witte dwerg

We leggen uit wat witte dwergen zijn, hun kenmerken, compositie, vorming, typen en geven verschillende voorbeelden

Een witte dwerg in vergelijking met drie planeten

Wat is een witte dwerg?

A witte dwerg Het is een ster in de laatste fasen van zijn evolutie, die al alle waterstof van zijn kern heeft uitgeput, evenals de brandstof van zijn binnenreactor. Onder deze omstandigheden koelt en koelt en contracteert verrassend vanwege zijn eigen ernst.

Het heeft alleen de hitte opgeslagen tijdens zijn bestaan, dus op een bepaalde manier is een witte dwerg als de gegrilde die overblijft na het uitschakelen van een kolossaal vreugdevuur. Miljoenen jaren moeten voorbijgaan voordat de laatste adem van zijn hitte het verlaat, een koud en donker voorwerp om te draaien.

Ontdekking

Hoewel het nu bekend is dat ze in overvloed aanwezig zijn, waren ze nooit gemakkelijk te detecteren, omdat ze extreem klein zijn.

De eerste witte dwerg werd ontdekt door William Herschel in 1783, als onderdeel van het 40 Eridani -sterrensysteem, in de constellatie van Eridano, wiens helderste ster Praernar is, zichtbaar in het zuiden (in het noordelijk halfrond) in de winter. 

40 Eridani wordt gevormd door drie sterren, een van hen, de 40 Eridane. Het is zichtbaar voor het blote oog, maar de 40 Eridani B en 40 Eridani C zijn veel lager. De B ​​is een witte dwerg, terwijl de C een rode dwerg is.

Jaren later, na de ontdekking van het 40 Eridani -systeem, Duitse astronom. 

Bessel observeerde kleine sinuositeiten in het traject van Syriërs, wiens verklaring alleen de nabijheid van een andere kleinere ster kon zijn. Het werd Syrisch B genoemd, ongeveer 10.000 keer minder helder dan de Syrische pracht.

Het bleek dat Syrische B zo of kleiner was dan Neptunus, maar met een ongelooflijk hoge dichtheid en een oppervlaktetemperatuur van 8000 K. En aangezien Syrische B -straling overeenkomt met het witte spectrum, werd het bekend als "witte dwerg".

En vanaf dat moment wordt elke ster met deze kenmerken genoemd, hoewel witte dwergen ook rood of geel kunnen zijn, omdat ze een verscheidenheid aan temperaturen hebben, de witte zijn de meest voorkomende.

Kenmerken van witte dwergen

Tot op heden is ongeveer 9000 sterren gecatalogiseerd als witte dwerg. Zoals we hebben gezegd, zijn ze niet gemakkelijk te ontdekken vanwege hun zwakke helderheid.

Er zijn nogal wat witte dwergen in de buurt van de zon, velen van hen ontdekt door G -astronomen. Kuyper en W. Luyten aan het begin van de 20e eeuw. Daarom zijn de belangrijkste kenmerken ervan met relatief gemak bestudeerd, volgens beschikbare technologie. De meest opvallende zijn: 

• Klein formaat, vergelijkbaar met een planeet.
• Hoge dichtheid.
• Lage helderheid.
• Temperaturen in het bereik van 100000 en 4000 K.
• Ze hebben een magnetisch veld.
• Ze hebben waterstof en heliumatmosfeer.
• Intens zwaartekrachtveld.
• Weinig energieverlies door straling, daarom koelen ze heel langzaam.

Kleine radio's

Dankzij temperatuur en helderheid is het bekend dat hun radio's erg klein zijn. Een witte dwerg waarvan de oppervlaktetemperatuur vergelijkbaar is met die van de zon, stoot nauwelijks een duizendste van de helderheid hiervan uit. Daarom moet het dwergoppervlak erg klein zijn.

Syrische B en de planeet Venus hebben ongeveer dezelfde diameter. Tagized [CC BY-SA 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licenties/by-sa/4.0)]

witte kleur

Deze combinatie van hoge temperatuur en kleine radio zorgt ervoor dat de ster er wit uitziet, zoals hierboven vermeld. 

Structuur

Wat betreft de structuur ervan, wordt gespeculeerd dat ze een solide kern van kristallijne aard hebben, omringd door materie in een gasvormige toestand. 

Het kan u van dienst zijn: Derde wet van thermodynamica: formules, vergelijkingen, voorbeelden

Dit is mogelijk vanwege de opeenvolgende transformaties die plaatsvinden in de kernreactor van een ster: van waterstof tot helium, koolstof en koolstofhelium tot zwaardere elementen. 

Het is een reële mogelijkheid, omdat de temperatuur in de kern van de dwerg laag genoeg is om zo'n vaste kern te bestaan.

In feite heeft een witte dwerg waarvan wordt aangenomen dat het onlangs is ontdekt, een diamantkern met een diameter van 4000 km, gelegen in de Alfa Centauri Constellation, 53 lichtjaren vanaf de aarde.

Dikte

De kwestie van de dichtheid van witte dwergen veroorzaakte een grote ontzetting bij astronomen van de late negentiende en vroege twintig. De berekeningen wezen op zeer hoge dichtheden.

Een witte dwerg kan een massa van maximaal 1,4 keer hebben met betrekking tot die van onze zon, gecomprimeerd tot een grootte zoals die van de aarde. Op deze manier is de dichtheid een miljoen keer groter dan die van water en het is precies wat de witte dwerg ondersteunt. Hoe is het mogelijk?

Kwantummechanica stelt dat deeltjes zoals elektronen alleen bepaalde energieniveaus kunnen bezetten. Er is ook een principe dat de opstelling van elektronen rond de atoomkern beperkt: Pauli's uitsluitingsprincipe. 

Volgens deze eigenschap van materie is het voor twee elektronen onmogelijk om dezelfde kwantumtoestand binnen hetzelfde systeem te hebben. En bovendien zijn in gewone materie niet alle toegestane energieniveaus meestal bezet, slechts sommige zijn.

Dit verklaart waarom de dichtheden van terrestrische stoffen nauwelijks in de orde zijn van een paar gram per kubieke centimeter.

Gedegenereerde materie

Elk energieniveau beslaat een bepaald volume, zodat de regio die een niveau bezet, niet overlapt met dat van een ander. Op deze manier kunnen twee niveaus met dezelfde energie zonder problemen naast elkaar bestaan, zolang ze niet overlappen, omdat er een degeneratiekracht is die het voorkomt. 

Dit creëert een soort kwantumbarrière die de samentrekking van materie in een ster beperkt, wat een druk ontstaat die compenseert voor zwaartekracht ineenstorting. Aldus wordt de integriteit van de witte dwerg gehandhaafd.

Ondertussen vullen elektronen alle mogelijke energieposities, die snel de laagste vullen en alleen beschikbaar zijn. 

Onder deze omstandigheden, met alle bezette energietoestanden, is de zaak in een staat die in de natuurkunde wordt genoemd Gedegenereerde staat. Het is de staat van maximaal mogelijke dichtheid, volgens het principe van uitsluiting. 

Maar omdat de onzekerheid in de △ x x -positie van elektronen minimaal is, vanwege de hoge dichtheid, door het Heisenberg -onzekerheidsprincipe, de onzekerheid op het lineaire moment zo:

△ x △ p ≥ ћ/2

Waar ћ h/2π is, zijnde van de constante van de plack. De snelheid van de elektronen is dus dicht bij de snelheid van het licht en verhoogt de druk die ze uitoefenen, omdat de botsingen ook toenemen. 

Deze kwantumdruk, genoemd Fermi -druk, is onafhankelijk van de temperatuur. Dit is de reden waarom een ​​witte dwerg bij elke temperatuur energie kan hebben, inclusief absolute nul.

Evolutie van witte dwergen

Dankzij astronomische observaties en computersimulaties wordt de vorming van een typische ster als onze zon als volgt uitgevoerd:

• In de eerste plaats, kosmisch gas en stof overvloedig in waterstof en helium, condenseren ze dankzij de zwaartekracht, om te leiden tot protoestrella, een jong sterrenobject. De protooestrella is een bol in snelle samentrekking, waarvan de temperatuur geleidelijk toeneemt in de loop van miljoenen jaren.
• Zodra een kritische massa is bereikt en met de toenemende temperatuur, wordt de kernreactor in de ster aangestoken. Wanneer dit gebeurt, begint waterstoffusie en wordt de ster in de oproep opgenomen Hoofdreeks.
• Na verloop van tijd is de waterstof van de kern uitgeput en de ontsteking van de waterstof van de buitenste lagen van de ster begint, evenals die van het helium in de kern.
• De ster breidt zich uit, neemt helder toe, verlaagt zijn temperatuur en wordt rood. Dit is de fase van rode reus.
• De buitenste lagen van de ster komen eraf dankzij de stellaire wind en vormen een planetaire nevel, Hoewel er geen planeten zijn. Deze nevel omringt de sternucleus (veel heter), die het waterstofreserve heeft uitgeput, begint helium te verbranden om zwaardere elementen te vormen.
• De nevel verdwijnt en de kern is in contractiekern van de oorspronkelijke ster, die een witte dwerg wordt. Hoewel nucleaire fusie is opgehouden ondanks het feit dat het materiaal heeft, heeft de ster nog steeds een ongelooflijke warmtebestrijding, die zeer langzaam uitstrekt door straling. Deze fase voor een lange tijd hard (ongeveer 10¹⁰ Jaren, geschatte leeftijd van het universum).
• Eenmaal koud, verdwijnt het uitstraling van het licht volledig en wordt de witte dwerg een Zwarte dwerg.

Kan u van dienst zijn: hellend vlakDe levenscyclus van de sterren. Bron: Wikimedia Commons. R.N. Bailey [CC BY 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licenties/door/4.0)]

De evolutie van de zon

Hoogstwaarschijnlijk gaat onze zon, vanwege de kenmerken, door de beschreven fasen. Momenteel is de zon een volwassen ster die zich in de hoofdreeks bevindt, maar alle sterren verlaten het op een bepaald moment, vroeg of laat, hoewel het grootste deel van zijn leven daar voorbijgaat.

Ze zullen vele miljoenen jaren hebben om de volgende fase van Red Giant in te gaan. Wanneer dat gebeurt, zullen de aarde en de andere binnenplaneten worden overspoeld door de groeiende zon, maar eerst is het zeker dat de oceanen zijn verdampt en de aarde een woestijn is geworden.

Niet alle sterren gaan door deze fasen. Het hangt af van zijn massa. Degenen die veel massiever zijn dat de zon een veel spectaculairder einde heeft omdat ze als supernovas eindigen. Het overblijfsel kan in dit geval een bijzonder astronomisch object zijn, zoals een zwart gat of een neutronenster.

Chandrasekhar's limiet

In 1930 heeft een hindoe -astrofysicus van slechts 19 jaar, Subrahmanyan Chandrasekhar genaamd, het bestaan ​​van een kritische massa in de sterren bepaald. 

Een ster wiens massa onder deze kritieke waarde ligt, volgt het pad van een witte dwerg. Maar als zijn massa boven is, eindigen de dagen in een kolossale explosie. Dit is de limiet van Chandrasekhar en is gelijk aan ongeveer 1.44 keer de massa van onze zon.

Het wordt als volgt berekend:

Hier is n het aantal elektronen per massa -eenheid, ћ is de planck -constante gedeeld door 2π, C is de snelheid van het licht in het vacuüm en G de universele zwaartekrachtconstante.

Dit betekent niet dat grotere sterren dan de zon geen witte dwergen kunnen worden. Tijdens zijn verblijf in de hoofdreeks verliest de ster voortdurend de massa. Hij doet dit ook in zijn toneel als een planetaire rode reus en nevel.

Aan de andere kant, eenmaal veranderd in een witte dwerg, kan de krachtige zwaartekracht van de ster massa van een andere nauwe ster aantrekken en de zijne vergroten. Overwinnen de limiet van Chandrasekhar, het einde van de dwerg kan - en de andere ster - is niet zo traag als die hier beschreven. 

Kan u van dienst zijn: fysieke optiek: geschiedenis, frequente voorwaarden, wetten, applicaties

Deze nabijheid kan de uitgestorven kernreactor opnieuw opstarten en leiden tot een enorme explosie van supernova (supernovas IA).

Samenstelling van witte dwergen

Wanneer de kern van een ster is omgezet in helium, worden koolstof- en zuurstofatomen samengevoegd.

En wanneer het helio -reservaat op zijn beurt eindigt, bestaat de witte dwerg fundamenteel samen uit koolstof en zuurstof, en in sommige gevallen neon en magnesium, op voorwaarde dat de kern voldoende druk heeft om deze elementen te synthetiseren. 

De A -aquarii -ster is een dwerg met witte diner. Bron: NASA via Wikimedia Commons.

Mogelijk is de dwerg een dunne atmosfeer van helium of waterstof, omdat, aangezien de oppervlakkige ernst van de ster hoog is, de zware elementen zich in het midden moeten ophopen, waardoor het lichtste op het oppervlak blijft. 

In sommige dwergtjes is er zelfs de mogelijkheid om neonatomen samen te voegen en vaste ijzeren kernen te creëren.

Opleiding

Zoals we in de vorige paragrafen hebben gezegd, ontstaat de witte dwerg nadat de ster zijn waterstofreserve uitput. Dan zwelt hij op en breidt hij uit en verdrijft vervolgens materie in de vorm van planetaire nevel, waardoor de kern binnen blijft.

Deze kern, gevormd door gedegenereerde materie, is wat bekend staat als een witte dwergster. Zodra de fusiereactor is uitgeschakeld, samentrekt het en koelt hij langzaam af en verliest het met al zijn thermische energie en zijn helderheid.

Soorten witte dwergen

Om de sterren te classificeren, inclusief witte dwergen, wordt het spectrale type gebruikt, dat op zijn beurt afhankelijk is van de temperatuur. Om de dwergsterren te noemen, wordt een hoofdstad D gebruikt, gevolgd door een van deze letters: a, b, c, o, z, q, x x. Deze andere letters: P, H, E en V geven een andere reeks van veel meer specifieke kenmerken aan.

Elk van deze letters geeft een hoog -spectrum kenmerk van het spectrum aan. Een DA -ster is bijvoorbeeld een witte dwerg waarvan het spectrum een ​​waterstoflijn heeft. En een dwerg Dav heeft de waterstoflijn en bovendien geeft de V aan dat het een variabele of pulserende ster is.

Ten slotte wordt aan de reeks letters een getal tussen 1 en 9 toegevoegd om de temperatuurindex n aan te geven:

N = 50400 /t. Effectieve ster

Een andere classificatie van witte dwergen wordt gedaan op basis van hun massa:

• Ongeveer 0.5 m zon
• Gemiddelde massa: tussen 0.5 en 8 keer M zon
• Tussen 8 en 10 keer de massa van de zon.

Voorbeelden van witte dwergen

- Sirio B In het sterrenbeeld van Canor, de metgezel van Sirio A, de helderste ster in de nachtelijke hemel. Het is de dichtstbijzijnde witte dwerg van allemaal.

De helderste lichtbron is Syrische B

- Een aquarii is een witte dwerg die X -Ray -pulsen uitzendt.

Witte dwerg in het aquarii -systeem

- 40 Eridani B, verre 16 lichtjaren. Het is waarneembaar met telescoop.

Het KEID -systeem (40 Eridani), gezien uit de astronomische simulatie van Celestia. Bron: Henrykus, GFDL, via Wikimedia Commons

- HL Tau 67 behoort tot het Constellatie van Taurus en is een variabele witte dwerg, de eerste van zijn klasse die moet worden ontdekt.

- DM Lyrae maakt deel uit van een binair systeem en is een witte dwerg die in de twintigste eeuw explodeerde als Nova.

- WD B1620 is een witte dwerg die ook tot een binair systeem behoort. De bijbehorende ster is een pulserende ster. In dit systeem is er een planeet die beide draait.

PSR B1620-26, binair sterrensysteem. Bron: Illustratie Krediet: NASA en G. Bacon (STSCI), Public Domain, via Wikimedia Commons

- Procyon B, metgezel van Procyon A, in de constellatie van Can Minor.

Het binaire systeemprocyon, de witte dwerg is een klein punt rechts. Bron: Giuseppe donatiello via Flickr.

Referenties

1. Carroll, B. Een inleiding tot moderne astrofysica. 2e. Editie. Pearson. 
2. Martínez, D. Star Evolution. Hersteld van: Google Books.
3. Olaizola, ik. Witte dwergen. Hersteld van: Telesforo.Aranzadi-Zientziak.borg.
4. Oster, l. 1984. Moderne astronomie. Redactioneel teruggekeerd.
5. Wikipedia. Witte dwergen. Hersteld van: is. Wikipedia.borg.
6. Wikipedia. Lijst met witte dwergen. Opgehaald van.Wikipedia.borg.