EN Hvit dverg Det er en stjerne i de siste stadiene av utviklingen, som allerede har brukt opp alt hydrogen i kjernen, samt drivstoffet i den indre reaktoren. Under disse omstendighetene avkjøles stjernen og trekker seg forbløffende sammen på grunn av sin egen tyngdekraft..
Den har bare varmen lagret i løpet av sin eksistens, så på en måte er en hvit dverg som glødet som er igjen etter å ha slukket et kolossalt bål. Millioner av år må gå før det siste pusten fra varmen forlater den, og gjør den til en kald og mørk gjenstand..
Selv om de nå er kjent for å være rikelig, var de aldri lette å få øye på, da de er ekstremt små.
Den første hvite dvergen ble oppdaget av William Herschel i 1783, som en del av det 40 Eridani-stjernesystemet, i konstellasjonen Eridano, hvis lyseste stjerne er Achernar, synlig i 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 40 Eridani-systemet, oppdaget den tyske astronomen Friedrich Bessel i 1840 at Sirius, den lyseste stjernen i Can Major, har en diskret følgesvenn.
Bessel observerte små svingninger i banen til Sirius, hvis forklaring bare kunne være 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 like 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 spektrumet, 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, siden de har en rekke temperaturer, hvor hvit er den vanligste..
Til dags dato er rundt 9000 stjerner klassifisert som hvite dverger blitt dokumentert, ifølge Sloan Digital Sky Survey (SDSS), et prosjekt dedikert til å lage detaljerte tredimensjonale kart over det kjente universet. Som vi har sagt, er de ikke lette 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 tidlig på 1900-tallet. Derfor er dets hovedegenskaper blitt studert relativt enkelt, i henhold til tilgjengelig teknologi. De mest fremragende er:
Takket være temperaturen og lysstyrken er det kjent at radiene deres er veldig små. En hvit dverg hvis overflatetemperatur er lik den fra solen, avgir knapt en tusendel av lysstyrken. Derfor må dvergflaten være veldig liten..
Denne kombinasjonen av høy temperatur og liten radius får stjernen til å se ut som 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 transformasjonene som finner sted i en stjernes atomreaktor: fra hydrogen til helium, fra helium til karbon og fra karbon til tyngre grunnstoffer..
Det er en reell mulighet, fordi temperaturen i dvergkjernen er lav nok til at en så solid kjerne kan eksistere..
Faktisk ble en hvit dverg som antas å ha en diamantkjerne på 4000 km i diameter nylig oppdaget, lokalisert i konstellasjonen Alpha Centauri, 53 lysår fra jorden..
Spørsmålet om tettheten av hvite dverger forårsaket stor forferdelse blant astronomer på slutten av 1800-tallet og begynnelsen av 1900-tallet. Beregningene pekte på svært høye tettheter.
En hvit dverg kan ha en masse opptil 1,4 ganger solens, komprimert til størrelsen på jorden. På denne måten er dens tetthet en million ganger større enn for vann, og det er nettopp det som opprettholder den hvite dvergen. Hvordan er det mulig?
Kvantemekanikk hevder at partikler som elektroner bare kan oppta visse energinivåer. I tillegg er det et prinsipp som begrenser arrangementet av elektroner rundt atomkjernen: Pauli-utelukkelsesprinsippet..
I henhold til denne egenskapen til materie er det umulig for to elektroner å ha samme kvantetilstand i samme system. Og dessuten, i vanlig materie, er ikke alle tillatte energinivåer vanligvis opptatt, bare noen er det..
Dette forklarer hvorfor tettheten til jordiske stoffer bare er i størrelsesorden noen få gram per kubikkcentimeter..
Hvert energinivå opptar et visst volum, slik at regionen som opptar ett nivå ikke overlapper det andre. På denne måten kan to nivåer med samme energi eksistere uten problemer, så lenge de ikke overlapper siden det er en kraft av degenerasjon som forhindrer det..
Dette skaper en slags kvantebarriere som begrenser materiens sammentrekning i en stjerne, og skaper et trykk som kompenserer for gravitasjonskollapsen. Slik opprettholdes integriteten til den hvite dvergen.
I mellomtiden fyller elektronene alle mulige energiposisjoner, og fyller raskt de laveste og bare de høyeste energiene som er tilgjengelige..
Under disse omstendighetene, med alle energiske tilstander okkupert, er materie i en tilstand som i fysikk kalles utartet tilstand. Det er tilstanden til maksimal tetthet, i henhold til utelukkelsesprinsippet.
Men siden usikkerheten i posisjonen △ x til elektronene er minimal, på grunn av den høye tettheten, av Heisenberg usikkerhetsprinsippet, vil usikkerheten i det lineære øyeblikket △ p være veldig stor, for å kompensere for ness x's litenhet og Så:
△ x △ p ≥ ћ / 2
Hvor ћ er h / 2π, hvor h er Plancks konstant. Dermed nærmer elektronens hastighet lysets hastighet og trykket de utøver øker, siden også kollisjoner øker..
Dette kvantetrykket, kalt fermi trykk, den er uavhengig av temperatur. Dette er grunnen til at en hvit dverg kan ha energi ved enhver temperatur, inkludert absolutt null..
Takket være astronomiske observasjoner og datasimuleringer foregår dannelsen av en typisk stjerne som solen vår som følger:
Mest sannsynlig går solen vår på grunn av dens egenskaper gjennom de beskrevne stadiene. I dag er solen en voksen stjerne i hovedsekvensen, men alle stjerner forlater det på et eller annet tidspunkt, før eller senere, selv om det meste av livet tilbringes der..
Det vil ta mange millioner år før den går inn i neste røde gigantiske etappe. Når det skjer, vil jorden og de andre indre planetene bli oppslukt av den stigende solen, men før det vil havene mest sannsynlig ha fordampet og jorden vil ha blitt en ørken..
Ikke alle stjerner går gjennom disse trinnene. Det avhenger av massen. De som er langt mer massive enn solen har en mye mer spektakulær slutt fordi de ender som supernovaer. Resten i dette tilfellet kan være et særegent astronomisk objekt, for eksempel et svart hull eller en nøytronstjerne..
I 1930 bestemte en 19 år gammel hinduastrofysiker ved navn Subrahmanyan Chandrasekhar eksistensen av en kritisk masse i stjerner..
En stjerne hvis masse er under denne kritiske verdien følger stien til en hvit dverg. Men hvis massen hans er over toppen, ender dagene hans i en kolossal eksplosjon. Dette er Chandrasekhar-grensen og er omtrent 1,44 ganger massen av solen vår..
Det beregnes som følger:
Her er N antall elektroner per masseenhet, ћ er Plancks konstant delt på 2π, c er lysets hastighet i vakuum og G er den universelle gravitasjonskonstanten.
Dette betyr ikke at stjerner som er 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 en gang 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 av dvergen - og den andre stjernen - ikke går så sakte som den som er beskrevet her.
Denne nærheten kan starte den utdøde atomreaktoren på nytt og føre til en enorm supernovaeksplosjon (supernova Ia).
Når hydrogenet i kjernen til en stjerne har blitt transformert til helium, begynner det å smelte karbon og oksygenatomer.
Og når heliumreserven er utmattet i sin tur, består den hvite dvergen hovedsakelig av karbon og oksygen, og i noen tilfeller neon og magnesium, så lenge kjernen har nok trykk til å syntetisere disse elementene..
Muligens har dvergen en tynn atmosfære av helium eller hydrogen, ettersom stjernens overflate tyngdekraft er høy, har de tunge elementene en tendens til å akkumuleres i sentrum, og etterlater de lettere på overflaten..
I noen dverger er det til og med muligheten for å smelte sammen neonatomer og skape faste jernkjerner.
Som vi har sagt gjennom de foregående avsnittene, dannes den hvite dvergen etter at stjernen tømmer hydrogenreserven. Så svulmer den ut og utvider seg og skyver deretter ut materie i form av en planetarisk tåke, slik at kjernen blir igjen..
Denne kjernen, som består av utartet 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 termisk energi og lysstyrke..
For å klassifisere stjerner, inkludert hvite dverger, brukes spektraltypen, som igjen avhenger av temperaturen. For å navngi 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 egenskaper veldig mye mer spesifikk.
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 i tillegg indikerer V at den er en variabel eller pulserende stjerne.
Til slutt legges et tall mellom 1 og 9 til bokstavserien for å indikere temperaturindeksen n:
n = 50400 / effektiv T av stjernen
En annen klassifisering av hvite dverger er basert på deres masse:
- Sirius B i konstellasjonen Can Major, følgesvennen til Sirius A, den lyseste stjernen i natthimmelen. Det er den nærmeste hvite dvergen av alle.
- AE Aquarii er en hvit dverg som avgir røntgenpulser.
- 40 Eridani B, fjernt 16 lysår. Det kan observeres 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 i det 20. århundre.
- WD B1620 er en hvit dverg som også tilhører et binært system. Ledsagerstjernen er en pulserende stjerne. I dette systemet er det en planet som kretser rundt begge.
- Procyon B, følgesvenn av Procyon A, i konstellasjonen av den mindre hunden.
Ingen har kommentert denne artikkelen ennå.