weißer Zwerg

Wir erklären, was weiße Zwerge sind, ihre Eigenschaften, Zusammensetzung, Bildung, Typen und geben mehrere Beispiele an

Ein weißer Zwerg im Vergleich zu drei Planeten

Was ist ein weißer Zwerg?

A weißer Zwerg Es ist ein Stern in den letzten Phasen seiner Evolution, der bereits den gesamten Wasserstoff seines Kerns sowie den Kraftstoff seines inneren Reaktors erschöpft hat. Unter diesen Umständen kühlt der Stern überraschenderweise aufgrund seiner eigenen Schwere ab und Verträge.

Es hat nur die Hitze während seiner Existenz gespeichert. Millionen von Jahren müssen vor dem letzten Atemzug seiner Wärme vergehen und ein kaltes und dunkles Objekt drehen.

Entdeckung

Obwohl es jetzt vorhanden ist, waren sie nie leicht zu erkennen, da sie extrem klein sind.

Der erste weiße Zwerg wurde 1783 von William Herschel als Teil des 40er Eridani -Sternensystems in der Konstellation von Eridano entdeckt, dessen hellster Stern im Winter im Süden (in der nördlichen Hemisphäre) sichtbar ist. 

40 Eridani wird von drei Sternen gebildet, einer von ihnen, der 40 Eridane zu. Es ist für das bloße Auge sichtbar, aber die 40 Eridani B und 40 Eridani C sind viel niedriger. Das B ist ein weißer Zwerg, während das C ein roter Zwerg ist.

Jahre später, nach der Entdeckung des 40 Eridani -Systems, deutscher Astronom. 

Bessel beobachtete kleine Sinuositäten in Syriens Flugbahn, deren Erklärung nur die Nähe eines anderen kleineren Sterns sein konnte. Es hieß syrisch B, etwa 10.000 -mal weniger hell als die syrische Pracht.

Es stellte sich heraus, dass Syrer B so oder kleiner als Neptun war, aber mit unglaublich hoher Dichte und einer Oberflächentemperatur von 8000 K. Und da die syrische B -Strahlung dem weißen Spektrum entspricht, wurde sie als "weißer Zwerg" bekannt.

Und von da an wird jeder Stern mit diesen Eigenschaften bezeichnet, obwohl weiße Zwerge auch rot oder gelb sein können, da sie eine Vielzahl von Temperaturen haben, wobei die Weißen am häufigsten sind.

Eigenschaften von weißen Zwergen

Bisher sind 9000 Sterne als weißer Zwerg katalogisiert. Wie wir gesagt haben, sind sie aufgrund ihrer schwachen Leuchtkraft nicht leicht zu entdecken.

In der Nachbarschaft der Sonne gibt es einige weiße Zwerge, von denen viele von G Astronomen entdeckt wurden. Kuyper und W. Luyten zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Daher wurden seine Hauptmerkmale laut verfügbarer Technologie relativ leicht untersucht. Die herausragendsten sind: 

• Kleine Größe, vergleichbar mit einem Planeten.
• Hohe Dichte.
• Niedrige Leuchtkraft.
• Temperaturen im Bereich von 100000 und 4000 K.
• Sie haben Magnetfeld.
• Sie haben Wasserstoff- und Heliumatmosphäre.
• Intensives Gravitationsfeld.
• Wenig Energieverlust durch Strahlung, weshalb sie sehr langsam abkühlen.

Kleine Funkgeräte

Dank Temperatur und Leuchtkraft ist es bekannt, dass ihre Funkgeräte sehr klein sind. Ein weißer Zwerg, dessen Oberflächentemperatur der der Sonne ähnlich ist. Daher muss die Zwergoberfläche sehr klein sein.

Syrer B und der Planet Venus haben ungefähr den gleichen Durchmesser. Tagikalisiert [CC BY-SA 4.0 (https: // creativecommons.Org/lizenzen/by-sa/4.0)]]

weiße Farbe

Diese Hochtemperaturkombination und dieses kleine Radio bewirkt, dass der Stern weiß aussieht, wie oben erwähnt. 

Struktur

Was ihre Struktur betriff. 

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Dies ist aufgrund der aufeinanderfolgenden Transformationen möglich. 

Es ist eine reale Möglichkeit, da die Temperatur im Zwergkern niedrig genug ist, um einen solchen festen Kern zu existieren.

Tatsächlich hat ein weißer Zwerg, von dem angenommen wird, dass es kürzlich entdeckt wurde.

Dichte

Die Frage nach der Dichte der weißen Zwerge verursachte eine große Bestürzung bei den Astronomen des späten neunzehnten und frühen Twentie. Die Berechnungen wiesen auf sehr hohe Dichten hin.

Ein weißer Zwerg kann eine Masse von bis zu 1,4 Mal in Bezug auf die unserer Sonne haben, die zu einer Größe wie der der Erde komprimiert ist. Auf diese Weise ist seine Dichte eine Million Mal größer als die von Wasser und genau das, was den weißen Zwerg unterstützt. Wie ist es möglich?

Quantenmechanik erklärt, dass Partikel wie Elektronen nur bestimmte Energieniveaus belegen können. Es gibt auch ein Prinzip, das die Anordnung von Elektronen rund um den Atomkern einschränkt: Paulis Ausschlussprinzip. 

Nach dieser Eigenschaft der Materie ist es für zwei Elektronen unmöglich, denselben Quantenzustand innerhalb desselben Systems zu haben. Und außerdem sind in gewöhnlichen Substanzen nicht alle zulässigen Energieniveaus belegt, nur einige sind nur einige.

Dies erklärt, warum die Dichten terrestrischer Substanzen kaum in der Größenordnung von wenigen Gramm pro Kubikzentimeter stehen.

Degenerierter Materie

Jedes Energieniveau nimmt ein bestimmtes Volumen ein, so dass sich die Region, die ein Niveau einnimmt. Auf diese Weise können zwei Stufen mit derselben Energie ohne Problem koexistieren, solange sie sich nicht überlappen, da es eine Degeneritätskraft gibt, die es verhindert. 

Dies schafft eine Art Quantenbarriere, die die Kontraktion von Materie in einem Stern einschränkt, was einen Druck entsteht. Somit wird die Integrität des weißen Zwergs beibehalten.

In der Zwischenzeit füllen Elektronen alle möglichen Energiepositionen aus, füllen schnell die niedrigsten und stehen nur denen mit größerer Energie zur Verfügung. 

Unter diesen Umständen liegt die Angelegenheit mit allen besetzten Energiezuständen in einem Staat, in dem in der Physik aufgerufen wird Degenerierter Zustand. Es ist der Zustand maximal möglicher Dichte nach dem Prinzip des Ausschlusses. 

Aber da die Unsicherheit in der △ x x -Position der Elektronen aufgrund der hohen Dichte durch das Heisenberg -Unsicherheitsprinzip minimal ist, ist die Unsicherheit im linearen Moment so:

△ x △ p ≥ ћ/2

Wobei ћ H/2π ist, ist H die Konstante des Placks. Somit liegt die Geschwindigkeit der Elektronen nahe an der Lichtgeschwindigkeit und erhöht den Druck, den sie ausüben, da auch die Kollisionen zunehmen. 

Dieser Quantendruck, genannt Fermi -Druck, ist unabhängig von der Temperatur. Aus diesem Grund kann ein weißer Zwerg bei jeder Temperatur Energie haben, einschließlich absoluter Null.

Entwicklung weißer Zwerge

Dank astronomischer Beobachtungen und Computersimulationen wird die Bildung eines typischen Sterns wie unsere Sonne wie folgt durchgeführt:

• Erstens kondensieren kosmische Gas und Staub, die in Wasserstoff und Helium reichlich vorhanden sind. Die Protoestella ist eine Sphäre in schneller Kontraktion, deren Temperatur im Verlauf von Millionen von Jahren allmählich zunimmt.
• Sobald eine kritische Masse erreicht ist und mit zunehmender Temperatur der Kernreaktor im Stern beleuchtet ist. In diesem Fall beginnt die Wasserstofffusion und der Stern wird in den Anruf eingebaut Hauptfolge.
• Nach der Zeit ist der Wasserstoff des Kerns erschöpft und die Zündung des Wasserstoffs der äußersten Sternschichten beginnt sowie das des Heliums im Kern.
• Der Stern erweitert sich, steigt hell, verringert seine Temperatur und wird rot. Dies ist die Phase von roter Riese.
• Die äußersten Schichten des Sterns kommen dank des herausragenden Windes und bilden a Planetennebel, Obwohl es keine Planeten gibt. Dieser Nebel umgibt den Sternkern (viel heißer), der die Wasserstoffreserve erschöpft beginnt, Helium zu verbrennen, um schwerere Elemente zu bilden.
• Der Nebel löst sich auf und der Kern befindet sich im Kontraktionskern des ursprünglichen Sterns, der zu einem weißen Zwerg wird. Obwohl die nukleare Fusion trotz Material aufgehört hat, hat der Stern immer noch eine unglaubliche Wärmereserve, die durch Strahlung sehr langsam ausgeht. Diese Phase hart für eine lange Zeit schwer (ungefähr 10¹⁰ Jahre, geschätztes Alter des Universums).
• Einmal kalt, verschwindet das Licht, das emittiert wird und der weiße Zwerg zu einem Schwarzer Zwerg.

Kann Ihnen dienen: geneigte EbeneDer Lebenszyklus der Sterne. Quelle: Wikimedia Commons. R.N. Bailey [CC von 4.0 (https: // creativecommons.Org/lizenzen/bis/4.0)]]

Die Entwicklung der Sonne

Höchstwahrscheinlich gehen unsere Sonne aufgrund ihrer Eigenschaften die beschriebenen Phasen durch. Gegenwärtig ist die Sonne ein erwachsener Stern, der in der Hauptsequenz ist, aber alle Sterne geben sie irgendwann früher oder später auf, obwohl der größte Teil ihres Lebens dort vergeht.

Sie werden viele Millionen Jahre Zeit haben, um in die nächste Stufe des roten Riesen einzusteigen. In diesem Fall werden die Erde und die anderen Innenplaneten von der wachsenden Sonne verschlungen, aber zuerst ist es sicher, dass die Ozeane verdunstet sind und die Erde eine Wüste geworden ist.

Nicht alle Sterne gehen diese Phasen durch. Es hängt von seiner Masse ab. Diejenigen, die viel massiver sind, als die Sonne ein viel spektakuläreres Ende hat, weil sie als Supernovas enden. Der Rest in diesem Fall kann ein eigenartiges astronomisches Objekt sein, wie ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern.

Chandrasekhars Grenze

1930 bestimmte ein hinduistischer Astrophysiker von nur 19 Jahren, der Subrahmanyan Chandrasekhar genannt wurde, die Existenz einer kritischen Masse in den Sternen. 

Ein Stern, dessen Masse unter diesem kritischen Wert liegt. Aber wenn seine Masse oben ist, enden seine Tage in einer kolossalen Explosion. Dies ist die Grenze von Chandrasekhar und entspricht ungefähr 1.44 -mal die Masse unserer Sonne.

Es wird wie folgt berechnet:

Hier ist n die Anzahl der Elektronen pro Masseeinheit, ћ ist die Planckkonstante geteilt durch 2π, C ist die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum und G der universellen Gravitationskonstante.

Dies bedeutet nicht, dass größere Sterne als die Sonne nicht weiße Zwerge werden können. Während seines gesamten Aufenthalts in der Hauptsequenz verliert der Stern ständig die Messe. Er tut dies auch in seiner Bühne als planetärer roter Riese und Nebel.

Andererseits kann die starke Schwerkraft des Stern. Überwinden Sie die Grenze von Chandrasekhar, das Ende des Zwergs kann sein - und der andere Stern - ist nicht so langsam wie der hier beschriebene hier. 

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Diese Nähe kann den ausgestorbenen Kernreaktor neu starten und zu einer enormen Explosion von Supernova führen (Supernovas IA).

Zusammensetzung weißer Zwerge

Wenn sich der Kern eines Sterns in Helium verwandelt hat, werden Kohlenstoff- und Sauerstoffatome zusammengeführt.

Und wenn die Helio -Reserve nacheinander endet, besteht der weiße Zwerg grundlegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff und in einigen Fällen Neon und Magnesium, sofern der Kern ausreichend Druck hat, um diese Elemente zu synthetisieren. 

Der Aquarii -Star ist ein weißer Dinest -Zwerg. Quelle: NASA über Wikimedia Commons.

Möglicherweise ist der Zwerg eine dünne Atmosphäre aus Helium oder Wasserstoff, da sich die schwersten Elemente als oberflächliche Schwere des Sterns in der Mitte ansammeln müssen, und die leichtesten an der Oberfläche lassen. 

In einigen Zwergen besteht sogar die Möglichkeit, Neonatome zu verschmelzen und feste Eisenkerne zu erzeugen.

Ausbildung

Wie wir in den vorherigen Absätzen gesagt haben, bildet sich der weiße Zwerg. Dann schwillt er an und erweitert sich und schmeckt dann die Materie in Form eines planetarischen Nebel.

Dieser Kern, der durch degenerierte Materie gebildet wird, ist der sogenannte weißer Zwergstern. Sobald sein Fusionsreaktor ausgeschaltet ist, ist er langsam zusammengearbeitet und kühlt sich langsam ab und verliert mit ihm all seine thermische Energie und seine Leuchtkraft.

Arten von weißen Zwergen

Um die Sterne, einschließlich weißer Zwerge, zu klassifizieren, wird der Spektralyp verwendet, was wiederum von der Temperatur abhängt. Um die Zwergstars zu nennen, wird ein Kapital D verwendet, gefolgt von einem dieser Buchstaben: A, B, C, O, Z, Q, X x. Diese anderen Buchstaben: P, H, E und V bezeichnen eine andere Reihe viel mehr Merkmale.

Jedes dieser Buchstaben bezeichnet ein für das Spektrum charakteristisches hohem Spektrum. Zum Beispiel ist ein DA -Stern ein weißer Zwerg, dessen Spektrum eine Wasserstofflinie hat. Und ein Zwerg Dav hat die Wasserstofflinie und außerdem zeigt das V an, dass es sich um einen variablen oder pulsierenden Stern handelt.

Schließlich wird in der Reihe von Buchstaben eine Zahl zwischen 1 und 9 hinzugefügt, um den Temperaturindex N anzuzeigen:

N = 50400 /t. Effektiver Stern

Eine weitere Klassifizierung von weißen Zwergen erfolgt basierend auf ihrer Masse:

• Ungefähr 0.5 m Sonne
• Durchschnittliche Masse: Zwischen 0.5 und 8 Mal M. Sonne
• Zwischen 8 und 10 Mal die Sonnemasse.

Beispiele für weiße Zwerge

- Sirio B in der Konstellation des Can -Bürgermeisters, dem Begleiter von Sirio A, dem hellsten Stern im Nachthimmel. Es ist der nächste weiße Zwerg von allen.

Die hellste Lichtquelle ist syrisch b

- Ein Aquarii ist ein weißer Zwerg, der X -Ray -Impulse abgibt.

Weißer Zwerg im Aquarii -System

- 40 Eridani B, entfernte 16 Lichtjahre. Es ist mit Teleskop beobachtbar.

Das Keidsystem (40 Eridani), aus der astronomischen Simulation von Celestia beobachtet. Quelle: Henrykus, GFDL, über Wikimedia Commons

- HL Tau 67 gehört zur Stierkonstellation und ist ein variabler weißer Zwerg, der erste seiner Klasse, die entdeckt werden muss.

- DM Lyrae ist Teil eines binären Systems und ein weißer Zwerg, der im 20. Jahrhundert wie Nova explodierte.

- WD B1620 ist ein weißer Zwerg, der auch zu einem binären System gehört. Der Begleiterstern ist ein pulsierender Stern. In diesem System gibt es einen Planeten, der beide umkreist.

PSR B1620-26, binäres Sternensystem. Quelle: Illustration Kredit: NASA und G. Bacon (STSCI), Public Domain, über Wikimedia Commons

- Procyon B, Begleiter von Procyon A, in der Konstellation von Can Moll.

Das binäre System Procyon, der weiße Zwerg ist ein winziger Punkt rechts. Quelle: Giuseppe Donatiello durch Flickr.

Verweise

1. Carroll, b. Eine Einführung in die moderne Astrophysik. 2. Auflage. Pearson. 
2. Martínez, d. Sternentwicklung. Erholt von: Google Books.
3. Olaizola, ich. Weiße Zwerge. Erholt von: Telesforo.Aranzadi-Zientziak.Org.
4. Oster, l. 1984. Moderne Astronomie. Redaktion zurückgekehrt.
5. Wikipedia. Weiße Zwerge. Geborgen von: ist. Wikipedia.Org.
6. Wikipedia. Liste der weißen Zwerge. Abgerufen von.Wikipedia.Org.