Hvit dverg

Vi forklarer hva som er hvite dverger, deres egenskaper, sammensetning, formasjon, typer og gir flere eksempler

En hvit dverg sammenlignet med tre planeter

Hva er en hvit dverg?

EN Hvit dverg Det er en stjerne i de siste fasene av dens utvikling, som allerede har utmattet alt hydrogenet på kjernen, så vel som drivstoffet til sin indre reaktor. Under disse omstendighetene avkjøles stjernen og kontrakter overraskende på grunn av sin egen alvorlighetsgrad.

Den har bare varmen lagret under sin eksistens, så på en viss måte er en hvit dverg som grillet som gjenstår etter å ha slått av et kolossalt bål. Millioner av år må passere før det siste pustet fra varmen forlater den, og gjør en kald og mørk gjenstand.

Oppdagelse

Selv om det nå er kjent å florere, var de aldri lette å oppdage, siden de er ekstremt små.

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

40 Eridani er dannet av tre stjerner, en av dem, de 40 Eridane til. Det er synlig for det blotte øye, men de 40 Eridani B og 40 Eridani C er mye lavere. B er en hvit dverg, mens C er en rød dverg.

År senere, etter oppdagelsen av det 40 Eridani -systemet, tysk astronom. 

Bessel observerte små sinuositeter i Syrians bane, hvis forklaring bare kan være nærheten til en annen mindre stjerne. Det ble kalt syrisk B, omtrent 10.000 ganger mindre lys enn den syriske prakt.

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

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

Kjennetegn på hvite dverger

Til dags dato har noen 9000 stjerner katalogisert som hvit dverg. Som vi har sagt, er de ikke lette å oppdage på grunn av deres svake lysstyrke.

Det er ganske mange hvite dverger i solens nabolag, mange av dem oppdaget av G -astronomer. Kuyper og W. Luyten på begynnelsen av 1900 -tallet. Derfor har hovedegenskapene blitt studert med relativt letthet, i henhold til tilgjengelig teknologi. 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 hydrogen- og heliumatmosfære.
• Intens gravitasjonsfelt.
• Lite tap av energi ved stråling, og det er grunnen til at de avkjøles veldig sakte.

Små radioer

Takket være temperatur og lysstyrke er det kjent at radioene deres er veldig små. En hvit dverg hvis overflatetemperatur ligner på solen, avgir knapt en tusin av lysstyrken til dette. Derfor må dvergoverflaten være veldig liten.

Syrisk B og planeten Venus har omtrent samme diameter. Tagized [CC By-SA 4.0 (https: // creativecommons.Org/lisenser/by-SA/4.0)]

hvit farge

Denne kombinasjonen av høy temperatur og små radio får stjernen til å se hvit ut, som nevnt ovenfor. 

Struktur

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

Det kan tjene deg: Tredje lov om termodynamikk: Formler, ligninger, eksempler

Dette er mulig på grunn av de påfølgende transformasjonene som foregår i kjernefysisk reaktor til en stjerne: fra hydrogen til helium, karbon og karbon helium til tyngre elementer. 

Det er en reell mulighet, fordi temperaturen i kjernen i dvergen er lav nok til å eksistere en så solid kjerne.

Faktisk har en hvit dverg som antas at det nylig ble oppdaget en diamantkjerne på 4000 km i diameter, som ligger i Alfa Centauri -stjernebildet, 53 lysår fra jorden.

Tetthet

Spørsmålet om tettheten av hvite dverger forårsaket en stor forferdelse hos astronomer av slutten av nittende og tidlig twentie. Beregningene pekte på veldig høye tettheter.

En hvit dverg kan ha en masse på opptil 1,4 ganger med hensyn til solen vår, komprimert til en størrelse som jorden. På denne måten er tettheten en million ganger større enn vannet, og det er nettopp det som støtter den hvite dvergen. Hvordan er det mulig?

Kvantemekanikk sier at partikler som elektroner bare kan okkupere visse energinivåer. Det er også et prinsipp som begrenser arrangementet av elektroner rundt atomkjernen: Paulis eksklusjonsprinsipp. 

I henhold til denne egenskapen til materie, er det for to elektroner umulig å ha samme kvantetilstand i samme system. Og i tillegg er det i vanlig sak som ikke er tillatt energinivåer vanligvis okkupert, bare noen er.

Dette forklarer hvorfor tetthetene til terrestriske stoffer knapt 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 sameksistere uten problemer, så lenge de ikke overlapper hverandre, siden det er en degenerasjonskraft som forhindrer det. 

Dette skaper en slags kvantebarriere som begrenser sammentrekningen av materien i en stjerne, med opprinnelse et trykk som kompenserer for gravitasjonskollaps. Dermed opprettholdes integriteten til den hvite dvergen.

I mellomtiden fyller elektroner alle mulige energiposisjoner, fyller raskt de laveste og er bare tilgjengelige de med større energi. 

Under disse omstendighetene, med alle okkuperte energilater, er saken i en tilstand som i fysikk kalles Degenerert tilstand. Det er tilstanden med maksimal mulig tetthet, i henhold til eksklusjonsprinsippet. 

Men siden usikkerheten i △ X X -posisjonen til elektroner er minimal, på grunn av den høye tettheten, av Heisenberg -usikkerhetsprinsippet, er usikkerheten i det lineære øyeblikket SO:

△ x △ p ≥ ћ/2

Hvor ћ er h/2π, og er plackets konstant. Dermed er hastigheten på elektronene nær lysets hastighet og øker trykket de utøver, siden kollisjonene også øker. 

Dette kvantetrykket, kalt Fermi -trykk, er uavhengig av temperatur. Dette er grunnen til at en hvit dverg kan ha energi ved enhver temperatur, inkludert absolutt null.

Evolusjon av hvite dverger

Takket være astronomiske observasjoner og datasimuleringer, blir dannelsen av en typisk stjerne som solen vår utført som følger:

• For det første, kosmisk gass og støv som er rikelig i hydrogen og helium, kondenserer de takket være tyngdekraften, for å gi opphav til Protoestrella, et ungt stjerneobjekt. Protoestrella er en sfære i rask sammentrekning, hvis temperatur gradvis øker i løpet av millioner av år.
• Når en kritisk masse er nådd og med den økende temperaturen, er kjernefysisk reaktor inne i stjernen tent. Når dette skjer, begynner hydrogenfusjonen og stjernen blir innlemmet i samtalen Hovedsekvens.
• Etter tid er kjernenes hydrogen utmattet, og tenningen av hydrogenet til de ytterste lagene til stjernen begynner, så vel som helium i kjernen.
• Stjernen utvides, øker sterkt, reduserer temperaturen og blir rød. Dette er fasen av Rød gigant.
• De ytterste lagene til stjernen kommer av takket være stjernemålet og danner en planetarisk tåke, Selv om det ikke er noen planeter. Denne tåken omgir stjernekjernen (mye varmere), som utmattet hydrogenreserven begynner å brenne helium for å danne tyngre elementer.
• Nebulaen forsvinner og kjernen er i sammentrekningskjerne av den opprinnelige stjernen, som blir en hvit dverg. Selv om kjernefusjon har opphørt til tross for at de har materiale, har stjernen fortsatt en utrolig varmereserve, som avgir veldig sakte ved stråling. Denne fasen hardt i lang tid (ca. 10¹⁰ år, estimert alder av universet).
• Når det er kaldt, forsvinner lyset som sendes ut fullstendig og den hvite dvergen blir en Svart dverg.

Kan tjene deg: skrå flyStjernenes livssyklus. Kilde: Wikimedia Commons. R.N. Bailey [CC av 4.0 (https: // creativecommons.Org/lisenser/av/4.0)]

Solens utvikling

Mest sannsynlig går solen vår, på grunn av dens egenskaper, gjennom stadiene som er beskrevet. For tiden er solen en voksenstjerne som er i hovedsekvensen, men alle stjernene forlater den på et tidspunkt, før eller senere, selv om det meste av livet går der.

De vil ha mange millioner av år til å komme inn i neste trinn med rød gigant. Når det skjer, vil jorden og de andre indre planetene bli oppslukt av den voksende solen, men først er det sikkert at havene har fordampet og jorden har blitt en ørken.

Ikke alle stjerner går gjennom disse stadiene. Det avhenger av massen. De som er mye mer massive at solen har en mye mer spektakulær slutt fordi de ender opp som supernovaer. Resten i dette tilfellet kan være et særegent astronomisk objekt, for eksempel et svart hull eller en nøytronstjerne.

Chandrasekhars grense

I 1930 bestemte en hinduistisk astrofysiker på bare 19 år, kalt Subrahmanyan Chandrasekhar, eksistensen av en kritisk masse i stjernene. 

En stjerne hvis masse er under denne kritiske verdien følger banen til en hvit dverg. Men hvis massen er over, slutter dagene i en kolossal eksplosjon. Dette er Chandrasekhars grense og tilsvarer omtrent 1.44 ganger massen av solen vår.

Det beregnes som følger:

Her n er antall elektroner per masseenhet, ћ er Planck -konstanten delt med 2π, C er lysets hastighet i vakuumet og G den universelle gravitasjonskonstanten.

Dette betyr ikke at større stjerner enn solen ikke kan bli hvite dverger. Gjennom hele oppholdet i hovedsekvensen mister stjernen kontinuerlig masse. Han gjør det også i sin scene som en planetarisk rød gigant og nebula.

På den annen side, en gang omgjort til en hvit dverg, kan stjernens kraftige tyngdekraft tiltrekke seg masse av en annen nær stjerne og øke sin egen. Overvinne Chandrasekhars grense, slutten av dvergen kan være - og den andre stjernen - er ikke så treg som den som er beskrevet her. 

Kan tjene deg: Fysisk optikk: Historie, hyppige vilkår, lover, applikasjoner

Denne nærheten kan starte den utdødde atomreaktoren på nytt og føre til en enorm eksplosjon av Supernova (Supernovas IA).

Sammensetning av hvite dverger

Når kjernen til en stjerne har forvandlet seg til helium, blir karbon- og oksygenatomer slått sammen.

Og når helioreserven slutter på sin side, er den hvite dvergen grunnleggende sammensatt av karbon og oksygen, og i noen tilfeller neon og magnesium, forutsatt at kjernen har tilstrekkelig trykk for å syntetisere disse elementene. 

A aquarii -stjernen er en hvit dinest dverg. Kilde: NASA gjennom Wikimedia Commons.

Muligens er dvergen en tynn atmosfære av helium eller hydrogen, siden stjernens overfladiske alvorlighetsgrad er høy, må de tunge elementene samle seg i sentrum, og etterlater den letteste på overflaten. 

I noen dverger er det til og med muligheten for å slå sammen neonatomer og skape faste jernkjerner.

Opplæring

Som vi har sagt gjennom de foregående avsnittene, dannes de hvite dvergen etter at stjernen har uttømt hydrogenreserven. Så svulmer han og utvides og utvider deretter viktig i form av planetarisk tåke, og etterlater kjernen inne.

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

Typer hvite dverger

For å klassifisere stjernene, inkludert hvite dverger, brukes spektraltypen, som igjen avhenger av temperaturen. For å nevne dvergstjernene brukes en hovedstad d, etterfulgt av noen av disse bokstavene: a, b, c, o, z, q, x x. Disse andre bokstavene: P, H, E og V betegner en annen serie med mye mer spesielle egenskaper.

Hver av disse bokstavene betegner et høyt spektrum som er karakteristisk for spekteret. For eksempel er en DA -stjerne en hvit dverg hvis spekter har en hydrogenlinje. Og en dverg DAV har hydrogenlinjen, og i tillegg indikerer v at det er en variabel eller pulserende stjerne.

Til slutt til serien med bokstaver et tall mellom 1 og 9 legges til for å indikere temperaturindeksen n:

N = 50400 /t. Effektiv stjerne

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

• Rundt 0.5 m sol
• Gjennomsnittlig masse: mellom 0.5 og 8 ganger m sol
• Mellom 8 og 10 ganger solens mass.

Eksempler på hvite dverger

- Sirio B i konstellasjonen til Can -ordfører, følgesvennen til Sirio A, den lyseste stjernen om natten himmelen. Det er den nærmeste hvite dvergen av alle.

Den lyseste lyskilden er syrisk B

- A Aquarii er en hvit dverg som avgir X -ray Pulses.

Hvit dverg i A Aquarii -systemet

- 40 Eridani B, fjerne 16 lysår. Det er observerbart med teleskop.

Keid -systemet (40 Eridani), sett fra den astronomiske simuleringen av Celestia. Kilde: Henrykus, GFDL, via Wikimedia Commons

- HL Tau 67 tilhører Tyren Constellation og er en variabel hvit dverg, den første av klassen som blir oppdaget.

- DM Lyrae er en del av et binært system og er en hvit dverg som eksploderte som Nova i det tjuende århundre.

- WD B1620 er en hvit dverg som også tilhører et binært system. The Companion Star er en pulserende stjerne. I dette systemet er det en planet som går i bane rundt.

PSR B1620-26, Binary Star System. Kilde: Illustrasjonskreditt: NASA og G. Bacon (STSCI), Public Domain, via Wikimedia Commons

- Procyon B, følgesvenn av Procyon A, i konstellasjonen til Can Minor.

Det binære systemet procyon, den hvite dvergen er et lite punkt til høyre. Kilde: Giuseppe Donatiello gjennom Flickr.

Referanser

1. Carroll, f. En introduksjon til moderne astrofysikk. 2. Utgave. Pearson. 
2. Martínez, d. Stjerne evolusjon. Gjenopprettet fra: Google Books.
3. Olaizola, i. Hvite dverger. Gjenopprettet fra: Telesforo.Aranzadi-Zientziak.org.
4. Oster, l. 1984. Moderne astronomi. Redaksjon tilbake.
5. Wikipedia. Hvite dverger. Gjenopprettet fra: er. Wikipedia.org.
6. Wikipedia. Liste over hvite dverger. Innhentet fra.Wikipedia.org.