VALKOINEN KÄÄPIÖ: OMINAISUUDET, KOOSTUMUS, MUODOSTUMINEN, TYYPIT - ARTE - 2025

Valkoinen kääpiö on tähti loppuvaiheessa sen kehitystä, joka on jo käyttänyt kaikki vety sen ydin, sekä polttoaineen sisemmässä reaktorissa. Näissä olosuhteissa tähti jäähtyy ja supistuu hämmästyttävän oman painonsa vuoksi.

Sillä on vain lämpöä, joka varastoituu olemassaolonsa aikana, joten tavallinen valkoinen kääpiö on kuin ihminen, joka jää kolosaalisen nuotion sammuttamisen jälkeen. Kestää miljoonia vuosia, ennen kuin lämmön viimeinen hengitys jättää sen, muuttaen siitä kylmän ja pimeän esineen.

Kuva 1. Lähikuva binaarisesta järjestelmästä Sirius A (päätähti) ja Sirius B (valkoinen kääpiö) röntgensäteissä, jotka Chandra on ottanut. Lähde: Wikimedia Commons.

Löytö

Vaikka niiden tiedetään nyt olevan runsaasti, niitä ei koskaan ollut helppo havaita, koska ne ovat erittäin pieniä.

Ensimmäisen valkoisen kääpiön löysi William Herschel vuonna 1783 osana Eridanin tähtijärjestelmää 40 Eridanon tähdistössä, jonka kirkkain tähti on Achernar. Näkyvä etelästä (pohjoisella pallonpuoliskolla) talvella.

40 Eridani koostuu kolmesta tähdestä, joista yksi, 40 Eridane A. on näkyvissä paljain silmin, mutta 40 Eridani B ja 40 Eridani C ovat paljon pienempiä. B on valkoinen kääpiö, kun taas C on punainen kääpiö.

Vuosia myöhemmin, 40 Eridani-järjestelmän löytämisen jälkeen, saksalainen tähtitieteilijä Friedrich Bessel löysi vuonna 1840, että Sirius, Canis Majorin kirkkain tähti, on huomaamaton seuralainen.

Bessel havaitsi pienet omatiteetit Sirius-radalla, jonka selitys ei voinut olla kuin toisen pienemmän tähden läheisyys. Sitä kutsuttiin Sirius B: ksi, noin 10 000 kertaa himmeämpi kuin loistava Sirius A.

Kävi ilmi, että Sirius B oli yhtä pieni tai pienempi kuin Neptunus, mutta uskomattoman korkealla tiheydellä ja pintalämpötilalla 8000 K. Ja koska Sirius B: n säteily vastaa valkoista spektriä, se tuli nimellä "valkoinen kääpiö".

Ja siitä lähtien jokaista tällaisilla ominaisuuksilla varustettua tähteä kutsutaan nimellä, vaikka valkoiset kääpiöt voivat olla myös punaisia ​​tai keltaisia, koska niillä on erilaisia ​​lämpötiloja, ja valkoinen on yleisin.

ominaisuudet

Sloan Digital Sky Survey (SDSS) -projektin mukaan tähän mennessä on dokumentoitu noin 9000 tähteä, jotka on luokiteltu valkoisiksi kääpiöiksi, projekti, jonka tarkoituksena on tehdä yksityiskohtaisia ​​kolmiulotteisia karttoja tunnetusta maailmankaikkeudesta. Kuten olemme sanoneet, heitä ei ole helppo löytää heikon kirkkauden vuoksi.

Auringon läheisyydessä on melko vähän valkoisia kääpiöitä, joista monet tähtitieteilijät G. Kuyper ja W. Luyten löysivät 1900-luvun alkupuolella. Siksi sen pääominaisuuksia on tutkittu suhteellisen helposti käytettävissä olevan tekniikan mukaisesti.

Merkittävimmät ovat:

- Pieni koko, verrattavissa planeettaan.

- Korkea tiheys.

- Matala valoisuus.

- Lämpötilat välillä 100000 - 4000 K.

- Heillä on magneettikenttä.

- Heillä on vety- ja heliumilmapiiri.

- Voimakas painovoimakenttä.

- Säteilystä johtuvat alhaiset energiahäviöt, minkä vuoksi ne jäähtyvät erittäin hitaasti.

Lämpötilan ja valoisuuden ansiosta tiedetään, että niiden säteet ovat hyvin pienet. Valkoinen kääpiö, jonka pintalämpötila on samanlainen kuin aurinko, säteilee tuskin tuhannesosaa sen vaaleudesta. Siksi kääpiön pinnan on oltava hyvin pieni.

Kuva 2. Sirius B: llä ja Venuksen planeetalla on suunnilleen sama halkaisija. merkityt

Tämä korkean lämpötilan ja pienen säteen yhdistelmä tekee tähdestä valkoisen, kuten edellä mainittiin.

Rakenteen suhteen oletetaan, että niillä on kiteinen kiinteä ydin, jota aine ympäröi kaasumaisessa tilassa.

Tämä on mahdollista johtuen peräkkäisistä muunnoksista, jotka tapahtuvat tähden ydinreaktorissa: vedystä heliumiksi, heliumista hiileksi ja hiilestä raskaammiksi elementeiksi.

Se on todellinen mahdollisuus, koska kääpiön ytimen lämpötila on riittävän alhainen niin kiinteän ytimen olemassaololle.

Itse asiassa hiljattain löydettiin valkoinen kääpiö, jonka uskotaan olevan halkaisijaltaan 4000 km: n timanttisydämen, joka sijaitsee Alpha Centaurin tähdistössä, 53 valovuoden päässä maasta.

Valkoisten kääpiöiden tiheys

Kysymys valkoisten kääpiöiden tiheydestä aiheutti suurta surua tähtitieteilijöiden keskuudessa 1800-luvun lopulla ja 20-luvun alkupuolella. Laskelmat osoittivat erittäin suuria tiheyksiä.

Valkoisella kääpiöllä voi olla massa, joka on jopa 1,4-kertainen aurinkoomme kanssa, painettuna maan kokoon. Tällä tavoin sen tiheys on miljoona kertaa suurempi kuin veden ja juuri se ylläpitää valkoista kääpiötä. Miten se on mahdollista?

Kvanttimekaniikka väittää, että hiukkaset, kuten elektronit, voivat käyttää vain tiettyjä energiatasoja. On myös periaate, joka rajoittaa elektronien järjestelyä atomin ytimen ympärillä: Pauli-poissulkemisperiaate.

Tämän aineen ominaisuuden mukaan kahdella elektronilla on mahdotonta olla sama kvanttila samassa järjestelmässä. Ja lisäksi, tavallisessa asiassa kaikki sallitut energiatasot eivät yleensä ole käytössä, vain jotkut ovat.

Tämä selittää, miksi maanpäällisten aineiden tiheydet ovat vain muutaman gramman luokkaa kuutiometriä kohti.

Rappeutunut aine

Jokainen energiataso vie tietyn määrän, niin että yhden tason miehittävä alue ei ole päällekkäinen toisen tason kanssa. Tällä tavoin kaksi tasoa, joilla on sama energia, voivat toimia rinnakkain ilman ongelmia, kunhan ne eivät ole päällekkäin, koska siellä on rappeutumisvoima, joka estää sitä.

Tämä luo eräänlaisen kvanttiesteen, joka rajoittaa aineen supistumista tähdessä ja luo paineen, joka kompensoi painovoiman romahtamisen. Tämä ylläpitää valkoisen kääpiön eheyttä.

Samaan aikaan elektronit täyttävät kaikki mahdolliset energia-asemat, täyttäen nopeasti alimmat ja vain ne, joilla on suurin käytettävissä oleva energia.

Näissä olosuhteissa, kun kaikki energiatilat ovat miehitetyt, aine on tilassa, jota fysiikassa kutsutaan rappeutuneeksi. Se on suurimman mahdollisen tiheyden tila poissulkemisperiaatteen mukaisesti.

Mutta koska epäselvyys elektronien asemassa △ x on minimaalinen, johtuen korkeasta tiheydestä, Heisenbergin epävarmuusperiaatteella, epävarmuus lineaarisessa momentissa △ p on erittäin suuri kompensoimaan △ x: n pienyys ja täyttää Niin:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Missä ћ on h / 2π, missä h on Planckin vakio. Siten elektronien nopeus lähestyy valon nopeutta ja niiden aiheuttama paine kasvaa, koska myös törmäykset lisääntyvät.

Tämä kvanttipaine, jota kutsutaan Fermi-paineeksi, on riippumaton lämpötilasta. Siksi valkoisella kääpiöllä voi olla energiaa missä tahansa lämpötilassa, mukaan lukien absoluuttinen nolla.

evoluutio

Tähtitieteellisten havaintojen ja tietokonesimulaatioiden ansiosta tyypillisen tähtemme muodostuminen tapahtuu seuraavasti:

- Ensinnäkin kaasussa ja kosmisessa pölyssä, joka sisältää runsaasti vetyä ja heliumia, tiivistyy painovoiman avulla, jolloin syntyy protostar, nuori tähtiesine. Protostar on nopeasti supistuva pallo, jonka lämpötila nousee asteittain miljoonien vuosien aikana.

- Kun kriittinen massa on saavutettu ja lämpötilan noustessa, ydinreaktori kytketään päälle tähden sisällä. Kun tämä tapahtuu, vetyfuusio alkaa ja tähti liittyy ns. Pääsekvenssiin (katso kuva 3).

- Ajan kuluttua ytimen vety on kulunut loppuun ja vedyn syttyminen tähden uloimmista kerroksista samoin kuin ytimen heliumin syttyminen.

- Tähti laajenee, kirkkaus kasvaa, lämpötila laskee ja muuttuu punaiseksi. Tämä on punainen jättiläinen vaihe.

- Tähden uloimmat kerrokset irtoavat tähtituulen ansiosta ja muodostavat planetaarisen sumun, vaikka siinä ei ole planeettoja. Tämä nebula ympäröi tähden ydintä (paljon kuumempaa), joka, kun vetyvaranto on loppunut, alkaa polttaa heliumia raskaampien elementtien muodostamiseksi.

- Neula hajoaa jättäen alkuperäisen tähden supistuvan ytimen, josta tulee valkoinen kääpiö.

Vaikka ydinfuusio on lakannut siitä huolimatta, että sillä on vielä materiaalia, tähtillä on silti uskomattoman lämpövaranto, joka säteilee hyvin hitaasti. Tämä vaihe kestää pitkään (noin 10 ¹⁰ vuotta, maailmankaikkeuden arvioitu ikä).

- Kun kylmä, sen lähettämä valo katoaa kokonaan ja valkoisesta kääpiöstä tulee musta kääpiö.

Kuva 3. Tähtien elinkaari. Lähde: Wikimedia Commons. RN Bailey

Auringon kehitys

Todennäköisesti aurinkoomme käy ominaisuuksiensa vuoksi kuvattujen vaiheiden läpi. Nykyään aurinko on aikuinen tähti pääjärjestyksessä, mutta kaikki tähdet jättävät sen jossain vaiheessa, ennemmin tai myöhemmin, vaikka suurin osa elämästään vietetään siellä.

Kestää useita miljoonia vuosia, ennen kuin se pääsee seuraavaan punaiseen jättiläinen vaiheeseen. Kun näin tapahtuu, nouseva aurinko imee maata ja muita sisäisiä planeettoja, mutta ensin valtameret ovat todennäköisesti haihtuneet ja maasta on tullut aavikko.

Kaikki tähdet eivät käy läpi näitä vaiheita. Se riippuu sen massasta. Niillä, jotka ovat aurinkoa huomattavasti massiivisempia, on paljon näyttävämpi loppua, koska ne päätyvät supernovoiksi. Jäännös voi tässä tapauksessa olla erikoinen tähtitieteellinen esine, kuten musta aukko tai neutronitähti.

Chandrasekhar -raja

Vuonna 1930 19-vuotias hindu astrofysiikka nimeltä Subrahmanyan Chandrasekhar määritteli kriittisen massan olemassaolon tähdellä.

Tähti, jonka massa on alle tämän kriittisen arvon, seuraa valkoisen kääpiön polkua. Mutta jos hänen joukkonsa on ylhäällä, hänen päivät päättyvät valtavaan räjähdykseen. Tämä on Chandrasekhar-raja ja on noin 1,44-kertainen auringomme massaan nähden.

Se lasketaan seuraavasti:

Tässä N on elektronien lukumäärä massayksikköä kohti, ћ on Planckin vakio jaettuna 2π: llä, c on valon nopeus tyhjiössä ja G on yleinen painovoimavakio.

Tämä ei tarkoita, että aurinkoa suuremmat tähdet eivät voisi olla valkoisia kääpiöitä. Koko oleskelunsa pääjärjestyksessä, tähti menettää jatkuvasti massaa. Se tekee niin myös punaisessa jättiläis- ja planeetta-sumun vaiheessaan.

Toisaalta, kun siitä on tullut valkoinen kääpiö, tähden voimakas painovoima voi houkutella massaa toiselta läheiseltä tähdeltä ja lisätä omaa. Kun Chandrasekhar-raja on ylitetty, kääpiön - ja toisen tähden - pää ei ehkä ole yhtä hidas kuin tässä kuvattu.

Tämä läheisyys voi käynnistää uudelleen sammunneen ydinreaktorin ja johtaa valtavaan supernoova-räjähdykseen (supernoovat Ia).

Sävellys

Kun tähden ytimessä oleva vety on muuttunut heliumiksi, se alkaa sulauttaa hiili- ja happiatomeja.

Ja kun heliumivaranto vuorostaan ​​loppuu, valkoinen kääpiö koostuu pääasiassa hiilestä ja hapesta, ja joissain tapauksissa neonista ja magnesiumista, edellyttäen että ytimessä on riittävä paine näiden elementtien syntetisoimiseksi.

Kuva 4. Tähti AE Aquarii on sykkivä valkoinen kääpiö. Lähde: NASA Wikimedia Commonsin kautta.

Kääpiöllä voi mahdollisesti olla ohut heliumin tai vedyn ilmapiiri, koska koska tähden pintapaino on korkea, raskaat elementit yleensä kerääntyvät keskukseen jättäen kevyemmät pinnalle.

Joissakin kääpiöissä on jopa mahdollista sulauttaa neoniatomeja ja luoda kiinteitä rautaydimiä.

koulutus

Kuten olemme todenneet kaikissa aiemmissa kappaleissa, valkoinen kääpiö muodostuu sen jälkeen, kun tähti on tyhjentänyt vetyvarannon. Sitten se turpoaa ja laajenee ja karkottaa sitten aineen planetaarisen sumun muodossa jättäen ytimen sisälle.

Tämä ydin, joka koostuu rappeutuneesta aineesta, tunnetaan nimellä valkoinen kääpiötähti. Kun sen fuusioreaktori on sammutettu, se supistuu ja jäähtyy hitaasti menettäen kaiken lämpöenergiansa ja valoisuutensa.

Tyypit valkoiset kääpiöt

Tähtien, mukaan lukien valkoiset kääpiöt, luokitteluun käytetään spektrityyppiä, joka puolestaan ​​riippuu lämpötilasta. Kääpiötähtien nimeämiseksi käytetään isoa kirjainta D, jota seuraa yksi seuraavista kirjaimista: A, B, C, O, Z, Q, X. Nämä muut kirjaimet: P, H, E ja V tarkoittavat toista ominaisuussarjaa, paljon tarkemmin.

Jokainen näistä kirjaimista kuvaa spektrin näkyvää piirrettä. Esimerkiksi DA-tähti on valkoinen kääpiö, jonka spektrissä on vetylinja. Ja DAV-kääpiöllä on vetylinja ja lisäksi V osoittaa, että se on muuttuva tai sykkivä tähti.

Lopuksi kirjainsarjaan lisätään luku välillä 1 - 9 lämpötila-arvon n osoittamiseksi:

n = 50400 / tähden efektiivinen T

Toinen valkoisten kääpiöiden luokittelu perustuu niiden massaan:

- Noin 0,5 M aurinkoa

- Keskimääräinen massa: välillä 0,5 - 8 kertaa M Sol

- välillä 8-10 kertaa auringon massa.

Esimerkkejä valkoisista kääpiöistä

- Sirius B tähdistössä Can Major, Sirius A: n, yötaivaan kirkkaimman tähden seuralainen. Se on lähin valkoinen kääpiö kaikista.

- AE Aquarii on valkoinen kääpiö, joka säteilee röntgenpulsseja.

- 40 Eridani B, kaukana 16 valovuotta. Se on havaittavissa kaukoputkella

- HL Tau 67 kuuluu Härän tähdistöyn ja on muuttuva kääpiö, ensimmäinen lajissaan löydetty.

- DM Lyrae on osa binaarijärjestelmää ja on valkoinen kääpiö, joka räjähti novana 1900-luvulla.

- WD B1620 on valkoinen kääpiö, joka kuuluu myös binaarijärjestelmään. Seuratähti on sykkivä tähti. Tässä järjestelmässä on planeetta, joka kiertää heitä molempia.

- Procyon B, Procyon A: n seuralainen, pienemmän koiran tähdistössä.

Kuva 5. Procyon-binaarijärjestelmä, valkoinen kääpiö on pieni piste oikealla. Lähde: Giuseppe Donatiello Flickrin kautta.

Viitteet

1. Carroll, B. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. 2nd. Painos. Pearson.
2. Martínez, D. Tähtien kehitys. Palautettu: Google Books.
3. Olaizola, I. Valkoiset kääpiöt. Palautettu osoitteesta: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Moderni tähtitiede. Toimituksellinen käännös.
5. Wikipedia. Valkoiset kääpiöt. Takaisin: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Luettelo valkoisista kääpiöistä. Palautettu osoitteesta en.wikipedia.org.