valkoinen kääpiö

Valkoinen kääpiö on pieni, hyvin kompakti vanha tähti . Korkeasta pintalämpötilastaan huolimatta sen kirkkaus on vain hyvin pieni , joten se on kaukana Hertzsprung-Russell-kaavion pääsarjasta . Valkean värinsä on velkaa korkea lämpötila ja matala kirkkaus - mikä osoittaa vastaavasti pienen tähtipinnan - nimityksen "kääpiö". Vaikka pääsekvenssitähtien, kuten auringon, säteet ovat luokkaa 10 ⁶  km, valkoisen kääpiön säde, jonka pituus on 7000 - 14 000 km, on vain 1-2 maapallon säde . Valkoisilla kääpiöillä on kuitenkin tähti. Ne koostuvat yleensä ytimestä kuumasta, rappeutuneesta aineesta, jolla on erittäin suuri tiheys ja jota ympäröi ohut, valovoimainen fotosfääri .

Minkä tahansa ydinfuusion päättymisen jälkeen valkoiset kääpiöt ovat viimeinen vaihe useimpien tähtien kehityksessä , joiden ydinvoima on loppunut. Ne ovat punaisen jättiläisen kuumia ytimiä, jotka jäävät jäljelle, kun ne irtoavat ulkokuorensa. Tämän edellytyksenä on, että jäännösmassa pysyy alle 1,44 aurinkomassan (M _☉ ) _kynnysarvon , ns. Chandrasekhar-rajan . Muussa tapauksessa supernovan puhkeamisen jälkeen syntyy neutronitähti tai ( _ydinmassalla yli 2½ M _☉ ) jopa musta aukko . Neutronitähdet ja mustat reiät vaativat suhteellisen massiivisia tähtien edeltäjiä, joilla on vähintään noin 8 M _☉ , koska tähdet kärsivät suuresta massahäviöstä olemassaolonsa loppupuolella. Siksi _ydinmassa saavuttaa harvoin vaaditun 1,44 M _☉ muun kohteen kuin valkoisen kääpiön luomiseksi.

Historia

Ensin löydetty valkoinen kääpiö, jota ei kuitenkaan tunnistettu sellaiseksi, oli 40 Eridani B kolmitähtijärjestelmässä 40 Eridani . Tähtiparin 40 Eridani B / C löysi William Herschel 31. tammikuuta 1783 ja jälleen Friedrich Georg Wilhelm Struve vuonna 1825 ja Otto Wilhelm von Struve vuonna 1851 (katso Van Den Bos, WH ja Heintz, WD). Vuonna 1910 Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering ja Williamina Fleming havaitsivat, että vaikka 40 Eridani B on heikko tähti Auringon lähellä, jotka ovat yleensä punaisia ​​kääpiöauroja , se on spektrityyppiä A ja siten valkoista (katso Holberg, JB).

Vuonna 1914 Walter Adams ilmoitti virallisesti 40 Eridani B: n spektrityypistä.

Lähin valkoinen kääpiö on Sirius B , pieni Sirius- seuralainen , joka -1,5 ^{metrin korkeudessa on} kirkkain tähti yötaivaalla. Erittäin kuumalla Siriuksella, 8,5 valovuoden päässä, on 2 aurinkomassaa ja se on 22 kertaa kirkkaampi kuin aurinko . Sirius B (8,7 ^m ) on vain maan koko, mutta 98 ​​prosenttia aurinkomassasta ja 2 prosenttia sen kirkkaudesta. Se on tämäntyyppinen parhaiten tutkittu tähti. Tl täynnä ainetta olisi massa yli 5 tonnia.

Se löydettiin välillisesti vuonna 1844 läpi pienessä sääntöjenvastaisuuksia Sirius liikkumistaan , josta Friedrich Bessel päätellä kaksinkertainen tähti , jonka kiertoaika on noin 50 vuotta. Sirius B: tä ei voitu havaita teleskooppisesti vasta vuonna 1862, koska 10000 kertaa kirkkaampi päätähti on täysin ulkopuolinen 3 "- 10" kulmassa. Alvan Graham Clark onnistui testaa uutta pitkän polttovälin linssiä . Koska Sirius B siirtyi sitten yhä enemmän Sirius A : sta elliptisellä kiertoradallaan , muut havaitsijat havaitsivat sen pian.

Vuonna 1917 Adriaan van Maanen löysi niin sanotun Van Maanens -tähden . Se on eristetty valkoinen kääpiö 13,9 valovuoden välein. Nämä kolme valkoista kääpiötä ovat kolme ensimmäistä löydettyä valkoista kääpiötä, ja ne tunnetaan myös klassisina valkoisina kääpiöinä.

Toiseksi lähin valkoinen kääpiö löydettiin vuonna 1896 Prokyonin (nro 18) kumppanina 11½ valovuotta. Prokyon B on vasta 11. magnitudi ja näkyy vain suurissa teleskoopeissa kapean kiertoradansa (3 "≈ 0,001 °) ja suuremman kirkkauseron vuoksi. Huolimatta 0,6 aurinkomassasta se on hieman suurempi kuin Sirius B.

Tämä outo olosuhde selitetään tänään rappeutuneen aineen teorialla : mitä suurempi tämä tähtien massa , joka on satoja tuhansia astetta kuuma , sitä enemmän se puristuu. Viimeaikainen havainto on, että jotkut valkoiset kääpiöt voivat olla kirkkaampia kuin päätähtensä röntgen- ja UV- valon säteilylakien seurauksena .

Mainitaan myös etelätaivaalta tuleva valkoinen kääpiö GJ 440 (LP 145-141) 15 valovuoden etäisyydellä, joka tunnetaan tähtinä ainakin vuodesta 1917, jolloin sen oikean liikkeen julkaisivat RTA Innes ja HE Wood ; hän on neljänneksi tunnetuin valkoinen kääpiö Sirius B-, Procyon B- ja Van Maanens -tähtien jälkeen. Hän on myös eristetty valkoinen kääpiö.

Kivi 2051 B on kuudes lähin valkoinen kääpiö auringosta 18 valovuoden etäisyydellä. Vuonna 2017 se havaittiin kulkiessaan kauemmas olevan tähden edessä (katso Sahu et ai.). Tähtivalon diffraktio lähempänä olevan valkoisen kääpiön painovoimakentällä mahdollisti sen massan mittaamisen suoraan, mikä johtaa 0,675 ± 0,051 aurinkomassaan. Tämä on yhdenmukaista valkoisen kääpiön teoreettisen mallinnuksen kanssa, jossa on hiili-happi-ydin. Stein 2051 B on vasta neljäs valkoinen kääpiö, jonka massa ja halkaisija voidaan mitata suoraan, lähellä auringossa olevia valkoisia kääpiöitä Sirius B, Procyon B ja 40 Eridani B.

Planeettasumut löydettiin jo 1700-luvulla, ja niille annettiin nimi, koska ne olivat samankaltaisia Uranuksen levyn kanssa . Lähes sata vuotta sitten todettiin, että joskus näkyvät keskitähdet ovat valkoisia kääpiöitä, jotka ovat torjuneet tämän sumun kuolevana punaisena jättiläisenä .

Tilamuuttujien määrittäminen

Spektristä ja kirkkaudesta

Joitakin tärkeitä ominaisuuksia valkoiset kääpiöt voidaan johtaa pois spektrin ja havaitun kirkkaus . Jos tiedetään tällaisen tähden etäisyys esimerkiksi vuotuisen parallaksin perusteella , mitattu suuruus antaa tietoa todellisesta kirkkaudesta . Pienen kirkkauden vuoksi etäisyys ja spektri voidaan määrittää luotettavasti vain noin 500 valovuoteen saakka.

Spektri puolestaan ​​näyttää pintalämpötilan. Lukuisia tällaisia ​​havaintoja on jo tehty, Bergeronin ym. Tulokset. (2001) ja Liebert et ai. (2005) nimetty. James William Liebert ja hänen kirjoittajansa tutkivat valkoisia kääpiöitä, joiden pintalämpötila on korkea, eli tämäntyyppisten tähtien klassisia edustajia, kun taas Pierre Bergeron ja hänen kollegansa keskittyivät viileisiin valkoisiin kääpiöihin. Tällaiset esineet tulkitaan vanhoiksi valkoisiksi kääpiöiksi, joiden takana on ollut jo useita miljardeja vuosia pitkä jäähdytysjakso (katso energiakuljetusta koskeva osa).

Molemmat teokset osoittavat valkoisille kääpiöille tyypillisen suuren kirkkausetäisyyden pääjärjestyksestä (jälkimmäinen perustuu Helmut Schefflerin ja Hans Elsässerin (1990) antamiin tietoihin ). Erittäin kuumien valkoisten kääpiöiden kohdalla valovoimavaje on noin kerroin 10 ⁵ , erittäin viileiden kohdalla kerroin 10 ³ . Samalla pintalämpötilalla kirkkausero vastaa yhtä suurta pinta-alaa. Valkoisilla kääpiöillä on siis tuhat - sata tuhatta kertaa pienemmät pinnat kuin pääjärjestys tähdet, eli 30 - 300 kertaa pienemmät säteet. Tavanomaiset valkoisten kääpiöiden säteet ovat hieman alle yhden ja kahden ja puolen maan säteen välillä . Tämä pieni tilavuus - vain noin ^10-6 - ^10-5 aurinkotilavuutta - sisältää noin yhden aurinkomassan , mikä johtaa keskimääräiseen tiheyteen noin yksi tonni kuutiosenttimetriä kohti. Esimerkiksi kirsikkakokoisella valkoisen kääpiön palalla auto voitaisiin punnita. Erittäin voimakas massakonsentraatio johtaa myös erittäin suureen kiihtyvyyteen pinnan painovoiman vuoksi. Pinnan painovoima on suoraan verrannollinen taivaankappaleen massaan ja kääntäen verrannollinen sen säteen neliöön . Maapallon tilavuuteen puristettu aurinkomassa - joka vastaa noin 310 ⁵ maamassaa - tuottaa pinnan painovoiman vuoksi kiihtyvyyden, joka ylittää maan painovoiman 3 · 10 ⁵ .

Spektriviivojen ja punasiirtymän leveydestä

Tähden pinnan painovoiman määrittämiseksi ei tarvitse tietää sen massaa , se voidaan johtaa myös suoraan spektristä. Suurella painovoimasta johtuvalla kiihtyvyydellä paitsi tähden sisäosaan, myös fotosfääriin kohdistuu korkea paine , mikä hiukkasten toistuvien törmäysten vuoksi johtaa spektriviivojen laajenemiseen (ns. Paineen laajeneminen ) .

Suurella painovoimalla valkoisten kääpiöiden pinnalla on toinen vaikutus, joka on erittäin hyödyllinen tällaisten tähtien tutkimiseen. Mukaan yleisen suhteellisuusteorian , selvästi mitattavissa punasiirtymäksi tapahtuu (katso, esimerkiksi, Greenstein et ai. (1971)). Käytännössä on kuitenkin aallonpituuden muutos spektriviivoissa tähden oman liikkeen takia , mikä johtuu Doppler-vaikutuksesta .

Pinnan painovoimasta johtuva punainen siirtymä on suoraan verrannollinen nostotyöhön , jonka valon on tehtävä painovoimakenttää vastaan . Mutta tämä on jälleen suoraan verrannollinen tähden massaan ja kääntäen verrannollinen sen säteeseen. Jos yhdistät tämän painovoiman aiheuttamaan kiihtyvyyteen - joka riippuu myös tähden massasta ja säteestä - nämä kaksi määrää voidaan määrittää erikseen.

Esimerkki Sirius B

Tyypillinen valkoinen kääpiö on Sirius B , Sirius- seuralainen . Vaikka se on pitkään tunnistettu epätavalliseksi kohteeksi, sitä tutkitaan edelleen. Sen oma liike tunnetaan tarkasti, jotta aallonpituuden siirrot voidaan turvallisesti erottaa Doppler-vaikutuksella ja punaisella siirtymällä painovoimakentässä. Sen etäisyys tunnetaan myös tarkalleen, joten kirkkauden mittaukset antavat luotettavaa tietoa kirkkaudesta.

Tuore tutkimus on peräisin Barstow et ai. (2005), joka havaitsi Sirius B: n Hubble-avaruusteleskoopilla . Erittäin korkean resoluutionsa ansiosta tämä pystyy erottamaan Sirius B: n paljon kirkkaammasta päätähdestä, joka on vain muutaman kaarisekunnin päässä.

Kirjoittajat antavat Sirius B: n pintalämpötilaksi noin 25 200 K. Vaikka tällainen kuuma pääsekvenssitähti on normaalisti noin 10000 kertaa kirkkaampi kuin aurinko , Sirius B on noin 450 kertaa heikompi kuin aurinko . Näkyvällä alueella Sirius B on vain kokoluokassa 11.43, kun taas aurinko asettaa sen kokoluokkaan 4.83. Sirius B: n säteelle Barstow et ai. (2005) perustuu punasiirtymään arvoon noin 0,00864 aurinkosädettä, mikä vastaa 6000 km. Se on suunnilleen yhtä suuri kuin maa . Siellä on kuitenkin noin 0,978 aurinkomassaa. Kirjoittajien mukaan pinnan painovoima on noin 375 000 kertaa suurempi kuin maan päällä. Barstow et ai. (2005) painovoimasta johtuen mitattu punasiirtymä vastaa Doppler-muutosta nopeudella noin 80 km / s. Kirjoittajien tutkimalla alueella 380 - 510 nm vastaava aallonpituuden muutos on noin 0,1 nm, mikä on pieni arvo, joka voidaan helposti havaita korkean resoluution spektrografilla .

Valkoisten kääpiöiden luokitus

Valkoiset kääpiöt luokitellaan yleensä omien luokkiensa kanssa, joten normaaleja spektriluokkia ei käytetä, mutta ne, joilla on etuliite D ( rappeutuneille ). Katso → Tähtien luokitus # Spektriluokitukset vakiosekvenssien ulkopuolella .

sisäinen rakenne

Mallinnusmenetelmät

Jotta saadaan tarkka malli valkoinen kääpiö, on otettava huomioon yhtälöiden järjestelmän samanlainen kuin käsitellään artikkelissa tähden rakenne on tärkein sekvenssi tähteä (katso, esimerkiksi oppikirjoja Schefflerin ja Elsässer (1990) tai Sexl (1979)). Massa- ja hydrostaattisen tasapainon säilyttämisen yhtälöt voidaan hyväksyä muuttumattomina, ja siten myös tähtimassan , tähtisäteen , tiheyden ja keskipaineen väliset kvalitatiiviset suhteet , jotka johtuvat yhtälöiden ratkaisemisesta olettaen, että tähtitiheys on vakio: ${\ displaystyle M}$${\ displaystyle R}$${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle p _ {\ mathrm {c}}}$

${\ displaystyle \ rho \ propto {\ frac {M} {R ^ {3}}}}$

${\ displaystyle p _ {\ mathrm {c}} \ propto {\ frac {M ^ {2}} {R ^ {4}}}}$

Monet mallit hahmotellut nyt eivät perustu pelkästään perus yhtälöitä tähti rakenne , mutta myös hyödyntää sitä, että jotkut valkoiset kääpiöt sykkivät. Tämä on havaittavissa kirkkauden vaihteluiden kautta, joita voidaan helposti seurata niiden usein lyhyen aikaskaalan vuoksi. Aivan kuten maanjäristyksissä, kivisubstraatti sallii tiettyjen värähtelytaajuuksien kulkemisen, kun taas toiset suodattuvat, tietyt syke-aikaskaalat ovat edullisia tähden sisärakenteen vuoksi. Siksi tätä menetelmää kutsutaan asteroseismologiaksi analogisesti maanjäristystutkimukseen .

Aineen jakautuminen valkoisissa kääpiöissä

Realistiset skenaariot aineen jakautumisesta valkoisissa kääpiöissä ovat esimerkiksi Corsicon et ai. (2001), Althaus et ai. (2004) ja Althaus et ai. (2005). Vaikka punaisen jättiläisen vaiheessa tähtien sisätilojen huomattava sekoittuminen voi tapahtua laajamittaisten konvektiovirtausten takia, valkoisessa kääpiössä kemialliset alkuaineet erotetaan voimakkaasti niiden atomipainon mukaan . Hansenin (2004) mukaan ilman ydinvoiman tuotantoa ytimessä ei ole enää riittävää lämpötilagradienttia konvektion ylläpitämiseksi siellä. Siten raskaat atomiytimet voivat upota kohti keskustaa suhteellisen häiriöttömästi. Kehitetään ydin, jonka sisäosa Corsicon ym. Mukaan. (2001) hallitsee happea ja sen ulko-osaa hiili . Kevyempiä elementtejä ei ole melkein kokonaan.

Ulkopuolella on kerros, joka sisältää melkein vain heliumia . Tämä on voidaan kuvitella niin ohut, mukaan mainitussa teoksessa tässä, sen massa on vain noin 10 ^-4 ja 10 ^-2 Auringon massaa. Noin 20 prosentissa kaikista valkoisista kääpiöistä heliumikerros muodostaa uloimman vyöhykkeen. Kuitenkin noin 80 prosentilla kaikista valkoisista kääpiöistä on myös käytännöllisesti katsoen puhdasta vetyä . Tämä on jopa ohuempi kuin helium kerros, sen massa on vain noin 10 ^-6 kohteeseen 10 ^-4 Auringon massaa. Lähes koko massa on yhdistetty happi-hiili-ytimeen.

Se , että valkoisen kääpiön fotosfäärin on oltava hyvin ohut, käy selväksi, kun käytetään valtavaa pinnan painovoimaa barometrisen korkeuden kaavaan . Tässä todetaan, että ilmanpaine nousee eksponentiaalisesti asteikon korkeuden myötä

${\ displaystyle H = {\ frac {k _ {\ mathrm {B}} T} {mg}}}$

putoaa ulospäin tai nousee sisäänpäin. Jos yksi korvaavia arvoja Sirius B varten atomimassa on vety ja pinnan lämpötila ja painovoiman kiihtyvyys , saadaan asteikolla korkeus on vain 56 m ( k _B tarkoittaa, että Boltzmannin vakio ). Tulos kertoo, että kun syvyys kasvaa tuskin yli 100 metrin pituusskaalalla, paine kasvaa kymmenen kertaa. Jopa muutaman kilometrin syvyydessä saavutetaan valtava puristus asiasta. ${\ displaystyle m}$${\ displaystyle T}$ ${\ displaystyle g}$

Erikoistyypit

Kaikki valkoiset kääpiöt eivät noudata tässä esitettyä rakennetta. Joillakin tämäntyyppisillä tähdillä ei ole happea ja hiiltä , vaan vain heliumia . Nämä kohteet näyttävät olevan ristiriidassa tähtien evoluution nykyisen teorian kanssa . Schefflerin ja Elsässerin (1990) mukaan yksittäisillä tähdillä, jotka eivät fuusioi heliumia hiileksi kehityksensä aikana, on maksimimassa 0,5 aurinkomassaa. Tällaisten pienimassisten tähtien elinikä on vähintään 20 miljardia vuotta, joten niistä ei voi muodostua valkoisia kääpiöitä. Althaus ja Benvenuto (1997) ja Serenelli et ai. (2002) riittävän nopea heliumin hallitseman valkoisen kääpiön muodostuminen on mahdollista hyvin läheisissä binäärisissä tähtijärjestelmissä. Tällaisissa järjestelmissä tähdet kohdistavat voimakkaita vuorovesivoimia toisiinsa, mikä voi johtaa suureen massahäviöön inflaatiovaiheessa ja tulla punaiseksi jättiläiseksi . Tällä tavoin suhteellisen massiivisen eli riittävän lyhytaikaisen tähden kehitys voi johtaa valkoiseen kääpiöön, jossa on heliumydin.

Vastaavasti vuonna 2007 havaittiin valkoisia kääpiöitä, jotka koostuvat vain hiilestä (ja hapesta), ts. Joilla ei enää ole heliumkuorta. Näitä esineitä käyttivät ensin Dufour et ai. (2007) ja ehdotettu DQ-tyypiksi. Montgomery et ai. (2008) suoritti ensimmäiset yksityiskohtaiset laskelmat, joissa he määrittelivät objektin SDSS J142625.71 + 575218.3 ( V430 Ursae Majoris ) uuden tähtiluokan prototyypiksi. He osoittivat myös, että nämä tähdet voivat myös sykkiä. Althaus et ai. (2009) ehdotti jo mekanismia, joka selittäisi heliumikerroksen puuttumisen. Kuten epävakaat valkoiset kääpiöt -osiossa kuvataan, valkoiset kääpiöt voivat muuttua takaisin jättiläisiksi tietyissä olosuhteissa. Tähän jättiläisvaiheen toiseen vaiheeseen tähdet menettävät heliumkuorensa.

Tilan yhtälö

Kineettinen energia hiukkasen pääjakson tähti on pääasiassa lämpöenergiaa , niin että tila yhtälö yleisen kaasun yhtälö voidaan käyttää. Valkoisessa kääpiössä on suuren tiheyden vuoksi myös ei-terminen komponentti, joka perustuu kvanttimekaaniseen vaikutukseen. Tämä johtaa erityiseen tilayhtälöön, jossa paine riippuu vain tiheydestä, mutta ei enää lämpötilasta. Tällaista tilaa kutsutaan rappeutuneeksi .

Hiukkasen fermi-energia

Aineen voimakkaasta puristumisesta johtuen valkoisessa kääpiössä hiukkaset liikkuvat keskimäärin lähempänä toisiaan. Mutta jos lukitset hiukkasen pituusskaalalle , se saa impulssin Heisenbergin epävarmuusperiaatteen mukaisesti${\ displaystyle x}$

${\ displaystyle p_ {F} = {\ frac {h} {2 \ pi x}},}$

jota kutsutaan Fermi-impulssiksi . viittaa Planckin toimintakvanttiin . ${\ displaystyle h}$

Lämpötila on liian pieni pituus mittakaavan johtuvat Fermiimpuls nopeus on pieni verrattuna valon nopeudella , joka vastaavalle kineettisen energian , ns fermienergia , voidaan kirjoittaa: ${\ displaystyle c}$

${\ displaystyle E_ {F} = {\ frac {p_ {F} ^ {2}} {2m}} = {\ frac {h ^ {2}} {8 \ pi ^ {2} mx ^ {2}} }.}$

Koska hiukkasten massa esiintyy nimittäjässä, on heti selvää, että elektronien Fermi-energia on useita tuhansia kertoja suurempi kuin paljon raskaampien atomiatumien. Elektronit kuuluvat kuitenkin fermionien hiukkasten luokkaan , jotka Paulin periaatteen mukaan vastustavat "lukittumista". ${\ displaystyle m}$

Tämä tarkoittaa, että tähtiplasman korkeintaan kaksi elektronia voi olla samassa energiatilassa. Mahdolliset energiatilat voidaan visualisoida tikkaina, joiden väyläetäisyys kasvaa, kun tähtimäärä pienenee eli pienenee . Koska tilat ovat varattuja johtimen alapäästä, elektronien on syötettävä niin paljon energiaa puristuksen aikana, että ne voivat saavuttaa johtimen yläpään heti. Tämä johtaa takaisin paine, joka jopa jo mainittu chandrasekharin raja painovoiman kestää. ${\ displaystyle x}$

Hyvin pienellä pituusskaalalla elektronien nopeus voi lähestyä valon nopeutta , joten Fermi-energia on sitten laskettava relativistisesti. Äärimmäisessä tapauksessa, jossa liikkumisnopeus on melkein valon nopeus, sovelletaan seuraavaa:

${\ displaystyle E_ {F} = p_ {F} c = {\ frac {hc} {2 \ pi x}}.}$

Rappeuma on läsnä, jos Fermi- energia hallitsee lämpöenergiaa . Tämän tarkistamiseksi on arvioitava pituusasteikko . Seuraava pätee: ${\ displaystyle x}$

${\ displaystyle x ^ {3} = {\ frac {1} {n_ {e}}} = {\ frac {\ mu m_ {p}} {\ rho}}.}$

${\ displaystyle n_ {e}}$on tässä elektronien hiukkastiheys, tähtiaineen keskimääräinen moolimassa (ei atomiatuma) ja protonin massa . Lisäys tarjoaa Fermi-energian ei-relativistisessa tapauksessa: ${\ displaystyle \ mu}$${\ displaystyle m_ {p}}$

${\ displaystyle E_ {F} = {\ frac {h ^ {2}} {8 \ pi ^ {2} m_ {e}}} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu m_ {p}} } \ oikea) ^ {\ frac {2} {3}} = 4 {,} 323 \ cdot 10 ^ {- 21} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu}} \ oikea) ^ {\ frac {2} {3}}.}$

(Äärimmäisessä) suhteellisessa tapauksessa:

${\ displaystyle E_ {F} = {\ frac {hc} {2 \ pi}} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu m_ {p}}} \ oikea) ^ {\ frac {1} { 3}} = 2 {,} 663 \ cdot 10 ^ {- 17} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu}} \ oikea) ^ {\ frac {1} {3}}.}$

Molemmissa tapauksissa tiheyttä on käytettävä yksikköinä kg / m ³ , moolimassaa atomimassayksikön kerrannaisena . Fermi-energia annetaan sitten jouleina.

Todellisuudessa kaikilla elektronilla ei ole täsmälleen samaa energiaa . Pikemminkin eri energiat seuraavat tiettyä jakautumista, ns. Fermi-Dirac-jakaumaa . Tässä esitetty alkeeteoria on kuitenkin riittävän tarkka seuraavaa keskustelua varten. ${\ displaystyle E_ {F}}$

Ei-relativistisissa olosuhteissa Fermi-energia kasvaa tiheyden kasvaessa nopeammin kuin relativistisissa olosuhteissa. Ensimmäisessä tapauksessa sekä impulssi että nopeus kasvavat puristuksen kasvaessa (niin että lopulta riippuu käänteisesti neliöllinen riippuvuus ), toisessa kuitenkin rajanopeuden vuoksi vain impulssi (mikä johtaa kääntäen verrannolliseen riippuvuus ). ${\ displaystyle x}$${\ displaystyle c}$${\ displaystyle x}$

Lämpöenergia plasman hiukkasista seuraa kuten tavallista suhdetta

${\ displaystyle E _ {\ mathrm {th}} = {\ frac {3} {2}} k _ {\ mathrm {B}} T,}$

jossa tarkoittaa Boltzmannin vakio . ${\ displaystyle k _ {\ mathrm {B}}}$

Esimerkkejä rappeutumisesta

Hansenin (2004) mukaan valkoisen kääpiön keskitiheys on luokkaa 10 ¹⁰  kg / m ³ ja keskilämpötila pian punaisen jättiläisvaiheen päättymisen jälkeen luokkaa 10 ⁸ K. yksi hiiltä hallitsevasta, täysin ionisoidusta ytimestä on noin 2. Tämä johtaa (ei-relativistisen laskelman mukaan) Fermi-energiaan noin 1,3 · 10 ⁻¹⁴  J ja lämpöenergiaan noin 2,1 · 10 ⁻¹⁵  J. Äskettäin muodostunutta valkoista kääpiötä ei saa vielä unohtaa. Tämä jäähtyy kuitenkin ilman ydinvoimalähteitä, joten Hansenin (2004)  mukaan keskilämpötilan  voidaan odottaa olevan vain noin 10 ⁷ K noin 10 ⁸ vuoden kuluttua . Sitten Fermi-energialla on selkeä etusija.

Valkoiset kääpiöt eivät ole ainoa esimerkki aineesta, jota Fermi-energia hallitsee. Esimerkiksi jos tarkastellaan maallista rautaa , jonka tiheys on 8000 kg / m ³ ja keskimääräinen moolimassa on 19 (yksi rauta-ioni ja kaksi vapaata elektronia), Fermi-energia on noin 2,4 · 10 ⁻¹⁹  J. K on saatu (0 ° C) lämpöenergia on noin 6,1 · 10 ⁻²¹  J.Fermi-energialla on selvästi etusija, maalliset metallielektronit ovat yhtä degeneroituneita kuin valkoisessa kääpiössä. Äärimmäisestä tiheydestään huolimatta nämä esineet eivät ole ollenkaan niin eksoottisia; ainakin jotkut niistä voidaan kuvitella metallimaisiksi kappaleiksi.

Paineen ja tiheyden suhde

Yleinen kaasu yhtälö muodostaa yhteyden ${\ displaystyle p = nk _ {\ mathrm {B}} T}$${\ displaystyle E _ {\ mathrm {th}} = {\ frac {3} {2}} k _ {\ mathrm {B}} T}$

${\ displaystyle p = {\ frac {2} {3}} nE}$

Lähellä. Tämä koskee myös rappeutunutta ainetta. Fermi-energiantuotteiden lisääminen ei-relativistiseen tapaukseen:

${\ displaystyle p = {\ frac {h ^ {2}} {12 \ pi ^ {2} m_ {e}}} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu m_ {p}}} \ oikea ) ^ {\ frac {5} {3}} = 1 {,} 726 \ cdot 10 ^ {6} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu}} \ oikea) ^ {\ frac {5} {3}}}$

(Erittäin) relativistisessa tapauksessa:

${\ displaystyle p = {\ frac {hc} {3 \ pi}} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu m_ {p}}} \ oikea) ^ {\ frac {4} {3}} = 1 {,} 061 \ cdot 10 ^ {10} \ vasen ({\ frac {\ rho} {\ mu}} \ oikea) ^ {\ frac {4} {3}}}$

Samoissa yksiköissä kuin edellä on käytettävä tiheys ja keskimääräinen moolimassa, niin että paine on tällöin N / m ² . Jos tiheys asetetaan jälleen arvoon 10 ¹⁰  kg / m ³ ja keskimääräinen moolimassa 2: lla, saadaan (ei relativistisesti) noin 2,5 · 10 ²²  N / m ^{2: n} keskipaine , joka on melkein miljoona kertaa suurempi keskimääräinen aurinkopaine. Kun otetaan huomioon suhteellisuus , niin korkea paine valkoisen kääpiön sisällä on normaalia. ${\ displaystyle p _ {\ mathrm {c}} \ propto R ^ {- 4}}$

Fermi-energian erilainen käyttäytyminen ei-relativistisessa ja relativistisessa tapauksessa heijastuu myös tilayhtälöön. Ei-relativististen hiukkasten kohdalla paine kasvaa tiheyden myötä nopeammin kuin suhteellisissa hiukkasissa. Ensin mainitut kestävät sen vuoksi muita painovoimaa paremmin kuin jälkimmäiset. Kuten nyt osoitetaan, juuri tässä piilee valkoisten kääpiöiden marginaalimassan olemassaolo.

Päätelmät

Kun lämpötila katoaa tilayhtälöstä, se muodostaa suljetun yhtälöjärjestelmän yhdessä yhtälöiden kanssa massan ja hydrostaattisen tasapainon säilyttämiseksi . Tiheyden ja paineen kerrostumista voidaan nyt käsitellä riippumatta lämpötilan kerrostumisesta ja siten energiansiirrosta. Tähtimassan ja säteen tai tiheyden välillä on suora yhteys. Korvaamalla proportionalities yllä annetut välillä , , ja että epärelativistinen Tilayhtälön, saamme lyhyen lausunnon: ${\ displaystyle M}$${\ displaystyle R}$${\ displaystyle \ rho}$${\ displaystyle p _ {\ mathrm {c}}}$

${\ displaystyle R \ propto M ^ {- 1/3}}$

${\ displaystyle M \ propto \ rho ^ {1/2}}$

Mitä massiivisempi valkoinen kääpiö on, sitä pienempi se on. Pääsekvenssitähti on toisaalta suurempi ja odotettua enemmän massaa. Massan kasvaessa valkoisista kääpiöistä tulee tiheämpiä. Samalla tämä tarkoittaa myös sitä, että ei-relativistiset elektronit kestävät suurempaa massaa, jos niitä puristetaan enemmän. Jos painetasapaino häiriintyy suuremman tiheyden suuntaan, kasvava Fermi-paine ajaa järjestelmän takaisin alkuperäiseen tilaansa.

Jos käytetään relativistista tilayhtälöä, saadaan seuraavat suhteet:

${\ displaystyle R \ propto M ^ {2/3}}$

${\ displaystyle M \ propto \ rho ^ {- 1}}$

Relativististen valkoisten kääpiöiden tulisi olla suurempia ja vähemmän tiheitä kasvavan massan myötä. Tällainen kokoonpano ei kuitenkaan ole vakaa. Jos relativistiset elektronit pakataan tiheämmin, ne voivat kuljettaa vähemmän massaa kuin ennen. Häiriön sattuessa ylimääräinen Fermi- paine ei pysty kompensoimaan liikaa painovoimaa . Puristus jatkuu, kunnes saavutetaan uusi tasapainotila neutronitähden tai mustan aukon kanssa .

Siksi valkoisille kääpiöille on asetettu massaraja. Tämä saavutetaan, kun elektronista tulee suhteellisen tiheä liian suuren tiheyden seurauksena ja siten tilayhtälö litistyy ratkaisevasti. ${\ displaystyle p = p (\ rho)}$

Planckin toimintakvantti sekä elektronin ja protonin massat sisältyvät tilan yhtälöön ja siten myös valkoisen kääpiön massaan ja säteeseen . Tämä tarkoittaa, että tässä tähtitieteelliset suuruudet ovat mikrokosmisten luonnollisten vakioiden suoria toimintoja.

Lopuksi esitetään jälleen esimerkki havainnointikäytännöstä. Liebert et ai. (2005) määrittivät niiden säteet valkoisten kääpiöiden kirkkaudesta ja pintalämpötiloista (katso yllä Hertzsprung-Russellin kaavio ) käyttäen Stefan-Boltzmann-lakia . Lisäksi he saivat pintapainonsa tähtien spektristä, jotta he voisivat myös määrittää massansa lisäämällä säteet.

Havainnot osoittavat selvää vähenemistä tähden säteen kasvaessa massa ja edustavat siten selkeä vahvistus käsitteen degeneroitunut asiasta. Alkeis laki suostuu melko hyvin mittauksia. Hyvin erilainen kohde on erityisen kuuma tähti, jonka pintalämpötila on 65 000 K. Kuten jo osoitettiin, erittäin kuumien valkoisten kääpiöiden lämpöenergiaa ei pidä unohtaa verrattuna Fermi-energiaan, joten olettama täysin rappeutuneesta aineesta ei ole enää sallittua. ${\ displaystyle R \ propto M ^ {- 1/3}}$

Valkoisten kääpiöiden massajakauma on merkittävä. Lähes kaikki Liebert et ai. (2005) tutkivat valkoiset kääpiöt putoavat hyvin kapealle alueelle 0,5-0,7 aurinkomassaa. Tämä ei ole missään tapauksessa erityinen tapaus, harvinainen esiintyminen sekä hyvin pieni- että suhteellisen suuren massan valkoisissa kääpiöissä on jo vahvistettu lukuisilla havainnoilla. Erilaisista alkumassoista huolimatta aurinkomaisten tähtien kehitys johtaa melkein samaan lopulliseen massaan.

Energian kuljetus

Vaikka pääjärjestyksessä tähdet ja myös jättiläiset energiansiirto tapahtuu säteilyn ja konvektion kautta , valkoisissa kääpiöissä elektronien lämmönjohtavuus hallitsee. Muuten tavanomaiset mekanismit on varattu ohuille, rappeutumattomille ulkokerroksille.

Johtuminen

Lämmön johtuminen voidaan muodollisesti voidaan kuvata samassa suhteessa kuin energian siirto kautta säteily hahmoteltu alla tähti rakenne :

${\ displaystyle {\ frac {\ mathrm {d} T} {\ mathrm {d} r}} = - {\ frac {1} {K (r)}} {\ frac {L (r)} {4 \ pi r ^ {2}}}}$

K (r) ei kuitenkaan nyt tarkoita säteilyn johtavuutta , vaan lämmönjohtavuutta . Lämmön johtuminen on degeneroitunut ydin on niin tehokas, että se on suunnilleen samassa lämpötilassa kaikkialla. Koska ulkokerrokset ovat hyvin ohuita, ytimen säde voidaan myös rinnastaa tähtien säteeseen. Tämä yksinkertaistaa yllä olevaa yhtälöä seuraavasti:

${\ displaystyle {\ frac {T _ {\ mathrm {c}}} {R}} = - {\ frac {1} {K}} {\ frac {L} {4 \ pi R ^ {2}}} }$

${\ displaystyle T _ {\ mathrm {c}}}$tarkoittaa ytimen lämpötilaa. Jotta kirkkaus voidaan kuvata yksinomaan sisälämpötilan funktiona, on tiedettävä lämmönjohtavuuden riippuvuus lämpötilasta ja tiheydestä. Se, että maanpäälliset metallielektronit ovat yhtä rappeutuneita kuin valkoisessa kääpiössä olevat, osoittautuu erittäin hyödylliseksi. Maallisista metalleista tunnettu yhteys ${\ displaystyle L}$

${\ displaystyle K \ propto \ rho T}$

voidaan käyttää myös suunnilleen valkoisiin kääpiöihin. Tämä yksinkertaistaa edelleen yllä olevaa yhtälöä

${\ displaystyle L \ propto R \ rho T _ {\ mathrm {c}} ^ {2}}$

Kuten tilayhtälöä koskevassa osiossa jo selitettiin, tähtien säde määräytyy ainutlaatuisesti yksinomaan valkoisen kääpiön massan perusteella. Tiheys voidaan eliminoida lähestymistavalla, jonka mukaan ytimen ja ulkokerroksen välisellä siirtymäalueella on oltava vyöhyke, jossa lämpökaasun paine on täsmälleen sama kuin elektronien degeneraatiopaine . Kaasun paineelle yleinen kaasuyhtälö antaa yhteyden , elektronipaineelle suhde edellisestä osasta johdettu tilayhtälö . Kahden paineen yhtälöinti antaa seuraavan suhteen , jonka Schwarzschild on jo tunnustanut: ${\ displaystyle p _ {\ mathrm {th}}}$${\ displaystyle p _ {\ mathrm {e}}}$${\ displaystyle p _ {\ mathrm {th}} \ propto \ rho T}$${\ displaystyle p _ {\ mathrm {e}} \ propto \ rho ^ {5/3}}$${\ displaystyle \ rho \ propto T ^ {3/2}}$

${\ displaystyle L \ propto T _ {\ mathrm {c}} ^ {7/2}}$

Nuoret, erittäin kuumat valkoiset kääpiöt ovat edelleen erittäin kirkkaita (katso esimerkiksi yllä oleva Hertzsprung-Russell-kaavio , jossa kuumin esine on ainakin 10 kertaa enemmän säteilevää kuin aurinko ). Koska heillä ei kuitenkaan enää ole ydinenergialähteitä, ne jäähtyvät aluksi nopeasti. Koska kirkkaus kuitenkin laskee hyvin jyrkästi keskilämpötilan laskiessa, jäähdytysprosessi hidastuu seurauksena.

Säteily ja konvektio

Nämä kaksi energiansiirtomekanismia rajoittuvat valkoisissa kääpiöissä ohueseen helium- ja (jos läsnä) vetykerrokseen. Yksityiskohtaiset tutkimukset, kuten Hansen (2004), osoittavat, että olosuhteet ovat melko verrattavissa pääsekvenssitähtien olosuhteisiin. Niin kauan kuin ulkokerrokset ovat vielä tarpeeksi kuumia, kuten pääsekvenssitähtien kohdalla, energia kulkeutuu sinne säteilyllä . Jos pintalämpötila laskee alle tietyn arvon - Hansenin (2004) mukaan noin 12 000 K - siellä muodostuu konvektiovyöhyke. Jäähtymisen edetessä se ulottuu yhä syvemmälle tähtiin, kunnes se lopulta osuu ytimeen. Tämä käyttäytyminen on myös analoginen pääsekvenssitähtien kanssa.

Päätelmät

Edellä mainittu kirkkauden ja keskilämpötilan suhde mahdollistaa valkoisen kääpiön jäähdytyksen kuvaamisen ajan funktiona. Valovoima osoittaa suoraan sisäisen energian muutoksen ajan myötä . Koska energia on suoraan verrannollinen lämpötilaan, sovelletaan seuraavaa . Tämä johtaa lopulta suhteeseen ${\ displaystyle \ mathrm {d} E / \ mathrm {d} t}$${\ displaystyle L \ propto \ mathrm {d} T _ {\ mathrm {c}} / \ mathrm {d} t}$

${\ displaystyle {\ frac {\ mathrm {d} T _ {\ mathrm {c}}} {\ mathrm {d} t}} \ propto T _ {\ mathrm {c}} ^ {7/2}}$

Tämä yhtälö voidaan ratkaista elementaarisesti erottamalla muuttujat. On muodolaki

${\ displaystyle T _ {\ mathrm {c}} (t) = \ vasen ({\ frac {1} {a \ cdot t + b}} \ oikea) ^ {2/5}}$

missä ja edustavat vakioita. Sisään tulee tähtien massa mm. on valittava siten, että alkulämpötila saadaan aikaan . Laki ennustaa ensimmäisen nopean ja sitten hitaan jäähtymisen. Jos asetat sen kirkkauden ja sisälämpötilan väliseen suhteeseen, saat: ${\ displaystyle a}$${\ displaystyle b}$${\ displaystyle a}$${\ displaystyle b}$${\ displaystyle t = 0}$

${\ displaystyle L (t) = \ vasen ({\ frac {1} {a \ cdot t + b}} \ oikea) ^ {7/5}}$

${\ displaystyle a}$ja tietysti nyt arvot ovat erilaiset kuin lämpötilakehityksessä. Koska kirkkaus riippuu erittäin voimakkaasti keskilämpötilasta, ennustetaan alun perin erittäin nopea kirkkauden lasku, joka sitten myös hidastuu. Lopuksi valotrendiä voidaan käyttää Stefan-Boltzmannin laissa, joka yhdistää kirkkauden pinnan lämpötilaan : ${\ displaystyle b}$${\ displaystyle L \ propto T _ {\ mathrm {ylempi}} ^ {4}}$${\ displaystyle T _ {\ mathrm {ylempi}}}$

${\ displaystyle T _ {\ mathrm {ylempi}} (t) = \ vasen ({\ frac {1} {a \ cdot t + b}} \ oikea) ^ {7/20}}$

Pintalämpötila seuraa melkein samaa suuntausta kuin sisälämpötila.

Seuraavissa kuvissa verrataan alkeeteorian ennustamia suuntauksia nykyaikaisiin malleihin, kuten Chabrier et ai. (2000) kehitettiin. Noin viiden miljardin vuoden viilennysaikaan saakka yksinkertaiset trendit sopivat varsin hyvin tarkkojen laskelmien kanssa. Mutta sitten modernit mallit ennustavat jäähdytyksen kiihtyvyyden uudelleen. Yksi syy tähän on se, että alkeeteoria olettaa suoran suhteellisuuden sisäisen energian ja lämpötilan välillä, ts. Lämpötilasta riippumaton lämpökapasiteetti . Itse asiassa, kun kiinteä aine on tietyn lämpötilan alapuolella, lämpökapasiteetti pienenee samalla tasolla, sovelletaan Debyen lakia , jonka mukaan . Jos valkoisen kääpiön jäähdytys on edennyt hyvin pitkälle, on siis yhä vaikeampi varastoida jäljellä olevaa lämpöä ja jäähtyy siten nopeammin kirkkauden laskusta huolimatta. ${\ displaystyle C}$${\ displaystyle C \ propto T ^ {3}}$

Massiiviset valkoiset kääpiöt jäähtyvät aluksi hitaammin kuin pienimassaiset. Ensin mainituilla on korkeampi energiasisältö ja samalla niiden pienempi säde on pienempi valovoima. Jos jäähdytys on kuitenkin edistynyt hyvin, tilanne muuttuu osittain päinvastaiseksi muun muassa lämpötilasta riippuvan lämpökapasiteetin vuoksi .

Valkoisten kääpiöiden jäähdytysmallit voidaan todeta tarkkailemalla tällaisia ​​esineitä tähtijoukoissa (katso esimerkiksi Hansen (1999)). Nuorissa tähtijoukoissa joko ei ole lainkaan valkoisia kääpiöitä (koska nuoret, massiiviset tähdet romahtavat edelleen muodostaen neutronitähtiä tai jopa mustia aukkoja ) tai vain tällaisia ​​kuumia, tuskin jäähdytettyjä esineitä. viileät valkoiset kääpiöt.

Jäähtymisen seurauksena tällainen tähti ei aina pysy valkoisena, mutta saa ajan myötä alun perin kellertävän, sitten punertavan ja lopulta mustan värin. Valtavan pitkien asteikkojen takia valkoiset kääpiöt ovat toistaiseksi tuskin voineet jäähtyä alle 4000 K: n pintalämpötilan. Lämpötilasta riippumatta termi valkoinen kääpiö säilyy johtuen suuresta kirkkausvajauksesta pääjärjestykseen verrattuna , varsinkin kun termit keltainen kääpiö ja punainen kääpiö on varattu vastaaville pääsekvenssitähdille.

Epävakaat valkoiset kääpiöt

Vaikka valkoisilla kääpiöillä ei ole enää ydinvoimalähteitä, ne voivat silti osoittaa huomattavaa, jopa purkautuvaa toimintaa. Tämä pätee erityisesti, jos he ovat läheisten binaaristen tähtijärjestelmien jäseniä .

Novae

Pitkästä aikaa novaita pidettiin heikkona supernoovien lajikkeena, tähtiräjähdyksinä , joiden kirkkaus ei ole niin äärimmäinen. Vasta 1970-luvulla vahvistettiin Otto von Struven hypoteesi, jonka mukaan novan alkuperä löytyi hyvin läheisestä binaarisesta tähtijärjestelmästä, joka koostui valkoisesta kääpiöstä ja viileästä pääsekvenssitähdestä . Tässä on vain lyhyt kuvaus ilmiöstä; lisätietoja on asiaankuuluvassa artikkelissa.

Riittävän läheisessä binaarisessa tähtijärjestelmässä pääsekvenssitähti ulottuu Roche-rajaan asti niin, että kaasu pääsee siitä valkoisen kääpiön vetovoima-alueelle. Muodostuu pysyvä aineen virtaus ja sen seurauksena kaasulevy valkoisen kääpiön ympärille. Tämä on havaittavissa kautta emissio spektrin, joka pääasiassa esittää riviä vety ( balmerin sarja ), mutta myös heliumia .

Jos tiettyä kriittistä määrää kaasua on kertynyt, tapahtuu räjähtävää vetypaloa . Tämän aikana kaasulevy hylätään (valkoinen kääpiö ei kuitenkaan räjähdä), johon liittyy valtava valopurkaus. Purkauksen jälkeen järjestelmä palaa alkuperäiseen kirkkauteensa ja uusi kaasulevy voi muodostua. Tällä tavalla Novageschappenin toistaminen hyvin erilaisin väliajoin järjestelmistä järjestelmiin on mahdollista.

Supernovae

Valkoiset kääpiöt voivat laukaista tyypillisiä supernovia. Nova karkottaa vain osittain valkoisen kääpiön läheisessä binaarisessa tähtijärjestelmässä keräämän aineen, erityisesti vedyn polttamisen tuottamat raskaammat ytimet ovat jäljessä. Tämä tarkoittaa, että sen massa kasvaa ajan myötä yhä enemmän kumppanitähden kustannuksella. Jos Chandrasekhar-raja ylittyy, valkoinen kääpiö alkaa romahtaa. Alkaa räjähtävä hiilen palaminen , joka estää neutronitähden muodostumisen . Sen sijaan valkoinen kääpiö räjähtää kokonaan jättämättä jäljellä olevaa tähtiä, kun taas seuralainen tähti, joka ei ole enää painovoimainen, heitetään pois. Myös tässä viitataan asiaankuuluvaan artikkeliin.

Jättiläiset uudestisyntyneet

Japanilainen Yukio Sakurai löysi 20. helmikuuta 1996 "uuden" tähden Jousimiehen tähdistöstä, joka luokiteltiin alun perin novaksi. Kävi kuitenkin ilmi, että Sakurain tähden kanssa, joka tunnetaan myös nimellä V4334 Sgr, oli syntynyt erittäin harvinainen tähtityyppi , jolle on vain kaksi muuta suojattua V605 Aql -näytettä Adler- tähdistössä ja FG Sge tähtikuviossa Arrow .

Sakurain tähti oli noin 11-kertainen esine, kun se löydettiin. Vanhempien valokuvien myöhempi tarkastus osoitti, että ne olivat erittäin heikkoja tai eivät ollenkaan havaittavissa, ts. H. ennen taudinpurkausta sen kirkkaus oli alle 20. voimakkuuden . Planeettasumu , joka on erittäin heikosti osoitettu joissakin näistä kuvista, vahvistivat Duerbeck ja Benetti (1996) pian kirkkauden puhkeamisen jälkeen. Tämä varmisti, että Sakurain tähti oli noussut hyvin nuoresta valkoisesta kääpiöstä.

Jopa ensimmäiset spektrit (katso myös Duerbeck ja Benetti (1996)) osoittivat, ettei novaa ollut. He osoittivat valokehän, jolla oli epänormaalin heikkoja spektrivinoja vedylle, toisaalta epätavallisen voimakkailla hiileen ja happeen . Tämä sulkee pois sen, että kirkkauden puhkeaminen johtui vetykuoren puhkeamisesta. Erityispiirteistä huolimatta spektrit muistuttivat spektriluokan F supergigantteja .

Havainnot voitaisiin nopeasti tulkita niin kutsutuksi helium-välähdykseksi , jonka ymmärretään tarkoittavan räjähtävää heliumin polttamista auringon kaltaisten tähtien kehityksen myöhäisessä vaiheessa. Ensinnäkin tämä tapahtuu tähden ytimessä, josta on jo tullut punainen jättiläinen . Kun helium on muuttunut hiileksi ja hapeksi siellä, heliumin välähdyksiä esiintyy myös ytimen viereisessä kerroksessa. Juuri tämä räjähtävä heliumkuoren polttaminen on vastuussa punaisen jättiläisen irtoamisesta kuorestaan ​​mahdollisimman paljon. Sakurain tähti osoittaa, että heliumsalama voi silti tapahtua tämän pudotuksen jälkeen, jos tähti seisoo jo valkoisena kääpiönä juuri ennen jäähdytysvaihetta. Mutta se muuttaa sen jälleen jättiläiseksi.

Tietysti tällä uudestisyntyneellä jättiläisellä on vain pieni määrä heliumia jäljellä polttamiseen, jotta se voi puolustautua uudestaan ​​vain lyhyeksi ajaksi. Sakurain tähden kehitys vuodesta 1996 on erityisen äärimmäinen esimerkki tästä, havaittu ensimmäistä kertaa.

Pian löydönsä jälkeen Sakurain tähti muuttui merkittävästi punaisemmaksi, kun taas sen visuaalinen kirkkaus pysyi aluksi vakaana. Tämä osoitti fotosfäärin voimakasta jäähtymistä. Spektrit sellaisina kuin ne ovat B. Arkhipova et ai. (1998) osoittivat myös, että hiilen hallitsevuus oli lisääntynyt; molekyylihiili hallitsi niitä osittain kokonaan.

Vuoden 1998 puolivälistä tähden visuaalinen kirkkaus alkoi laskea dramaattisesti, ja vuoden 1999 puoliväliin mennessä se oli saavuttanut 22. voimakkuuden. Samaan aikaan kirkkaus kasvoi erittäin voimakkaasti infrapunassa. Tähdestä oli ilmeisesti päästetty suuria määriä hiiltä, ​​happea ja muita alkuaineita, jotka nyt tiivistyivät pölysuojaksi, joka absorboi käytännössä kaiken näkyvän valon ja vapautti absorboituneen energian infrapunassa uudelleen (ks. Duerbeck (2002)). Tämä pölysuoja piilottaa Sakurain tähden tähän päivään saakka.

On kuitenkin epäsuoria viitteitä sen jatkokehityksestä, esim. B. muodossa emissiolinjat , jotka ovat peräisin ionisoituu elementtejä. On totta, että materiaalin irtoaminen laukaisee iskuaallot voivat myös aiheuttaa ionisaation pölykuoressa. Van Hoof et ai. (2007) osoitti kuitenkin, että havaittu laajuus voidaan selittää vain, jos oletetaan myös tähtiä sisältävä korkeaenerginen säteily. Mutta se tarkoittaa, että siitä on tullut jälleen huomattavasti kuumempi viime vuosina. Vain 13 vuoden kuluttua uudestisyntymisestä jättiläisenä hänestä kehittyi taas valkoinen kääpiö.

V605 Aql, joka osoitti suurta kirkkauden räjähdystä noin vuonna 1919, kävi läpi dramaattisen kehityksen, joka oli verrattavissa Sakurain tähtiin. Onneksi tältä ajalta on olemassa melko hyvälaatuisia spektrejä (Lundmark (1921)), joten nykyaikaisten mittausten kanssa voidaan sen jälkeen tapahtunut rekonstruoida (katso Clayton ja De Marco (1997)). FG Sge: n kehitys ei ole aivan yhtä nopeaa, mutta vuosikymmenien ajan tämä tähti on osoittanut myös suuria eroja kirkkaudessa, värissä ja spektrissä (Lawlor ja McDonald (2003)).

sekalaiset

Painovoimaenergian merkitys

Jos otat esimerkkinä tähden, jolla on aurinkomassa, se muunsi elämänsä aikana (noin 10 miljardia vuotta)  ydinfuusion avulla noin 10 ⁴⁴ J, ts. Noin 10 prosenttia tähtimassastaan. Tähtien supistumisesta valkoiseksi kääpiöksi viimeisinä minuutteina 10 ⁴³  J vapautuu jälleen painovoiman avulla, mikä vastaa noin 10 prosenttia sen elinkaaren aikana säteilevästä energiasta.

taajuus

Valkoiset kääpiöt ovat melko yleisiä esineitä. Sion et ai. (2009) on yhteensä 129 tällaista tähteä 20 parsekissa aurinkoa, mikä vastaa keskimäärin noin 6 parsekin tai noin 19 valovuoden etäisyyttä kahden valkoisen kääpiön välillä. Arvioiden mukaan noin 10 prosenttia kaikista tähdistä on valkoisia kääpiöitä. Tällaisia ​​esineitä tunnetaan yhteensä noin 10000. Kuitenkin järjestelmälliset taivastutkimukset , kuten Sloan Digital Sky Survey , saavat tämän määrän nousemaan voimakkaasti lähivuosina.

Valkoiset kääpiöt massiivisista tähdistä?

Päinvastoin kuin vallitseva teoria, jonka mukaan valkoiset kääpiöt voivat syntyä vain suhteellisen pienimassaisista tähdistä, Meynet et ai. (1994) esitti seuraavan upean skenaarion: Jos hyvin massiivisessa tähdessä (noin 100 aurinkomassaa) on erittäin suuri osuus heliumia raskaammista elementeistä (yli kaksinkertainen aurinkoon verrattuna ), se kärsii äärimmäisen massan menetys kurssilla sen kehityksestä. Raskaiden alkuaineiden suuri määrä tekee tähtiaineesta suurelta osin läpinäkymättömän, mikä lisää jo nyt valtavan säteilypaineen vaikutusta . Tämä voi johtaa siihen, että tähti menettää niin paljon massaa, että se pysyy Chandrasekhar-rajan alapuolella . Tämän skenaarion mukaan on oltava hyvin nuoria tähtijoukkoja (jotka voidaan tunnistaa sinisistä, valaisevista pääjärjestyksessä tähdistä) ja valkoisia kääpiöitä. Tällaisten klustereiden etsiminen on toistaiseksi epäonnistunut.

Kaksoisjärjestelmät valkoisista kääpiöistä ja gravitaatioaalloista

Tiukka binaarinen tähtijärjestelmä valkoisista kääpiöistä, kuten HM Cancri, edustavat gravitaatioaaltojen lähteitä , jotka toivottiin havaita toisinaan suunnitellulla avaruuspohjaisella gravitaatioaaltoilmaisimella LISA (Stoerer ja Veitch (2009)). Tällaisten järjestelmien lähettämien gravitaatioaaltojen tulisi olla erotettavissa muista kompakteista lähteistä, kuten pulsseista ja mustista aukoista , niiden tyypillisen taajuuden perusteella .

Valkoisten kääpiöiden planeettajärjestelmät ja heidän mahdollinen ystävällisyytensä

Nature-lehti julkaisi 4. joulukuuta 2019, että tähtitieteilijät löysivät ensimmäisen kerran mahdollisen kaasujätin valkoisen kääpiön ympäriltä (WD 1856 + 534b). Sen sanotaan olevan Jupiterin koko, mutta 14 kertaa sen massa. Tämä, mutta myös suuremmat kalliomäärät, jotka on jo löydetty kiertävältä tähtien ruumiista, viittaavat siihen, että kallioisia planeettoja voi olla myös valkoisten kääpiöiden ympärillä. "TESS" -avarusteleskoopilla sitä etsitään jatkuvasti. Jos se onnistuu, "JAMES WEBB" -teleskooppia käytetään sitten etsimään molekyylitodisteita biomerkinnöille, koska tutkijoiden mukaan valkoisilla kääpiöillä voi olla myös asuinalue, jolla elämä on mahdollisesti mahdollista.

Lisää valkoisia kääpiöitä

• Sirius B.
• 40 Eridani B
• Prokyon B
• Van Maanenin tähti
• Gliese 86 B
• AR Scorpii

Katso myös

• ZZ-Ceti-tähti , sykkivä valkoinen kääpiö
• Musta kääpiö , kylmä valkoinen kääpiö: maailmankaikkeuden pitäisi olla vielä liian nuori tällaisille esineille
• Kataklysmiset muuttuvat , binääriset tähtijärjestelmät, joissa on kasvava valkoinen kääpiö

kirjallisuus

• Adams, WS: A-tyypin tähti, jolla on erittäin heikko valovoima . In: julkaisuja Astronomical Society of the Pacific . Ei. 26 , 1914, s. 198 ff ., doi : 10.1086 / 122337 . 
• Althaus LG, Corsico AH: Kaksikerroksinen kemiallinen rakenne DB: n valkoisissa kääpiöissä . Julkaisussa: Tähtitiede ja astrofysiikka . Ei. 417 , 2004, s. 1115 ff . 
• Althaus LG, Miller Bertolami MM, Corsico AH, Garcia-Berro E., Gil-Pons P.: DA-valkoisten kääpiöiden muodostuminen ohuilla vetykuorilla . Julkaisussa: Tähtitiede ja astrofysiikka . 440 Letter, 2005, s. 1 ff . 
• Arkhipova VP ym.: Sakurain kohteen havainto vuonna 1997 ja sen kehitys vuosina 1996-1997 . Julkaisussa: Astronomy Letters . Ei. 24/2 , 1998, s. 248 ff . 
• Barstow MA, Bond HE, Holberg JB, Burleigh MR, Hubeny I., Koester D.: Hubble-avaruusteleskooppispektroskopia Balmer-linjoista Sirius B: ssä . Julkaisussa: Royal Astronomical Society kuukausittaiset ilmoitukset . Ei. 362 , 2005, s. 1134 ff . 
• Bergeron P., Legett SK, Ruiz MT: Kylmien valkoisten kääpiöiden fotometrinen ja spektroskooppinen analyysi trigonometrisillä parallaksimittauksilla . Julkaisussa: Astrophysical Journal Supplement Series . Ei. 133 , 2001, s. 413 ff . 
• Clayton GC, De Marco O.: Lopullisen heliumin evoluutio tulee olemaan Flash Star V605 Aql vuosina 1917-1997 . Julkaisussa: Astronomical Journal . Ei. 114/6 , 1997, s. 2679 ff . 
• G. Chabrier, P. Brassard, G. Fontaine, D. Saumon: Jäähdytyssekvenssit ja väri-suuruuskaaviot viileille valkoisille kääpiöille, joissa on vetyatmosfääriä . Julkaisussa: Astrophysical Journal . Ei. 543 , 2000, s. 216 ff . 
• Corsico AH, Althaus LG, Benvenuto OG, Serenelli AM: Uudet DA White Dwarf Evolutionary -mallit ja niiden sykäysominaisuudet . Julkaisussa: Tähtitiede ja astrofysiikka . 380 Letter, 2001, s. 17. päivä ff . 
• Duerbeck HW: Viimeinen helium Flash Object V4334 - yleiskatsaus . Julkaisussa: Astronomical Society of the Pacific Conference Series . Ei. 256 , 2002, s. 237 ff . 
• Duerbeck HW, Benetti S.: Sakurain esine - mahdollinen lopullinen helium-salama planeettasumun ytimessä . Julkaisussa: Astrophysical Journal . Ei. 468 , 1996, s. L111 ff . 
• JL Greenstein, Oke JB, JB Shipman, Shipman HL: Sirius B : n tehollinen lämpötila, säde ja painovoimainen punasiirto . Julkaisussa: Astrophysical Journal . Ei. 169, 1971 , 2005, s. 563 ff . 
• Hansen B.: Jäähdytysmallit vanhoille valkoisille kääpiöille . Julkaisussa: Astrophysical Journal . Ei. 520 , 1999, s. 680 ff . 
• Hansen B.: Viileiden valkoisten kääpiöiden astrofysiikka . Julkaisussa: Physics Report . Ei. 399 , 2004, s. 1 ff . 
• Heintz, WD: Neljän visuaalisen binäärin astrometrinen tutkimus . Julkaisussa: The Astronomical Journal . Ei. 79 , 1974, s. 819 ff ., doi : 10.1086 / 111614 . 
• Herschel, W.: Tuplatähtien luettelo. William Herschel, esq. FR S . Julkaisussa: Philosophical Transactions of the Royal Society of London. Ei. 75 , 1785, s. 40 ff . ( royalsocietypublishing.org [PDF]). 
• Holberg, JB: Kuinka rappeutuneet tähdet tunnetaan valkoisina kääpiöinä . Julkaisussa: American Astronomical Society Meeting . Ei. 207 , 2005, s. 1503 ff . ( researchgate.net ). 
• Innes, RTA & Wood, HE: Oikea liike löydetty ja mitattu Blink-mikroskoopilla . Julkaisussa: Union Observatory Johannesburgin kiertokirje . Ei. 37 , 1917, s. 288 ff . ( harvard.edu ). 
• Lawlor ™, MacDonald J.: Sakurain esine, V605 Agl ja FG Sge. Evoluutiosekvenssi paljastettu . Julkaisussa: Astrophysical Journal . Ei. 583 , 2003, s. 913 ff . 
• Liebert J., Bergeron P., Holberg JP: DA-valkoisten kääpiöiden muodostumisnopeus ja massa- ja valovoimafunktiot Palomar Green Survey -lehdestä . Julkaisussa: Astrophysical Journal Supplement Series 156 . 2005, s. 47 ff ., arxiv : astro-ph / 0406657 . 
• Lundmark K.: Nova Aquilae nro. 4 . Julkaisussa: Proceedings of the Astronomical Society of the Pacific . Ei. 33 , 1921, s. 314 ff . 
• Meynet G., Maeder A., ​​Schaller G., Schaerer D., Charbonnel C.: Massiivisten tähtien ruudukot, joilla on suuri massahäviö . Julkaisussa: Tähtitiede ja astrofysiikka . Sarja 103, 1994, s. 97 ff . 
• Sahu et ai .: Taustatähtien valon suhteellinen taipuma mittaa lähellä olevan valkoisen kääpiötähden massaa . Julkaisussa: Science . Ei. 356/6342 , 2017, s. 1046 ff ., arxiv : 1706.02037 . 
• E.Schatzman: Valkoiset kääpiöt . Julkaisussa: Amsterdam: Pohjois-Hollanti . 1958, s. 2 ff . 
• Scheffler H., Elsässer H.: Tähtien ja auringon fysiikka . Toim.: BI Wissenschaftsverlag. 2. painos. 1990, ISBN 3-411-14172-7 . 
• Sexl R. ja H.: Valkoiset kääpiöt - mustat aukot . Toim.: Vieweg & Sohn Verlagsgesellschaft. 3. painos. 1999, ISBN 3-540-41534-3 (aiemmin Rororo taskukirja, monografia, joka soveltuu jo lukioon ). 
• Sion EM, Holberg JB, Oswalt TD, Mc Cook GP, Wasatonic R.: Valkoiset kääpiöt 20 auringon parsekissa: kinematiikka ja tilastot . Julkaisussa: Astronomical Journal . Ei. 138/6 , 2009, s. 1681 ff ., arxiv : 0910.1288 . 
• Stoerer A., ​​Veitch J.: Bayesilainen lähestymistapa valkoisten kääpiöiden binäärien tutkimiseen LISA-tiedoissa: Käänteisen hyppy Markov-ketjun Monte Carlo -menetelmän soveltaminen . Julkaisussa: Physical Review . Ei. 80/6 , 2009. 
• Henry, Todd J.; Walkowicz, Lucianne M.; Barto, Todd C.; Golimowski, David A.: Aurinkoinen naapurusto. VI. Uudet etelän lähellä olevat tähdet tunnistetaan optisella spektroskopialla . Julkaisussa: The Astronomical Journal . Ei. 123 (4) , 2002. 
• Van Den Bos, WH: Eridanin 40 eKr . Kiertorata ja massat . Julkaisussa: Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. Ei. 3 , 1926, s. 128 ff ., bibcode : 1926BAN ..... 3..128V . 
• Van Hoof PAM et ai .: Photoionisaation alkaminen Sakurain objektissa . Julkaisussa: Tähtitiede ja astrofysiikka . Ei. 471 , 2007, s. L9 ff . 
• Van Maanen, A.: Kaksi heikkoa tähteä suurella ja oikealla liikkeellä . In: julkaisuja Astronomical Society of the Pacific . Ei. 29 , 1917, s. 258 jäljempänä , doi : 10.1086 / 122654 . 

nettilinkit

• G117-B15A: Vakain “optinen kello” maailmankaikkeudessa
• Viimeisimmät tulokset NASA: n K2 White Dwarf Observation Mission -operaatiosta , katsottu 21. lokakuuta 2015

Yksittäiset todisteet

1. ↑ Dufour P., Liebert J., Fontaine G., Behara N.: Valkoiset kääpiötähdet hiiliatmosfäärillä . Julkaisussa: Nature . Ei. 450 , 2007, s. 522 ff ., doi : 10.1038 / nature06318 , arxiv : 0711.3227 , raamatunkoodi : 2007Natur.450..522D . 
2. ↑ Montgomery MH, Williams KA, Winget DE, Dufour P., De Gennaro S., Liebert J.: SDSS J142625.71 +575218.3: Prototyyppi uudelle muuttuvien valkoisten kääpiöiden luokalle. Julkaisussa: The Astrophysical Journal . 678 Letter, 2008, s. 51 ff ., doi : 10.1086 / 588286 , arxiv : 0803.2646 , raamatunkoodi : 2008ApJ ... 678L..51M . 
3. ↑ Dufour P., Fontaine G., Liebert J., Williams K., Lai, DK: Ensimmäinen sykkivä valkoinen kääpiö, jolla on suuri havaittavissa oleva magneettikenttä . Julkaisussa: The Astrophysical Journal Letters . nauha 2 , ei. 683 , 2008, s. L167-L170 , doi : 10.1086 / 591672 , arxiv : 0807.1112 , raamatunkoodi : 2008ApJ ... 683L.167D . 
4. ^ Althaus LG, Garcia-Berro E., Corsico AH, Miller Bertolami MM, Romero AD: Kuumien DQ-valkoisten kääpiöiden muodostumisesta. Julkaisussa: The Astrophysical Journal . nauha 1 , ei. 693 , 2009, s. L23 - L26 , doi : 10.1088 / 0004-637X / 693/1 / L23 , arxiv : 0901.1836 , raamatunkoodi : 2009ApJ ... 693L..23A . 
5. ↑ Wolfgang Demtröder: Experimentalphysik 4 - ydin-, hiukkas- ja astrofysiikka . 3. painos. Springer-Verlag, Dordrecht Heidelberg, Lontoo New York 2010, ISBN 978-3-642-01597-7 , 11. syntymä, tähtien elämä ja kuolema, osa 11.9 .