valkoinen kääpiö

Selitämme, mitkä ovat valkoiset kääpiöt, niiden ominaisuudet, koostumus, muodostuminen, tyypit ja antavat useita esimerkkejä

Valkoinen kääpiö verrattuna kolmeen planeetaan

Mikä on valkoinen kääpiö?

Eräs valkoinen kääpiö Se on tähti evoluution viimeisissä vaiheissa, jotka ovat jo käyttäneet kaiken ytimen vetyä, samoin kuin sisäreaktorin polttoainetta. Näissä olosuhteissa tähti jäähtyy ja sopimuksia yllättäen oman vakavuutensa vuoksi.

Siinä on vain olemassaolon aikana varastoitu lämpö, ​​joten tietyllä tavalla valkoinen kääpiö on kuin grillattu, joka pysyy valtavan koon sammuttamisen jälkeen. Miljoonien vuosien on kulutettava ennen kuin sen lämmön viimeinen hengitys hylkää sen, kääntäen kylmän ja tumman esineen.

Löytö

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

William Herschel löysi ensimmäisen valkoisen kääpiön vuonna 1783 osana 40 Eridani -tähtijärjestelmää Eridanon tähdistössä, jonka kirkkain tähti on Praernar, näkyvä etelään (pohjoisella pallonpuoliskolla) talvella talvella. 

40 Eridani muodostaa kolme tähteä, yksi niistä, 40 Eridane. Se on näkyvissä paljain silmään, mutta 40 Eridani B ja 40 Eridani C ovat paljon alhaisemmat. B on valkoinen kääpiö, kun taas C on punainen kääpiö.

Vuosia myöhemmin 40 Eridani -järjestelmän löytämisen jälkeen Saksan tähtitiede. 

Bessel havaitsi Syyrian etenemissuunnitelman pieniä sinuosiitteja, joiden selitys voisi olla vain toisen pienemmän tähden läheisyys. Sitä kutsuttiin Syyrian B, noin 10 000 kertaa vähemmän kirkkaana kuin Syyrian loisto.

Kävi ilmi, että Syyrian B oli niin tai pienempi kuin Neptunus, mutta uskomattoman korkeatiheys ja pintalämpötila 8000 K. Ja koska Syyrian B -säteily vastaa valkoista spektriä, se tunnetaan nimellä "valkoinen kääpiö".

Ja siitä lähtien jokaista näillä ominaisuuksilla varustetut tähdet kutsutaan, vaikka valkoiset kääpiöt voivat olla myös punaisia ​​tai keltaisia, koska niillä on erilaisia ​​lämpötiloja, valkoiset ovat yleisimpiä.

Valkoisten kääpiöiden ominaisuudet

Tähän mennessä noin 9000 tähteä on luetteloitu valkoiseksi kääpiöksi. Kuten olemme sanoneet, niitä ei ole helppo löytää heikon kirkkautensa vuoksi.

Auringon naapurustossa on melko vähän valkoisia kääpiöitä, joista monet ovat G -tähtitieteilijöiden löytämiä. Kuyper ja W. Luyten 1900 -luvun alussa. Siksi sen pääominaisuuksia on tutkittu suhteellisen helposti, käytettävissä olevan tekniikan mukaan. Erinomaiset ovat: 

• Pieni koko, verrattavissa planeetaan.
• Korkea tiheys.
• Alhainen kirkkaus.
• Lämpötilat alueella 100000 ja 4000 K.
• Heillä on magneettikenttä.
• Heillä on vety- ja helium -ilmapiiri.
• Voimakas painovoima.
• Pieni energian menetys säteilyllä, minkä vuoksi ne jäähtyvät hyvin hitaasti.

Pienet radiot

Lämpötilan ja kirkkauden ansiosta tiedetään, että niiden radiot ovat hyvin pieniä. Valkoinen kääpiö, jonka pintalämpötila on samanlainen kuin auringon lämpötila, tuskin säteilee tuhannesta tämän kirkkaudesta. Siksi kääpiön pinnan on oltava hyvin pieni.

Syyrian B ja Venuksen planeetta on suunnilleen sama halkaisija. Merkitty [CC BY-SA 4.0 (https: // creativecommons.Org/lisenssit/by-SA/4.0)]

valkoinen väri

Tämä korkean lämpötilan yhdistelmä ja pieni radio saavat tähden näyttämään valkoiselta, kuten edellä mainittiin. 

Rakenne

Sen rakenteen suhteen arvataan, että niillä on kiteinen ydin, joka on kaasumaisessa tilassa. 

Se voi palvella: Kolmas termodynamiikan laki: kaavat, yhtälöt, esimerkit

Tämä on mahdollista tähden ydinreaktorissa tapahtuvien peräkkäisten muutosten vuoksi: vedystä heliumiin, hiili- ja hiiliheliumiin raskaampiin elementteihin. 

Se on todellinen mahdollisuus, koska kääpiön ytimen lämpötila on riittävän alhainen sellaisen kiinteän ytimen olemassaoloon.

Itse asiassa äskettäin löydetyn valkoisen kääpiön halkaisija on äskettäin löydetty timanttiydin 4000 km, joka sijaitsee Alfa Centaurin tähdistössä, 53 valovuotta maasta.

Tiheys

Kysymys valkoisten kääpiöiden tiheydestä aiheutti suuren tyrmistyksen yhdeksännentoista lopun ja Twentien lopun tähtitieteilijöille. Laskelmat osoittivat erittäin suuria tiheyksiä.

Valkoisen kääpiön massa voi olla jopa 1,4 kertaa auringon koon suhteen, pakattu koko maassa. Tällä tavoin sen tiheys on miljoona kertaa suurempi kuin vesi, ja juuri se tukee valkoista kääpiötä. miten se on mahdollista?

Kvanttimekaniikan mukaan hiukkaset, kuten elektronit, voivat käyttää vain tiettyjä energiatasoja. On myös periaate, joka rajoittaa elektronien järjestelyä atomien ytimen ympärille: Paulin syrjäytymisperiaate. 

Tämän aineen ominaisuuden mukaan kahdelle elektronille on mahdotonta olla sama kvanttitila samassa järjestelmässä. Ja lisäksi tavallisessa aineessa kaikki sallittuja energiatasoja ei yleensä ole miehitetty, vain jotkut ovat.

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

Rappeutunut aine

Jokaisella energiatasolla on tietty tila, joten taso, joka käyttää tasoa. Tällä tavoin kaksi tasoa, joilla on sama energia. 

Tämä luo eräänlaisen kvanttiesteen, joka rajoittaa aineen supistumista tähdellä, ja se on peräisin paineesta, joka kompensoi painovoiman romahduksen. Siten valkoisen kääpiön eheys ylläpidetään.

Sillä välin elektronit täyttävät kaikki mahdolliset energia -asennot, täyttämällä nopeasti alimman ja saatavan vain suuremman energian,. 

Näissä olosuhteissa kaikkien miehitettyjen energiavaltioiden kanssa asia on valtiossa, jota fysiikassa kutsutaan Rappeutunut valtio. Se on maksimaalisen mahdollisen tiheyden tila, syrjäytymisen periaatteen mukaan. 

Mutta koska Elektronien △ x x -asennossa on minimaalinen, koska Heisenbergin epävarmuusperiaate on korkean tiheyden vuoksi, epävarmuus lineaarisessa hetkessä niin:

△ x △ p ≥ ћ/2

Missä ћ on h/2π, koska se on plackin vakio. Siten elektronien nopeus on lähellä valon nopeutta ja lisää niiden aiheuttamaa painetta, koska myös törmäykset kasvavat. 

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

Valkoisten kääpiöiden kehitys

Tähtitieteellisten havaintojen ja tietokonesimulaatioiden ansiosta tyypillisen tähden muodostuminen, kuten aurinko, suoritetaan seuraavasti:

• Ensinnäkin, kosminen kaasu ja pöly, joka on runsaasti vedyssä ja heliumissa, ne tiivistävät painovoiman ansio. Protoestrella on pallo nopeassa supistuksessa, jonka lämpötila nousee vähitellen miljoonien vuosien aikana.
• Kun kriittinen massa on saavutettu ja nousevan lämpötilan myötä tähden sisällä oleva ydinreaktori valaisee. Kun tämä tapahtuu, vetyfuusio alkaa ja tähti on sisällytetty puheluun Pääjärjestys.
• Ajan jälkeen ytimen vety on uupunut ja tähden uloimpien kerrosten vedyn sytytys alkaa, samoin kuin ytimen helium.
• Tähti laajenee, kasvaa kirkkaasti, laskee lämpötilaa ja muuttuu punaiseksi. Tämä on vaihe Punainen jättiläinen.
• Tähtien uloimmat kerrokset tulevat pois tähtituulen ansiosta ja muodostavat a planeetta, Vaikka planeettoja ei ole. Tämä sumu ympäröi tähtiydintä (paljon kuumempi), joka uupunut vetyvaranto alkaa polttaa heliumia raskaampien elementtien muodostamiseksi.
• Nebula hajoaa ja ydin on alkuperäisen tähden supistumisydin, josta tulee valkoinen kääpiö. Vaikka ydinfuusio on lakannut siitä huolimatta, että sillä on materiaalia, tähdellä on silti uskomaton lämpövaranto, joka säteilee hyvin hitaasti säteilyllä. Tämä vaihe kovasti pitkään (noin 10¹⁰ vuosia, maailmankaikkeuden arvioitu ikä).
• Kun se on kylmä, säteilyn valo katoaa kokonaan ja valkoisesta kääpiöstä tulee a Musta kääpiö.

Voi palvella sinua: kalteva tasoTähtien elinkaari. Lähde: Wikimedia Commons. R -.N. Bailey [CC 4: llä.0 (https: // creativecommons.Org/lisenssit/by/4.0)]

Auringon kehitys

Todennäköisesti aurinko on ominaisuuksiensa vuoksi kuvattujen vaiheiden läpi. Tällä hetkellä aurinko on aikuisen tähti, joka on päärvenssissä, mutta kaikki tähdet luopuvat siitä jossain vaiheessa ennemmin tai myöhemmin, vaikka suurin osa sen elämästä kulkee siellä.

Heillä on useita miljoonia vuosia päästäkseen seuraavaan punaisen jättiläisen vaiheeseen. Kun näin tapahtuu, kasvava aurinko valloittaa maa ja muut sisäplaneetit, mutta ensinnäkin on varma, että valtameret ovat haihtuneet ja maasta on tullut autiomaa.

Kaikki tähdet eivät käy läpi näitä vaiheita. Se riippuu massastaan. Ne, jotka ovat paljon massiivisempia, että aurinko on paljon mahtavampi loppu, koska ne päätyvät supernovoiksi. Jäännös tässä tapauksessa voi olla erikoinen tähtitieteellinen esine, kuten musta aukko tai neutronitähti.

Chandrasekharin raja

Vuonna 1930 vain 19 -vuotiaan hindu -astrofysiikka, nimeltään Subrahmanyan Chandrasekhar, määritteli kriittisen massan olemassaolon tähtiin. 

Tähti, jonka massa on tämän kriittisen arvon alapuolella, seuraa valkoisen kääpiön polkua. Mutta jos sen massa on yläpuolella, sen päivät päättyvät kolossaaliseen räjähdykseen. Tämä on Chandrasekharin raja ja vastaa noin 1.44 kertaa auringomme massa.

Se lasketaan seuraavasti:

Tässä n on elektronien lukumäärä massayksikköä kohti, ћ on planck -vakio jaettuna 2π: llä, c on valon nopeus tyhjössä ja g yleinen gravitaatiovakio.

Tämä ei tarkoita, että suuremmista tähdet kuin aurinko ei voi tulla valkoisia kääpiöitä. Tähti menettää massaa koko oleskelunsa ajan pääjärjestyksessä. Hän tekee niin myös lavassaan planeetta punaisen jättiläisenä ja sumuna.

Toisaalta, kun tähden voimakas painovoima muuttui valkoiseksi kääpiöksi, voi houkutella toisen läheisen tähden massaa ja lisätä omaa. Chandrasekharin rajan, kääpiön loppu voi olla - ja toinen tähti - ei ole niin hidas kuin tässä kuvattu. 

Voi palvella sinua: fyysinen optiikka: historia, usein termit, lait, sovellukset

Tämä läheisyys voi käynnistää sukupuuttoon kuolleen ydinreaktorin uudelleen ja johtaa Supernova (Supernovas IA) valtavaan räjähdykseen.

Valkoisten kääpiöiden koostumus

Kun tähden ydin on muuttunut heliumiksi, hiili- ja happiatomit yhdistetään.

Ja kun Helio -varanto päättyy vuorotellen, valkoinen kääpiö koostuu pohjimmiltaan hiilestä ja hapesta, ja joissain tapauksissa neon ja magnesium, edellyttäen, että ytimellä on riittävä paine näiden elementtien syntetisoimiseksi. 

Aquarii -tähti on valkoinen dinest kääpiö. Lähde: NASA kautta Wikimedia Commons.

Mahdollisesti kääpiö on ohut heliumin tai vedyn ilmapiiri, koska koska tähden pinnallinen vakavuus on korkea, raskaiden elementtien on kerättävä keskustaan, jättäen kevyimmän pintaan. 

Joissakin kääpiöissä on jopa mahdollisuus yhdistää neoniatomeja ja luoda kiinteitä raudan ytimiä.

Koulutus

Kuten olemme sanoneet edellisissä kappaleissa, valkoinen kääpiö muodostuu sen jälkeen. Sitten hän turpoaa ja laajenee ja karkottaa sitten aineen planeetta -sumun muodossa, jättäen ytimen sisälle.

Tämä ydin, joka muodostuu rappeutuneesta aineesta, on niin kutsuttu valkoinen kääpiötähti. Kun sen fuusioreaktori on pois päältä, se supistuu ja jäähtyy hitaasti, menettäen sen kanssa kaiken lämpöenergian ja kirkkauden.

Tyypit valkoiset kääpiöt

Tähtien, mukaan lukien valkoiset kääpiöt, luokittelemiseksi käytetään spektrityyppiä, mikä puolestaan ​​riippuu lämpötilasta. Kääpiötähtien nimeämiseksi käytetään pääomaa D, jota seuraa mikä tahansa näistä kirjaimista: A, B, C, O, Z, Q, X X. Nämä muut kirjeet: P, H, E ja V tarkoittavat toista sarjaa paljon tarkempia ominaisuuksia.

Jokainen näistä kirjaimista tarkoittaa spektrin korkeaa spektrinominaisuutta. Esimerkiksi DA -tähti on valkoinen kääpiö, jonka spektrillä on vetyviiva. Ja kääpiö DAV: lla on vetyviiva ja lisäksi V osoittaa, että se on muuttuja tai sykkivä tähti.

Lopuksi lisätään kirjainsarjaan lukumäärä 1–9, jotta lämpötilaindeksi n:

N = 50400 /t. Tehokas tähti

Toinen valkoisten kääpiöiden luokitus tehdään niiden massan perusteella:

• Noin 0.5 m aurinko
• Keskimääräinen massa: välillä 0.5 ja 8 kertaa m aurinko
• Välillä 8–10 kertaa auringon massa.

Esimerkkejä valkoisista kääpiöistä

- Sirio B Can -pormestarin tähdistössä, Sirio A: n seuralainen, kirkkain tähti yökehässä. Se on lähin valkoinen kääpiö kaikista.

Kirkkain valonlähde on Syyrian B

- Aquarii on valkoinen kääpiö, joka säteilee X -rakojen pulsseja.

Valkoinen kääpiö Aquarii -järjestelmässä

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

Keid -järjestelmä (40 Eridani), nähtynä Celesian tähtitieteellisestä simulaatiosta. Lähde: Henrykus, GFDL, kautta Wikimedia Commons

- HL Tau 67 kuuluu Taurus -tähdistöön ja on muuttuva valkoinen kääpiö, ensimmäinen sen luokka löydettävä.

- DM Lyrae on osa binaarista järjestelmää ja on valkoinen kääpiö, joka räjähti kuin Nova 2000 -luvulla.

- WD B1620 on valkoinen kääpiö, joka kuuluu myös binaariseen järjestelmään. Companion -tähti on sykkivä tähti. Tässä järjestelmässä on planeetta, joka kiertää molemmat.

PSR B1620-26, binaarinen tähtijärjestelmä. Lähde: Kuvaus: NASA ja G. Bacon (STSCI), julkinen alue, Wikimedia Commons

- Procyon B, Procyon A: n seuralainen, Can Minor -konstellaatiossa.

Binaarijärjestelmä Procyon, valkoinen kääpiö on pieni piste oikealle. Lähde: Giuseppe Donatiello Flickrin kautta.

Viitteet

1. Carroll, b. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. Toinen. Painos. Pearson. 
2. Martínez, D. Tähden kehitys. Palautettu: Google Books.
3. OLAIZOLA, I. Valkoiset kääpiöt. Toipunut: Telesforo.Aranzadi-Zientziak.org.
4. Oster, l. 1984. Moderni tähtitiede. Toimitus palautti.
5. Wikipedia. Valkoiset kääpiöt. Palautettu: on. Wikipedia.org.
6. Wikipedia. Valkoisten kääpiöiden luettelo. Haettu jstk.Wikipedia.org.