EN Hvid dværg Det er en stjerne i de sidste faser af sin udvikling, som allerede har brugt alt brint i kernen op, såvel som brændstoffet i dets indre reaktor. Under disse omstændigheder afkøles stjernen og trækker sig forbløffende sammen på grund af sin egen tyngdekraft..
Det har kun varmen lagret under dets eksistens, så på en måde er en hvid dværg som gløden, der er tilbage efter at have slukket et kolossalt bål. Millioner af år skal gå, før det sidste åndedrag fra sin varme forlader det og forvandler det til en kold og mørk genstand..
Selvom de nu vides at være rigelige, var de aldrig lette at få øje på, da de er ekstremt små.
Den første hvide dværg blev opdaget af William Herschel i 1783 som en del af det 40 Eridani-stjernesystem 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 synligt 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 40 Eridani-systemet, opdagede den tyske astronom Friedrich Bessel i 1840, at Sirius, den lyseste stjerne i Can Major, har en diskret ledsager.
Bessel observerede små sinuositeter i Sirius-banen, hvis forklaring kun kunne være nærheden af en anden mindre stjerne. Det blev kaldt Sirius B, omkring 10.000 gange lysere end den pragtfulde Sirius A.
Det viste sig, at Sirius B var så lille eller mindre end Neptun, men med en utrolig høj tæthed og en overfladetemperatur på 8000 K. Og da Sirius B's stråling svarer til det hvide spektrum, blev det kendt som "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 en række temperaturer, hvor hvid er den mest almindelige..
Til dato er omkring 9.000 stjerner klassificeret som hvide dværge blevet dokumenteret ifølge Sloan Digital Sky Survey (SDSS), et projekt 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 en hel del hvide dværge i Solens nærhed, hvoraf mange blev opdaget af astronomerne G. Kuyper og W. Luyten i det tidlige 20. århundrede. Derfor er dets vigtigste egenskaber blevet undersøgt relativt let i henhold til den tilgængelige teknologi. De mest fremragende er:
Takket være temperaturen og lysstyrken er det kendt, at deres radier er meget små. En hvid dværg, hvis overfladetemperatur svarer til solens, udsender knap en tusindedel af dens lysstyrke. Derfor skal dværgens overflade være meget lille..
Denne kombination af høj temperatur og lille radius får stjernen til at se hvid ud som nævnt ovenfor..
Med hensyn til deres struktur spekuleres det i, at de har en fast kerne af krystallinsk natur omgivet af stof i luftform..
Dette er muligt på grund af de successive transformationer, der finder sted i en stjernes atomreaktor: fra brint til helium, fra helium til kulstof og fra kulstof til tungere grundstoffer..
Det er en reel mulighed, fordi temperaturen i dværgens kerne er lav nok til, at en så solid kerne kan eksistere..
Faktisk blev en hvid dværg, der menes at have en diamantkerne med en diameter på 4000 km, for nylig fundet i stjernebilledet Alpha Centauri, 53 lysår fra Jorden..
Spørgsmålet om tætheden af hvide dværge forårsagede stor foruroligelse 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 den for vores sol, komprimeret til størrelsen på jorden. På denne måde er dens densitet en million gange større end vandets, og det er netop det, der opretholder den hvide dværg. Hvordan er det muligt?
Kvantemekanik hævder, at partikler som elektroner kun kan optage bestemte energiniveauer. Derudover er der et princip, der begrænser arrangementet af elektroner omkring atomkernen: Pauli-udelukkelsesprincippet..
Ifølge denne materieegenskab er det umuligt for to elektroner at have den samme kvantetilstand inden for det samme system. Og desuden er almindelige stoffer normalt ikke alle de tilladte energiniveauer optaget, kun nogle er..
Dette forklarer, hvorfor tæthederne af jordbaserede stoffer kun er i størrelsesordenen nogle få gram pr. Kubikcentimeter..
Hvert energiniveau indtager et bestemt volumen, så regionen, der optager et niveau, ikke overlapper med et andet niveau. På denne måde kan to niveauer med 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 stofets sammentrækning i en stjerne, hvilket skaber et tryk, der kompenserer for tyngdekollapset. Sådan opretholdes integriteten af den hvide dværg.
I mellemtiden udfylder elektronerne alle mulige energipositioner, fylder hurtigt de laveste og kun de højeste energifunktioner, der er tilgængelige..
Under disse omstændigheder, med alle de energiske tilstande besat, er stof i en tilstand, som i fysik kaldes degenereret tilstand. Det er tilstanden med den maksimalt mulige tæthed i henhold til udelukkelsesprincippet.
Men da usikkerheden i positionen △ x for elektronerne er minimal på grund af den høje densitet ved Heisenberg usikkerhedsprincippet, vil usikkerheden i det lineære øjeblik △ p være meget stor for at kompensere for ness x's lillehed og opfylde Så:
△ x △ p ≥ ћ / 2
Hvor ћ er h / 2π, hvor h er Plancks konstant. Elektronernes hastighed nærmer sig således lysets hastighed, og det tryk, de udøver, stiger, da kollisioner også øges..
Dette kvantetryk kaldes fermi tryk, den er uafhængig af temperaturen. Dette er grunden til, at en hvid dværg kan have energi ved enhver temperatur, inklusive absolut nul..
Takket være astronomiske observationer og computersimuleringer foregår dannelsen af en typisk stjerne som vores sol som følger:
Mest sandsynligt går vores sol på grund af dens egenskaber gennem de beskrevne faser. I dag er solen en voksen stjerne i hovedsekvensen, men alle stjerner forlader det på et eller andet tidspunkt før eller senere, selvom det meste af deres liv tilbringes der..
Det vil tage mange millioner år for det at komme ind i den næste røde gigantfase. Når det sker, vil jorden og de andre indre planeter blive opslugt af den stigende sol, men før det vil havene sandsynligvis være 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 afslutning, fordi de ender som supernovaer. Resten i dette tilfælde kan være et ejendommeligt astronomisk objekt, såsom et sort hul eller en neutronstjerne..
I 1930 bestemte en 19-årig hinduistisk astrofysiker ved navn Subrahmanyan Chandrasekhar eksistensen af en kritisk masse i stjerner..
En stjerne, hvis masse er under denne kritiske værdi, følger stien til en hvid dværg. Men hvis hans masse er over toppen, ender hans dage med 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 tyngdekonstant.
Dette betyder ikke, at stjerner, der er større end Solen, ikke kan blive hvide dværge. Under hele sit ophold i hovedsekvensen mister stjernen konstant masse. Det gør det også i sin røde kæmpe og planetariske stjernetåge..
På den anden side, når den først er forvandlet 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 enden af dværgen - og den anden stjerne - muligvis ikke så langsom som den her beskrevet.
Denne nærhed kan genstarte den uddøde atomreaktor og føre til en enorm supernovaeksplosion (supernova Ia).
Når hydrogenet i en kerne af en stjerne er blevet omdannet til helium, begynder det at smelte kulstof- og iltatomer.
Og når heliumreserven er opbrugt igen, består den hvide dværg hovedsageligt af kulstof og ilt, og i nogle tilfælde neon og magnesium, så længe kernen har nok tryk til at syntetisere disse grundstoffer..
Muligvis har dværgen en tynd atmosfære af helium eller brint, da stjernens overfladegravitet er høj, har de tunge elementer en tendens til at ophobes i midten og efterlader de lettere på overfladen..
I nogle dværge er der endda muligheden for at smelte neonatomer og skabe faste jernkerner.
Som vi har sagt igennem de foregående afsnit, dannes den hvide dværg efter at stjernen tømmer sin brintreserve. Derefter svulmer den op og udvider sig og uddriver derefter stof i form af en planetarisk tåge og efterlader kernen indeni..
Denne kerne, der består af degenereret stof, er det, der er kendt som en hvid dværgstjerne. Når fusionsreaktoren er slukket, trækker den sig sammen og afkøles langsomt og mister al sin termiske energi og lysstyrke..
For at klassificere stjerner, inklusive hvide dværge, anvendes den spektrale type, hvilket 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 meget mere bestemt.
Hver af disse bogstaver angiver et fremtrædende træk ved spektret. For eksempel er en DA-stjerne en hvid dværg, hvis spektrum har en brintlinje. Og en DAV-dværg har hydrogenlinjen, og derudover angiver V, at den er en variabel eller pulserende stjerne.
Endelig tilføjes et tal mellem 1 og 9 til bogstavserien for at indikere temperaturindekset n:
n = 50400 / effektiv T af stjernen
En anden klassificering af hvide dværge er baseret på deres masse:
- Sirius B i konstellationen Can Major, ledsageren af Sirius A, den lyseste stjerne i nattehimlen. Det er den nærmeste hvide dværg af alle.
- AE Aquarii er en hvid dværg, der udsender røntgenimpulser.
- 40 Eridani B, fjernt 16 lysår. Det kan observeres med et teleskop.
- HL Tau 67 tilhører stjernebilledet Tyren og er en variabel hvid dværg, den første af sin art, der blev opdaget.
- 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 tilhører et binært system. Den ledsagende stjerne er en pulserende stjerne. I dette system er der en planet, der kredser om dem begge.
- Procyon B, ledsager af Procyon A, i konstellationen af den mindre hund.
Endnu ingen kommentarer