HVID DVÆRG: EGENSKABER, SAMMENSÆTNING, DANNELSE, TYPER - ARTE - 2025

En hvid dværg er en stjerne i de sidste faser af dens udvikling, der allerede har brugt alt brint i sin kerne såvel som brændstoffet i sin indre reaktor. Under disse omstændigheder køler stjernen ned og trækker sig sammen utroligt på grund af sin egen tyngdekraft.

Den har kun opbevaret varmen under dens eksistens, så på en måde er en hvid dværg ligesom den hvæl, der er tilbage efter at have udsat et kolossalt bål. Det vil tage millioner af år, før den sidste åndedræt fra sin varme forlader den, hvilket gør den til en kold og mørk genstand.

Figur 1. Nærbillede af det binære system Sirius A (hovedstjernen) og Sirius B (hvid dværg) i røntgenbilleder taget af Chandra. Kilde: Wikimedia Commons.

Opdagelse

Selvom de nu vides at være rigelige, var de aldrig lette at se, da de er ekstremt små.

Den første hvide dværg blev opdaget af William Herschel i 1783 som en del af Eridani-stjernesystemet 40 i stjernebilledet Eridano, hvis lyseste stjerne er Achernar, der er synlig mod syd (på den nordlige halvkugle) om vinteren.

40 Eridani består af tre stjerner, en af ​​dem, 40 Eridane A. er synlig med det blotte øje, men 40 Eridani B og 40 Eridani C er meget mindre. B er en hvid dværg, mens C er en rød dværg.

År senere, efter opdagelsen af ​​det 40 Eridani-system, opdagede den tyske astronom Friedrich Bessel i 1840, at Sirius, den lyseste stjerne i Canis Major, har en diskret ledsager.

Bessel observerede små sinuositeter i banen til Sirius, hvis forklaring ikke kunne være, men nærheden til en anden mindre stjerne. Det blev kaldt Sirius B, ca. 10.000 gange svagere end den pragtfulde Sirius A.

Det viste sig, at Sirius B var så lille eller mindre end Neptun, men med en utrolig høj densitet og en overfladetemperatur på 8000 K. Og da Sirius B's stråling svarer til det hvide spektrum, kom det til at blive kendt som en "hvid dværg."

Og fra da af kaldes hver stjerne med disse egenskaber det, selvom hvide dværge også kan være røde eller gule, da de har forskellige temperaturer, hvor hvid er den mest almindelige.

egenskaber

Indtil videre er der dokumenteret omkring 9000 stjerner klassificeret som hvide dværge ifølge Sloan Digital Sky Survey (SDSS), et projekt, der er dedikeret til at lave detaljerede tredimensionelle kort over det kendte univers. Som vi har sagt, er de ikke lette at opdage på grund af deres svage lysstyrke.

Der er ganske mange hvide dværge i Solens nærhed, mange af dem opdaget af astronomer G. Kuyper og W. Luyten i de tidlige 1900'ere. Derfor er dens vigtigste egenskaber undersøgt med relativ lethed i henhold til den tilgængelige teknologi.

De mest fremragende er:

- Lille størrelse, der kan sammenlignes med en planet.

- Stor tæthed.

- Lav lysstyrke.

- Temperaturer i intervallet 100000 og 4000 K.

- De har et magnetfelt.

- De har en atmosfære af brint og helium.

- Intens tyngdefelt.

- Lavt energitab på grund af stråling, hvorfor de køler meget langsomt.

Takket være temperaturen og lysstyrken vides det, at deres radier er meget små. En hvid dværg, hvis overfladetemperatur svarer til solens, udsender næppe en tusindedel af dens lysstyrke. Derfor skal dværgens overflade være meget lille.

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

Denne kombination af høj temperatur og lille radius får stjernen til at virke hvid, som nævnt ovenfor.

Med hensyn til deres struktur spekuleres det i, at de har en fast kerne af krystallinsk karakter omgivet af stof i gasform.

Dette er muligt på grund af de successive transformationer, der finder sted i en stjernes atomreaktor: fra brint til helium, fra helium til carbon og fra carbon til tungere elementer.

Det er en reel mulighed, fordi temperaturen i dværgens kerne er lav nok til, at en sådan solid kerne kan eksistere.

Faktisk blev der for nylig opdaget en hvid dværg, der antages at have en diamantkerne på 4000 km i diameter, beliggende i stjernebilledet Alpha Centauri, 53 lysår fra Jorden.

Tætheden af ​​hvide dværge

Spørgsmålet om tætheden af ​​hvide dværge forårsagede stor konsternation blandt astronomer i slutningen af ​​det 19. og det tidlige 20. århundrede. Beregningerne pegede på meget høje tætheder.

En hvid dværg kan have en masse op til 1,4 gange så stor som vores sol, komprimeret til Jordens størrelse. På denne måde er dens densitet en million gange større end vandet og er netop det, der opretholder den hvide dværg. Hvordan er det muligt?

Kvantemekanik hævder, at partikler som elektroner kun kan optage visse energiniveauer. Der er også et princip, der begrænser arrangementet af elektroner omkring atomkernen: Pauli-ekskluderingsprincippet.

I henhold til denne materielle egenskab er det umuligt for to elektroner at have den samme kvantetilstand inden for det samme system. Og endvidere, i almindeligt stof, er ikke alle tilladte energiniveauer normalt besat, kun nogle er.

Dette forklarer, hvorfor densiteten af ​​jordbaserede stoffer kun er i størrelsesordenen et par gram pr. Kubikcentimeter.

Degenereret sag

Hvert energiniveau optager et bestemt volumen, så det område, der optager et niveau, ikke overlapper hinanden med et andet. På denne måde kan to niveauer med den samme energi eksistere uden problemer, så længe de ikke overlapper hinanden, da der er en kraft af degeneration, der forhindrer det.

Dette skaber en slags kvantebarriere, der begrænser sammentrækningen af ​​stof i en stjerne, hvilket skaber et tryk, der kompenserer for gravitationsfaldet. Dette bevarer den hvide dværgs integritet.

I mellemtiden udfylder elektronerne alle mulige energipositioner og udfylder hurtigt de laveste og kun de, der har den højeste energi, der er tilgængelig.

Under disse omstændigheder, med alle energitilstander optaget, er materie i en tilstand, som i fysik kaldes en degenereret tilstand. Det er tilstanden med størst mulig tæthed i henhold til udelukkelsesprincippet.

Men da usikkerheden i positionerne △ x for elektronerne er minimal på grund af den høje tæthed ved Heisenberg-usikkerhedsprincippet, vil usikkerheden i det lineære øjeblik △ p være meget stor for at kompensere for lilleheden af ​​△ x og opfylde Så:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Hvor ћ er h / 2π, hvor h er Plancks konstante. Således nærmer elektronernes hastighed lysets hastighed, og trykket, de udøver, øges, da kollisionerne også øges.

Dette kvantetryk, kaldet Fermi-trykket, er uafhængigt af temperaturen. Dette er grunden til, at en hvid dværg kan have energi ved enhver temperatur, inklusive absolut nul.

Udvikling

Takket være astronomiske observationer og computersimuleringer udføres dannelsen af ​​en typisk stjerne som vores sol som følger:

- For det første kondenseres gas og kosmisk støv, der er rigeligt med brint og helium takket være tyngdekraften, for at give anledning til protostaren, et ungt stjernestykke. Protostaren er en hurtigt sammentrækkende sfære, hvis temperatur stiger gradvist i løbet af millioner af år.

- Når en kritisk masse er nået, og når temperaturen stiger, tændes atomreaktoren inde i stjernen. Når dette sker, begynder brintfusion, og stjernen tilslutter sig den såkaldte hovedsekvens (se figur 3).

- Efter tiden er brintet i kernen opbrugt, og antændelsen af ​​brint i de yderste lag af stjernen begynder såvel som helium i kernen.

- Stjernen ekspanderer, øges i lysstyrke, sænker sin temperatur og bliver rød. Dette er den røde gigantfase.

- De yderste lag af stjernen løsnes takket være den stjernevind og danner en planetarisk tåge, selvom der ikke er planeter i den. Denne tåge omgiver kernen i stjernen (meget varmere), som når brintreserven er opbrugt, begynder at brænde helium for at danne tungere elementer.

- Nebelen spredes og forlader den sammentrækkende kerne i den originale stjerne, som bliver en hvid dværg.

Selvom nuklear fusion er ophørt på trods af, at den stadig har materiale, har stjernen stadig en utrolig reserve af varme, som udsender meget langsomt ved stråling. Denne fase varer i lang tid (ca. 10 ¹⁰ år, universets estimerede alder).

- Når det er koldt, forsvinder lyset, det udsendte, helt, og den hvide dværg bliver en sort dværg.

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

Solens udvikling

Vores sol går sandsynligvis på grund af dens egenskaber gennem de beskrevne faser. I dag er solen en voksen stjerne i hovedsekvensen, men alle stjerner forlader den på et tidspunkt, før eller senere, selvom det meste af deres liv tilbringes der.

Det vil tage mange millioner af år for det at komme ind i den næste røde kæmpescen. Når det sker, vil Jorden og de andre indre planeter blive indhyllet af den stigende Sol, men inden dette vil verdenshavene sandsynligvis have fordampet, og Jorden vil være blevet en ørken.

Ikke alle stjerner gennemgår disse faser. Det afhænger af dens masse. De, der er langt mere massive end Solen, har en meget mere spektakulær ende, fordi de ender som supernovaer. Resten i dette tilfælde kan være et særegent astronomisk objekt, såsom et sort hul eller en neutronstjerne.

Chandrasekhar-grænsen

I 1930 bestemte en 19 år gammel hinduistisk astrofysiker ved navn Subrahmanyan Chandrasekhar eksistensen af ​​en kritisk masse i stjerner.

En stjerne, hvis masse er under denne kritiske værdi, følger en hvid dværgs sti. Men hvis hans masse er over toppen, ender hans dage i en kolossal eksplosion. Dette er Chandrasekhar-grænsen og er cirka 1,44 gange massen af ​​vores Sol.

Det beregnes som følger:

Her er N antallet af elektroner pr. Masseenhed, ћ er Plancks konstant divideret med 2π, c er lysets hastighed i vakuum og G er den universelle gravitationskonstant.

Dette betyder ikke, at stjerner, der er større end solen, ikke kan blive hvide dværge. Gennem hele opholdet i hovedsekvensen mister stjernen konstant masse. Det gør det også i sin røde gigantiske og planetariske tåge.

På den anden side, når den først er blevet til en hvid dværg, kan stjernens kraftige tyngdekraft tiltrække masse fra en anden nærliggende stjerne og øge sin egen. Når Chandrasekhar-grænsen er overskredet, er slutningen af ​​dværgen - og den anden stjerne - muligvis ikke så langsom som den, der er beskrevet her.

Denne nærhed kan genstarte den uddødde atomreaktor og føre til en enorm supernovaeksplosion (supernovae Ia).

Sammensætning

Når brintet i en stjernes kerne er blevet omdannet til helium, begynder det at smelte kulstof- og iltatomer.

Og når heliumreserven igen er udtømt, består den hvide dværg hovedsagelig af kulstof og ilt, og i nogle tilfælde neon og magnesium, forudsat at kernen har tilstrækkeligt pres til at syntetisere disse elementer.

Figur 4. Stjernen AE Aquarii er en pulserende hvid dværg. Kilde: NASA via Wikimedia commons.

Dværgen har muligvis en tynd atmosfære af helium eller brint, da eftersom overfladetyngden af ​​stjernen er høj, har de tunge elementer en tendens til at samle sig i midten, hvilket efterlader de lettere på overfladen.

I nogle dværge er det endda muligt at smelte sammen neonatomer og skabe faste jernkerner.

Uddannelse

Som vi har sagt gennem de foregående afsnit, dannes den hvide dværg, når stjernen udtømmer brintreserven. Derefter svulmer og udvides og udvises derefter stof i form af en planetarisk tåge, hvilket efterlader kernen inde.

Denne kerne, der består af degenererede stoffer, er det, der er kendt som en hvid dværgstjerne. Når dens fusionsreaktor er slukket, trækker den sig sammen og afkøles langsomt og mister al sin termiske energi og dens lysstyrke.

Typer af hvide dværge

Til klassificering af stjerner, inklusive hvide dværge, bruges spektraltypen, som igen afhænger af temperaturen. For at navngive dværgstjernerne bruges en stor bogstav D, efterfulgt af en af ​​disse bogstaver: A, B, C, O, Z, Q, X. Disse andre bogstaver: P, H, E og V betegner en anden række egenskaber meget mere specielt.

Hver af disse bogstaver betegner et fremtrædende træk ved spektret. For eksempel er en DA-stjerne en hvid dværg, hvis spektrum har en brintlinie. Og en DAV-dværg har brintlinjen, og desuden angiver V, at det er en variabel eller pulserende stjerne.

Endelig tilføjes et tal mellem 1 og 9 til rækkefølgen af ​​bogstaver for at indikere temperaturindekset n:

n = 50400 / effektiv T for stjernen

En anden klassificering af hvide dværge er baseret på deres masse:

- Cirka 0,5 M sol

- Gennemsnitlig masse: mellem 0,5 og 8 gange M Sol

- Mellem 8 og 10 gange solens masse.

Eksempler på hvide dværge

- Sirius B i stjernebilledet Can Major, ledsager af Sirius A, den lyseste stjerne i natthimlen. Det er den nærmeste hvide dværg af alle.

- AE Aquarii er en hvid dværg, der udsender røntgenimpulser.

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

- HL Tau 67 hører til stjernebilledet Tyren og er en variabel hvid dværg, den første af sin art, der opdages.

- DM Lyrae er en del af et binært system og er en hvid dværg, der eksploderede som en nova i det 20. århundrede.

- WD B1620 er en hvid dværg, der også hører til et binært system. Den ledsagende stjerne er en pulserende stjerne. I dette system er der en planet, der kredser rundt om begge dele.

- Procyon B, ledsager af Procyon A, i stjernebilledet af den mindre hund.

Figur 5. Det binære Procyon-system, den hvide dværg er en lille prik til højre. Kilde: Giuseppe Donatiello via Flickr.

Referencer

1. Carroll, B. En introduktion til moderne astrofysik. 2nd. Edition. Pearson.
2. Martínez, D. Den stjerneudvikling. Gendannet fra: Google Bøger.
3. Olaizola, I. De hvide dværge. Gendannes fra: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Moderne astronomi. Redaktionel Reverté.
5. Wikipedia. Hvide dværge. Gendannes fra: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Liste over hvide dværge. Gendannet fra en.wikipedia.org.