HVIT DVERG: EGENSKAPER, SAMMENSETNING, FORMASJON, TYPER - ARTE - 2026

En hvit dverg er en stjerne i de siste stadiene av utviklingen, som allerede har brukt opp alt hydrogenet i kjernen, så vel som drivstoffet i den indre reaktoren. Under disse omstendighetene avkjøles stjernen og trekker seg sammen på grunn av sin egen tyngdekraft.

Den har bare lagret varmen i løpet av sin eksistens, så på en måte er en hvit dverg som kule som blir igjen etter å ha satt ut et kolossalt bål. Det vil ta millioner av år før den siste pusten fra varmen forlater den, og gjør den til en kald og mørk gjenstand.

Figur 1. Nærbilde av det binære systemet Sirius A (hovedstjernen) og Sirius B (hvit dverg) i røntgenbilder tatt av Chandra. Kilde: Wikimedia Commons.

Oppdagelse

Selv om de nå er kjent for å være rikelig, var de aldri lette å oppdage, da de er ekstremt små.

Den første hvite dvergen ble oppdaget av William Herschel i 1783, som en del av Eridani-stjernesystemet 40, i stjernebildet Eridano, hvis lyseste stjerne er Achernar, synlig mot sør (på den nordlige halvkule) om vinteren.

40 Eridani består av tre stjerner, en av dem, 40 Eridane A. er synlig for det blotte øye, men 40 Eridani B og 40 Eridani C er mye mindre. B er en hvit dverg, mens C er en rød dverg.

År senere, etter oppdagelsen av det 40 Eridani-systemet, oppdaget den tyske astronomen Friedrich Bessel i 1840 at Sirius, den lyseste stjernen i Canis Major, har en diskret følgesvenn.

Bessel observerte små sinuositeter i banen til Sirius, hvis forklaring ikke kunne være, men nærheten til en annen mindre stjerne. Den ble kalt Sirius B, omtrent 10 000 ganger svakere enn den fantastiske Sirius A.

Det viste seg at Sirius B var så liten eller mindre enn Neptun, men med en utrolig høy tetthet og en overflatetemperatur på 8000 K. Og siden Sirius Bs stråling tilsvarer det hvite spekteret, ble det kjent som en "hvit dverg."

Og fra da av kalles hver stjerne med disse egenskapene det, selv om hvite dverger også kan være røde eller gule, siden de har en rekke temperaturer, hvit er den vanligste.

kjennetegn

Til dags dato er rundt 9000 stjerner klassifisert som hvite dverger blitt dokumentert, ifølge Sloan Digital Sky Survey (SDSS), et prosjekt som er dedikert til å lage detaljerte tredimensjonale kart over det kjente universet. Som vi har sagt, er de ikke enkle å oppdage på grunn av deres svake lysstyrke.

Det er ganske mange hvite dverger i solens nærhet, mange av dem oppdaget av astronomene G. Kuyper og W. Luyten på begynnelsen av 1900-tallet. Derfor har hovedkarakteristikkene blitt studert relativt lett, i henhold til den tilgjengelige teknologien.

De mest fremragende er:

- Liten størrelse, sammenlignbar med en planet.

- Høy tetthet.

- Lav lysstyrke.

- Temperaturer i området 100000 og 4000 K.

- De har magnetfelt.

- De har en atmosfære av hydrogen og helium.

- Intens gravitasjonsfelt.

- Lavt energitap på grunn av stråling, og derfor avkjøles de veldig sakte.

Takket være temperaturen og lysstyrken er det kjent at radiene deres er veldig små. En hvit dverg hvis overflatetemperatur er lik solen, avgir knapt en promille av lysstyrken. Derfor må dvergens overflate være veldig liten.

Figur 2. Sirius B og planeten Venus har omtrent samme diameter. Tagged

Denne kombinasjonen av høy temperatur og liten radius gjør at stjernen virker hvit, som nevnt ovenfor.

Når det gjelder strukturen deres, spekuleres det i at de har en solid kjerne av krystallinsk natur, omgitt av materie i gassform.

Dette er mulig på grunn av de suksessive transformasjoner som skjer i en stjerners kjernereaktor: fra hydrogen til helium, fra helium til karbon og fra karbon til tyngre elementer.

Det er en reell mulighet, fordi temperaturen i dvergens kjerne er lav nok til at en så solid kjerne kan eksistere.

Faktisk ble en hvit dverg som antas å ha en diamantkjerne med en diameter på 4000 km nylig blitt oppdaget, som ligger i stjernebildet Alpha Centauri, 53 lysår fra Jorden.

Tettheten av hvite dverger

Spørsmålet om tettheten av hvite dverger forårsaket stor konsternasjon blant astronomer på slutten av det 19. og begynnelsen av det 20. århundre. Beregningene pekte på veldig høye tettheter.

En hvit dverg kan ha en masse opptil 1,4 ganger solen vår, komprimert til jordens størrelse. På denne måten er dens tetthet en million ganger større enn vann og er nettopp det som opprettholder den hvite dvergen. Hvordan er det mulig?

Kvantemekanikk hevder at partikler som elektroner bare kan oppta visse energinivåer. Det er også et prinsipp som begrenser arrangementet av elektroner rundt atomkjernen: Pauli-eksklusjonsprinsippet.

I følge denne egenskapens egenskap er det umulig for to elektroner å ha den samme kvantetilstanden i det samme systemet. Og dessuten, i vanlig materie, er ikke alle tillatte energinivåer vanligvis okkupert, bare noen er det.

Dette forklarer hvorfor tettheten av landlige stoffer bare er i størrelsesorden noen få gram per kubikkcentimeter.

Degenerert materie

Hvert energinivå opptar et visst volum, slik at regionen som opptar et nivå ikke overlapper hverandre med det til et annet. På denne måten kan to nivåer med samme energi eksistere uten problemer, så lenge de ikke overlapper hverandre, siden det er en kraft av degenerasjon som forhindrer det.

Dette skaper en slags kvantebarriere som begrenser sammentrekningen av materien i en stjerne, og skaper et trykk som kompenserer for gravitasjonskollapsen. Dette opprettholder integriteten til den hvite dvergen.

I mellomtiden fyller elektronene alle mulige energiposisjoner, og fyller raskt de laveste og bare de med den høyeste energien som er tilgjengelig.

Under disse omstendighetene, med alle energitilstander okkupert, er materien i en tilstand som i fysikk kalles en degenerert tilstand. Det er tilstanden med maksimal mulig tetthet, i henhold til eksklusjonsprinsippet.

Men siden usikkerheten i posisjonen △ x til elektronene er minimal, på grunn av den høye tettheten, av Heisenberg usikkerhetsprinsipp, vil usikkerheten i det lineære øyeblikket △ p være veldig stor, for å kompensere for småheten på △ x og oppfylle Så:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Hvor ћ er h / 2π, hvor h er Plancks konstante. Dermed nærmer elektronenes hastighet lysets hastighet og trykket de utøver øker, siden kollisjonene også øker.

Dette kvantetrykket, kalt Fermi-trykket, er uavhengig av temperaturen. Dette er grunnen til at en hvit dverg kan ha energi ved hvilken som helst temperatur, inkludert absolutt null.

Utvikling

Takket være astronomiske observasjoner og datasimuleringer utføres dannelsen av en typisk stjerne som vår sol på følgende måte:

- For det første kondenserer gass og kosmisk støv rikelig med hydrogen og helium takket være tyngdekraften, for å gi opphav til protostaren, en ung stjernestykke. Protostaren er en raskt sammenfallende sfære, hvis temperatur øker gradvis i løpet av millioner av år.

- Når en kritisk masse er nådd og når temperaturen øker, slås kjernefysiske reaktoren på inne i stjernen. Når dette skjer begynner hydrogenfusjon og stjernen blir med i den såkalte hovedsekvensen (se figur 3).

- Etter tid er hydrogenet i kjernen oppbrukt og tenningen av hydrogenet i de ytterste lag av stjernen begynner, så vel som heliumet i kjernen.

- Stjernen ekspanderer, øker i lysstyrke, reduserer temperaturen og blir rød. Dette er den røde kjempefasen.

- De ytterste lagene av stjernen er løsrevet takket være stjernevinden og danner en planetarisk tåke, selv om det ikke er planeter i den. Denne tåken omslutter kjernen av stjernen (mye varmere), som når hydrogentreserven er oppbrukt begynner å brenne helium for å danne tyngre elementer.

- Nebulaen forsvinner, og etterlater den sammentrengende kjernen til den opprinnelige stjernen, som blir en hvit dverg.

Selv om kjernefusjon er opphørt til tross for at den fortsatt har materiale, har stjernen fortsatt en utrolig reserve av varme, som avgir veldig sakte av stråling. Denne fasen varer lenge (ca. 10 ¹⁰ år, estimert alder på universet).

- Når det er kaldt, forsvinner lyset som sendte ut fullstendig, og den hvite dvergen blir en svart dverg.

Figur 3. Stjernes livssyklus. Kilde: Wikimedia Commons. RN Bailey

Solens utvikling

Mest sannsynlig går vår sol på grunn av dens egenskaper gjennom de beskrevne stadiene. I dag er solen en voksen stjerne i hovedsekvensen, men alle stjerner forlater den på et tidspunkt, før eller senere, selv om det meste av livet tilbringes der.

Det vil ta mange millioner år før den kommer inn i den neste røde gigantiske scenen. Når det skjer, vil Jorden og de andre indre planetene bli oppslukt av den stigende Solen, men før det vil havene sannsynligvis ha fordampet og Jorden vil ha blitt en ørken.

Ikke alle stjerner går gjennom disse stadiene. Det avhenger av massen. De som er langt mer massive enn sola, har en mye mer spektakulær avslutning fordi de ender opp som supernovaer. Resten i dette tilfellet kan være en særegen astronomisk gjenstand, for eksempel et svart hull eller en nøytronstjerne.

Chandrasekhar-grensen

I 1930 bestemte en 19 år gammel hinduistrofysiker ved navn Subrahmanyan Chandrasekhar eksistensen av en kritisk masse i stjerner.

En stjerne hvis masse er under denne kritiske verdien følger banen til en hvit dverg. Men hvis massen er over toppen, ender hans dager i en kolossal eksplosjon. Dette er Chandrasekhar-grensen og er omtrent 1,44 ganger massen til solen vår.

Det beregnes som følger:

Her er N antall elektroner per enhetsmasse, ћ er Plancks konstant dividert med 2π, c er lysets hastighet i vakuum og G er den universelle gravitasjonskonstanten.

Dette betyr ikke at stjerner større enn solen ikke kan bli hvite dverger. Gjennom oppholdet i hovedsekvensen mister stjernen kontinuerlig masse. Det gjør det også i sin røde gigantiske og planetariske tåkefase.

På den annen side, når den først ble omgjort til en hvit dverg, kan stjernens kraftige tyngdekraft tiltrekke seg masse fra en annen nærliggende stjerne og øke sin egen. Når Chandrasekhar-grensen er overskredet, kan det hende at enden på dvergen - og den andre stjernen - ikke er så treg som den som er beskrevet her.

Denne nærheten kan starte den utdødde atomreaktoren på nytt og føre til en enorm supernovaeksplosjon (supernovae Ia).

sammensetning

Når hydrogenet i kjernen til en stjerne har blitt omdannet til helium, begynner det å smelte sammen karbon og oksygenatomer.

Og når heliumreserven er oppbrukt i sin tur, består den hvite dvergen hovedsakelig av karbon og oksygen, og i noen tilfeller neon og magnesium, forutsatt at kjernen har nok trykk til å syntetisere disse elementene.

Figur 4. Stjernen AE Aquarii er en pulserende hvit dverg. Kilde: NASA via Wikimedia commons.

Muligens har dvergen en tynn atmosfære av helium eller hydrogen, siden når overflatetyngden til stjernen er høy, har de tunge elementene en tendens til å samle seg i sentrum, og etterlater de lysere på overflaten.

I noen dverger er det til og med mulig å smelte sammen neonatomer og lage faste jernkjerner.

Opplæring

Som vi har sagt gjennom de foregående avsnittene, dannes den hvite dvergen etter at stjernen tømmer hydrogenreserven. Så svulmer og utvides det, og deretter utvides materien i form av en planetarisk tåke, og etterlater kjernen inne.

Denne kjernen, som består av degenerert materie, er det som er kjent som en hvit dvergstjerne. Når fusjonsreaktoren er slått av, trekker den seg sammen og avkjøles sakte, og mister all sin termiske energi og lysstyrke.

Typer hvite dverger

For å klassifisere stjerner, inkludert hvite dverger, brukes spektraltypen, som igjen er avhengig av temperatur. For å nevne dvergstjernene brukes en stor bokstav D, etterfulgt av en av disse bokstavene: A, B, C, O, Z, Q, X. Disse andre bokstavene: P, H, E og V betegner en annen serie med egenskaper mye mer bestemt.

Hver av disse bokstavene betegner et fremtredende trekk ved spekteret. For eksempel er en DA-stjerne en hvit dverg hvis spektrum har en hydrogenlinje. Og en DAV-dverg har hydrogenlinjen, og dessuten indikerer V at den er en variabel eller pulserende stjerne.

Til slutt blir et tall mellom 1 og 9 lagt til i bokstavserien for å indikere temperaturindeksen n:

n = 50400 / effektiv T for stjernen

En annen klassifisering av hvite dverger er basert på deres masse:

- Ca 0,5 M sol

- Gjennomsnittlig masse: mellom 0,5 og 8 ganger M Sol

- Mellom 8 og 10 ganger solens masse.

Eksempler på hvite dverger

- Sirius B i stjernebildet Can Major, kameraten til Sirius A, den lyseste stjernen på nattehimmelen. Det er den nærmeste hvite dvergen av alle.

- AE Aquarii er en hvit dverg som avgir røntgenpulser.

- 40 Eridani B, fjerne 16 lysår. Det kan sees med et teleskop

- HL Tau 67 tilhører stjernebildet Tyren og er en variabel hvit dverg, den første i sitt slag som ble oppdaget.

- DM Lyrae er en del av et binært system og er en hvit dverg som eksploderte som en nova på 1900-tallet.

- WD B1620 er en hvit dverg som også hører til et binært system. Ledsagerstjernen er en pulserende stjerne. I dette systemet er det en planet som går i bane rundt begge deler.

- Procyon B, ledsager av Procyon A, i stjernebildet Lesser Dog.

Figur 5. Det binære systemet Procyon, den hvite dvergen er en liten prikk til høyre. Kilde: Giuseppe Donatiello via Flickr.

referanser

1. Carroll, B. En introduksjon til moderne astrofysikk. Andre. Edition. Pearson.
2. Martínez, D. Den fantastiske evolusjonen. Gjenopprettet fra: Google Books.
3. Olaizola, I. De hvite dvergene. Gjenopprettet fra: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redaksjonell Reverté.
5. Wikipedia. Hvite dverger. Gjenopprettet fra: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Liste over hvite dverger. Gjenopprettet fra en.wikipedia.org.