VIT DVÄRG: EGENSKAPER, SAMMANSÄTTNING, BILDNING, TYPER - ARTE - 2025

En vit dvärg är en stjärna i de sista stadierna av sin utveckling, som redan har använt allt väte i sin kärna, såväl som bränslet i sin inre reaktor. Under dessa omständigheter svalnar stjärnan och drar sig häpnadsväckande på grund av sin egen allvar.

Det har bara värmen lagrat under dess existens, så på ett sätt är en vit dvärg som den glöd som kvarstår efter att ha satt ut ett kolossalt bål. Det kommer att ta miljoner år innan det sista andetaget av värmen lämnar det och förvandlar det till ett kallt och mörkt föremål.

Bild 1. Närbild av det binära systemet Sirius A (huvudstjärnan) och Sirius B (vit dvärg) i röntgenbilder tagna av Chandra. Källa: Wikimedia Commons.

Upptäckt

Även om de nu är kända för att vara överflödiga, var de aldrig lätta att upptäcka eftersom de är extremt små.

Den första vita dvärgen upptäcktes av William Herschel 1783, som en del av Eridani-stjärnsystemet 40, i konstellationen Eridano, vars ljusaste stjärna är Achernar, synlig i söder (på norra halvklotet) under vintern.

40 Eridani består av tre stjärnor, en av dem, 40 Eridane A. är synlig för blotta ögat, men 40 Eridani B och 40 Eridani C är mycket mindre. B är en vit dvärg, medan C är en röd dvärg.

År senare, efter upptäckten av det 40 Eridani-systemet, upptäckte den tyska astronomen Friedrich Bessel 1840 att Sirius, den ljusaste stjärnan i Canis Major, har en diskret följeslagare.

Bessel observerade små sinuositeter i banan Sirius, vars förklaring inte kunde vara utan närheten till en annan mindre stjärna. Det kallades Sirius B, cirka 10 000 gånger mörkare än den fantastiska Sirius A.

Det visade sig att Sirius B var lika liten eller mindre än Neptun, men med en otroligt hög täthet och en yttemperatur på 8000 K. Och eftersom Sirius B: s strålning motsvarar det vita spektrumet, blev det känt som "vit dvärg".

Och därefter kallas varje stjärna med dessa egenskaper att även om vita dvärgar också kan vara röda eller gula, eftersom de har olika temperaturer, varvid vit är det vanligaste.

egenskaper

Hittills har cirka 9000 stjärnor klassificerade som vita dvärgar dokumenterats, enligt Sloan Digital Sky Survey (SDSS), ett projekt som syftar till att göra detaljerade tredimensionella kartor över det kända universum. Som vi har sagt är de inte lätta att upptäcka på grund av deras svaga ljusstyrka.

Det finns en hel del vita dvärgar i solens närhet, många av dem upptäcktes av astronomerna G. Kuyper och W. Luyten i början av 1900-talet. Därför har dess huvudsakliga egenskaper studerats relativt lätt, enligt den tillgängliga tekniken.

De mest framstående är:

- Liten storlek, jämförbar med en planet.

- Hög densitet.

- Låg ljusstyrka.

- Temperaturer i intervallet 100000 och 4000 K.

- De har ett magnetfält.

- De har en atmosfär av väte och helium.

- Intensivt gravitationsfält.

- Låg energiförlust på grund av strålning, varför de svalnar mycket långsamt.

Tack vare temperaturen och ljusstyrkan är det känt att deras radier är mycket små. En vit dvärg vars yttemperatur liknar den för solen, avger knappt en tusendel av dess ljusstyrka. Därför måste dvärgens yta vara mycket liten.

Bild 2. Sirius B och planeten Venus har ungefär samma diameter. Taggade

Denna kombination av hög temperatur och liten radie gör att stjärnan ser vit ut, som nämnts ovan.

När det gäller deras struktur spekuleras det i att de har en fast kärna av kristallin natur, omgiven av materia i gasformigt tillstånd.

Detta är möjligt på grund av de successiva transformationerna som sker i en stjärns kärnreaktor: från väte till helium, från helium till kol och från kol till tyngre element.

Det är en verklig möjlighet, eftersom temperaturen i dvärgens kärna är tillräckligt låg för att en så fast kärna ska existera.

Faktum är att en vit dvärg som tros ha en diamantkärna med en diameter på 4000 km nyligen upptäcktes, som ligger i konstellationen Alpha Centauri, 53 ljusår från jorden.

Densiteten hos vita dvärgar

Frågan om tätheten av vita dvärgar orsakade stor bestörning bland astronomer i slutet av 1800-talet och början av 1900-talet. Beräkningarna pekade på mycket hög densitet.

En vit dvärg kan ha en massa upp till 1,4 gånger den som vår sol, komprimerad till jordens storlek. På detta sätt är densiteten en miljon gånger större än för vatten och är precis det som håller den vita dvärgen. Hur är det möjligt?

Kvantmekanik hävdar att partiklar som elektroner bara kan uppta vissa energinivåer. Det finns också en princip som begränsar arrangemanget av elektroner runt atomkärnan: Pauli-uteslutningsprincipen.

Enligt denna egenskap av materia är det omöjligt för två elektroner att ha samma kvanttillstånd inom samma system. Och dessutom, i vanligt ämne, brukar inte alla tillåtna energinivåer upptas, bara några är de.

Detta förklarar varför tätheten hos markbundna ämnen endast är i storleksordningen några gram per kubikcentimeter.

Degenerera materia

Varje energinivå upptar en viss volym, så att regionen som upptar en nivå inte överlappar den med en annan. På detta sätt kan två nivåer med samma energi samexistera utan problem, så länge de inte överlappar varandra, eftersom det finns en kraft av degeneration som förhindrar det.

Detta skapar en slags kvantbarriär som begränsar sammandragningen av materien i en stjärna, vilket skapar ett tryck som kompenserar för gravitationskollaps. Detta upprätthåller den vita dvärgens integritet.

Samtidigt fyller elektronerna alla möjliga energipositioner och fyller snabbt de lägsta och endast de med den högsta energin som finns.

Under dessa omständigheter, med alla energitillstånd upptagna, är materien i ett tillstånd som i fysik kallas ett degenererat tillstånd. Det är tillståndet för maximal möjlig densitet, enligt uteslutningsprincipen.

Men eftersom osäkerheten i positionen △ x för elektronerna är minimal, på grund av den höga tätheten, genom Heisenbergs osäkerhetsprincip, kommer osäkerheten i det linjära ögonblicket be p att vara mycket stor, för att kompensera för ness x litenhet och uppfylla Så:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Där ћ är h / 2π, där h är Plancks konstant. Således närmar sig elektronernas hastighet ljusets hastighet och trycket de utövar ökar, eftersom kollisionerna också ökar.

Detta kvanttryck, kallad Fermi-trycket, är oberoende av temperaturen. Det är därför en vit dvärg kan ha energi vid vilken temperatur som helst, inklusive absolut noll.

Evolution

Tack vare astronomiska observationer och datorsimuleringar bildas en typisk stjärna som vår sol på följande sätt:

- Först kondenserar gas och kosmiskt damm i väte och helium tack vare tyngdkraften för att ge upphov till protostaren, ett ungt stjärnobjekt. Protostaren är en snabbt sammandragande sfär vars temperatur ökar gradvis under miljoner år.

- När en kritisk massa har uppnåtts och med temperaturen ökar, slås kärnreaktorn in i stjärnan. När detta händer börjar vätgasfusion och stjärnan ansluter sig till den så kallade huvudsekvensen (se figur 3).

- Efter tiden är vätet i kärnan uttömt och antändningen av väte i de yttersta lagren av stjärnan börjar, liksom helium i kärnan.

- Stjärnan expanderar, ökar i ljusstyrka, minskar temperaturen och blir röd. Detta är den röda jättefasen.

- De yttersta lagren av stjärnan är lossade tack vare stjärnvinden och bildar en planetarisk nebula, även om det inte finns några planeter i den. Denna nebulosa omger kärnan i stjärnan (mycket varmare), som när vätereserven är uttagen börjar bränna helium för att bilda tyngre element.

- Nebulan försvinner och lämnar den samverkande kärnan i den ursprungliga stjärnan, som blir en vit dvärg.

Även om kärnfusion har upphört trots att den fortfarande har material, har stjärnan fortfarande en otrolig reserv av värme, som avger mycket långsamt av strålning. Denna fas varar länge (ungefär 10 ¹⁰ år, uppskattad ålder av universum).

- När det är kallt försvinner ljuset som avgivits helt och den vita dvärgen blir en svart dvärg.

Bild 3. Stjärners livscykel. Källa: Wikimedia Commons. RN Bailey

Solens utveckling

Troligtvis går vår sol på grund av dess egenskaper genom de beskrivna stadierna. Idag är solen en vuxen stjärna i huvudsekvensen, men alla stjärnor lämnar den vid någon tidpunkt, förr eller senare, även om de flesta av deras liv tillbringas där.

Det kommer att ta många miljoner år för det att gå in i nästa röda jättesteg. När det händer kommer jorden och de andra inre planeterna att bli uppslukade av den stigande solen, men innan detta kommer haven sannolikt att förångas och jorden har blivit en öken.

Inte alla stjärnor går igenom dessa steg. Det beror på dess massa. De som är mycket mer massiva än solen har ett mycket mer spektakulärt slut eftersom de hamnar som supernovaer. Resten i detta fall kan vara ett märkligt astronomiskt objekt, till exempel ett svart hål eller en neutronstjärna.

Chandrasekhar-gränsen

1930 bestämde en 19-årig hinduistisk astrofysiker vid namn Subrahmanyan Chandrasekhar förekomsten av en kritisk massa i stjärnor.

En stjärna vars massa ligger under detta kritiska värde följer en vit dvärgs väg. Men om hans massa är över toppen, slutar hans dagar i en kolossal explosion. Detta är Chandrasekhar-gränsen och är ungefär 1,44 gånger massan av vår sol.

Det beräknas enligt följande:

Här är N antalet elektroner per enhetsmassa, ћ är Plancks konstant dividerad med 2π, c är ljusets hastighet i vakuum och G är den universella gravitationskonstanten.

Detta betyder inte att stjärnor större än solen inte kan bli vita dvärgar. Under hela sin vistelse i huvudsekvensen förlorar stjärnan ständigt massan. Det gör det också i sin röda jätte- och planetnebelscen.

Å andra sidan, en gång förvandlats till en vit dvärg, kan stjärnans kraftfulla tyngdkraft locka massa från en annan närliggande stjärna och öka sin egen. När Chandrasekhar-gränsen har överskridits är kanske dvärgens ände - och den andra stjärnan - inte så långsam som den som beskrivs här.

Denna närhet kan starta om den utrotade kärnreaktorn och leda till en enorm supernovaexplosion (supernovaer Ia).

Sammansättning

När väte i en stjärns kärna har förvandlats till helium börjar det smälta kol- och syreatomer.

Och när heliumreserven i sin tur är uttömd, består den vita dvärgen huvudsakligen av kol och syre, och i vissa fall neon och magnesium, förutsatt att kärnan har tillräckligt med tryck för att syntetisera dessa element.

Bild 4. Stjärnan AE Aquarii är en pulserande vit dvärg. Källa: NASA via Wikimedia commons.

Troligtvis har dvärgen en tunn atmosfär av helium eller väte, eftersom eftersom ytans tyngdkraft är hög, tenderar de tunga elementen att samlas i mitten, vilket lämnar de ljusare på ytan.

I vissa dvärgar är det till och med möjligt att smälta neonatomer och skapa solida järnkärnor.

Träning

Som vi har sagt under de föregående styckena, bildas den vita dvärgen efter att stjärnan tappat vättreserven. Sedan sväller och expanderar och förvisar sedan materien i form av en planetnebulosa och lämnar kärnan inuti.

Denna kärna, som består av degenererad materia, är vad som kallas en vit dvärgstjärna. När dess fusionsreaktor är avstängd, dras den ihop och kyls långsamt och förlorar all sin termiska energi och dess ljusstyrka.

Typer av vita dvärgar

För att klassificera stjärnor, inklusive vita dvärgar, används spektraltypen, som i sin tur beror på temperaturen. För att namnge dvärgstjärnorna används ett stort D, följt av en av dessa bokstäver: A, B, C, O, Z, Q, X. Dessa andra bokstäver: P, H, E och V betecknar en annan serie egenskaper, mycket mer speciellt.

Var och en av dessa bokstäver betecknar ett framträdande drag i spektrumet. En DA-stjärna är till exempel en vit dvärg vars spektrum har en vätelinje. Och en DAV-dvärg har vätelinjen och dessutom indikerar V att det är en variabel eller pulserande stjärna.

Slutligen läggs ett tal mellan 1 och 9 till serien med bokstäver för att indikera temperaturindexet n:

n = 50400 / effektiv T för stjärnan

En annan klassificering av vita dvärgar är baserad på deras massa:

- Cirka 0,5 M sol

- Medelmassa: mellan 0,5 och 8 gånger M Sol

- Mellan 8 och 10 gånger solens massa.

Exempel på vita dvärgar

- Sirius B i stjärnbilden Can Major, följeslagaren med Sirius A, nattens himmel den ljusaste stjärnan. Det är den närmaste vita dvärgen av alla.

- AE Aquarii är en vit dvärg som avger röntgenpulser.

- 40 Eridani B, avlägsna 16 ljusår. Det kan observeras med ett teleskop

- HL Tau 67 tillhör konstellationen Taurus och är en variabel vit dvärg, den första i sitt slag som upptäcktes.

- DM Lyrae är en del av ett binärt system och är en vit dvärg som exploderade som en nova på 1900-talet.

- WD B1620 är en vit dvärg som också tillhör ett binärt system. Den följeslagna stjärnan är en pulserande stjärna. I detta system finns det en planet som kretsar runt båda.

- Procyon B, följeslagare med Procyon A, i konstellationen Lesser Dog.

Bild 5. Det binära systemet Procyon, den vita dvärgen är en liten prick till höger. Källa: Giuseppe Donatiello via Flickr.

referenser

1. Carroll, B. En introduktion till modern astrofysik. 2:a. Utgåva. Pearson.
2. Martínez, D. Den stellar evolutionen. Återställd från: Google Böcker.
3. Olaizola, I. De vita dvärgarna. Återställd från: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redaktör Reverté.
5. Wikipedia. Vita dvärgar. Återställd från: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Lista över vita dvärgar. Återställs från en.wikipedia.org.