carbon ignition in a rapidly accreting degenerate dwarf就指出了吸積速率的快慢（較之於愛丁頓吸積速率而言）會有不同的結果；較慢的吸積會導致核反應在白矮星中心點燃（center ignition），而較快的吸積會導致偏離中心點燃（off-center ignition），在不同的情況下有諸多複雜的演化情況。下面第一張圖是較快吸積速率下的off-center ignition（可以看到偏離中心處有一個尖的凸起），第二張圖是較慢吸積速率下的center ignition；圖摘自我在一個課程小項目中做的模擬。除了吸積速率，吸積物質組分、旋轉、磁場等都有可能對最終結果產生影響，其中一個很重要的結局是由於「吸積導致的坍縮」（accretion induced collapse）形成中子星。

如果題主問的是「白矮星吸積的結局是什麼」，這就是一個好問題。

謝邀，

如果是主序恆星，增加質量後，恆星會變得更亮，結果反而使得物質「燃燒」的更快，壽命反而縮短。

如果是白矮星或者中子星，增加質量一旦使其到達錢德拉塞卡極限，就…炸了……

被迫修改答案，膜法學徒們自行腦補吧……

就算不考慮超新星，也不可能回到主序星。

主序星的定義就是核心進行氫元素聚變。當核心的氫全部聚變成氦，就會發生氦聚變，碳聚變等，氫聚變向外層轉移，這時的恆星就不再是主序星了。

白矮星，中子星本身就是核聚變的餘燼，本身已經無法再進行氫聚變了，就算吸積再多的氫，也是在外層發生聚變。

恆星的衰老是從核心開始的，外層的物質並不能為核心輸血。恆星的死亡並非是耗盡了所有的燃料，而是耗盡了核心的燃料的結果。所以向已死亡的恆星輸血並不能讓它「復活」。

暮年恆星形成的洋蔥樣層次結構

補充一下樓上幾個答案，有些情況下可以續命成反覆小爆發的新星（不是徹底爆掉的超新星），而且條件比想像的更簡單。

密近雙星系統中的一顆質量較大的恆星先變成紅巨星時候，外層的氫流向主序星伴星，質量降低後不容易發生超新星爆發，更容易變成白矮星。然後伴星質量增加後加速向紅巨星演化，膨脹之後外層的氫重新流回來，吸積到白矮星表面然後被引燃。在一定的參數條件下，可以每隔幾十到幾萬年爆發一次，反覆持續下去。銀河系裡每年出現幾十次新星爆發，比超新星常見的多。每次爆發只拋出不到萬分之一個太陽質量的物質，而且只有5%的吸積物質參與反應。沒有被拋出的剩餘物質最終可能積累到錢德拉塞卡極限，使白矮星爆發成Ia型超新星或者坍縮成中子星。

另外，鐵核白矮星應該不存在，但是氧-氖-鎂白矮星挺常見的。

新星_互動百科
Nova
RS Ophiuchi

聽這意思，白矮星和中子星是白活了這麼多年，他們居然連增加質量就能重回主序星這樣簡單的方法都不知道。你以為恆星與白矮星和中子星之間差的就是一點質量嗎？你以為恆星是怎麼「燃燒」的？你以為恆星是怎麼「熄滅」的？

一個恆星走向死亡的過程是不可逆的，甚至新恆星誕生的速度根本趕不上舊恆星死亡的速度，因為整個宇宙毀滅的速度都快過重組的速度。時間之箭指向的是毀滅，我們現在燦爛的宇宙只是短暫的曇花一現，之後將只有一顆顆永遠失去生命的星體孤獨地漂浮在暗無聲息的宇宙中……扯遠了……

白矮星重新吸積大量物質，這樣的事情很常見，但是最後的結果不是重回主序星，而是直接發生超新星爆炸。
如果一個白矮星有一顆主序星作為伴星且兩者距離足夠近的話，白矮星就會從主序星那裡吸取大量物質。考慮到大多數恆星都是雙星系統，單星一般非常少見，因此這種情況在宇宙中極為普遍。當白矮星吸積到1.4個太陽質量左右時，沉積在內部的碳開始聚變，從而在短時間內產生大量能量導致超新星爆發。這種超新星被稱為IA型超新星。

由於所有的IA型超新星都是非常精確的在1.4倍太陽質量時爆炸，因此他們爆炸時的放能、絕對光度幾乎都是一模一樣，而且由於IA型超新星非常普遍，因此IA型超新星成為了一種星際間的「標準燭光」，類似於造父變星。可以根據地面觀測到的光度、光譜來測算其距離和紅移。前幾年「宇宙加速膨脹」的觀測結果就是基於對大量遙遠的IA型超新星的觀測得到的。

至於中子星吸積物質，這個我沒聽說過，不過估計還是超新星，產物是磁星、黑洞。

至於為什麼不回到主序星而是直接爆掉，這個我估計是重元素全部沉積到核心而氫只能留在外圍的緣故吧

假如也要按照基本法啊！
回到主序亮度：
在球狀星團中心俘獲一個小質量恆星然後不停的吸積應該可以很亮。

我覺得吧，普通中子星應該是無法實現的，因為氫元素極有可能被內核吸變形分子重新組合變成其他無法進行燃燒的元素