BIAŁY KARZEŁ: CHARAKTERYSTYKA, SKŁAD, POWSTAWANIE, RODZAJE - ARTE - 2025

Biały karzeł gwiazda w ostatnich stadiach jej rozwoju, który został już zużyty cały wodór w rdzeniu, jak i paliwa w wewnętrznej reaktora. W tych okolicznościach gwiazda ochładza się i kurczy niesamowicie dzięki własnej grawitacji.

Przechowuje ciepło tylko podczas swojego istnienia, więc w pewnym sensie biały karzeł jest jak żar, który pozostaje po ugaszeniu kolosalnego ogniska. Miną miliony lat, zanim ostatnie tchnienie jego ciepła opuści go, zmieniając go w zimny i ciemny obiekt.

Rysunek 1. Zbliżenie układu podwójnego Syriusza A (główna gwiazda) i Syriusza B (białego karła) na zdjęciu rentgenowskim wykonanym przez Chandrę. Źródło: Wikimedia Commons.

Odkrycie

Chociaż obecnie wiadomo, że są obfite, nigdy nie były łatwe do wykrycia, ponieważ są bardzo małe.

Pierwszego białego karła odkrył William Herschel w 1783 roku, jako część układu gwiazd Eridani 40, w konstelacji Eridano, której najjaśniejszą gwiazdą jest Achernar, widoczną zimą na południu (na półkuli północnej).

40 Eridani składa się z trzech gwiazd, z których jedna, 40 Eridane A. jest widoczna gołym okiem, ale 40 Eridani B i 40 Eridani C jest znacznie mniejszych. B to biały karzeł, a C to czerwony karzeł.

Wiele lat później, po odkryciu układu 40 Eridani, niemiecki astronom Friedrich Bessel odkrył w 1840 roku, że Syriusz, najjaśniejsza gwiazda Wielkiego Psa, ma dyskretnego towarzysza.

Bessel zauważył małe falistości na trajektorii Syriusza, których wyjaśnieniem mogła być tylko bliskość innej mniejszej gwiazdy. Nazywał się Syriusz B, około 10000 razy ciemniejszy niż wspaniały Syriusz A.

Okazało się, że Syriusz B był równie mały lub mniejszy od Neptuna, ale miał niewiarygodnie wysoką gęstość i temperaturę powierzchni 8000 K. A ponieważ promieniowanie Syriusza B odpowiada białemu widmowi, stał się znany jako „biały karzeł”.

Odtąd każda gwiazda o tych cechach jest tak nazywana, chociaż białe karły mogą być również czerwone lub żółte, ponieważ mają różne temperatury, z których najczęściej występuje biały.

cechy

Do chwili obecnej udokumentowano około 9000 gwiazd sklasyfikowanych jako białe karły, zgodnie z Sloan Digital Sky Survey (SDSS), projektem poświęconym tworzeniu szczegółowych trójwymiarowych map znanego wszechświata. Jak powiedzieliśmy, nie są one łatwe do wykrycia ze względu na ich słabą jasność.

W pobliżu Słońca znajduje się sporo białych karłów, wiele z nich odkryli astronomowie G. Kuyper i W. Luyten na początku XX wieku. Dlatego jego główne cechy zostały zbadane ze względną łatwością, zgodnie z dostępną technologią.

Do najwybitniejszych należą:

- Mały rozmiar, porównywalny z planetą.

- Duża gęstość.

- Niska jasność.

- Temperatury w zakresie 100000 i 4000 K.

- Mają pole magnetyczne.

- Mają atmosferę wodoru i helu.

- Intensywne pole grawitacyjne.

- Niskie straty energii spowodowane promieniowaniem, dlatego chłodzą się bardzo wolno.

Dzięki temperaturze i jasności wiadomo, że ich promienie są bardzo małe. Biały karzeł, którego temperatura powierzchni jest zbliżona do temperatury Słońca, emituje zaledwie jedną tysięczną swojej jasności. Dlatego powierzchnia krasnala musi być bardzo mała.

Rysunek 2. Syriusz B i planeta Wenus mają w przybliżeniu tę samą średnicę. Oznaczone

Ta kombinacja wysokiej temperatury i małego promienia sprawia, że ​​gwiazda wydaje się biała, jak wspomniano powyżej.

Jeśli chodzi o ich strukturę, spekuluje się, że mają one stałe jądro o charakterze krystalicznym, otoczone materią w stanie gazowym.

Jest to możliwe dzięki kolejnym przemianom zachodzącym w reaktorze jądrowym gwiazdy: od wodoru do helu, od helu do węgla i od węgla do cięższych pierwiastków.

To realna możliwość, ponieważ temperatura w rdzeniu krasnoluda jest wystarczająco niska, aby istniał taki solidny rdzeń.

W rzeczywistości niedawno odkryto białego karła o średnicy 4000 km, znajdującego się w konstelacji Alfa Centauri, 53 lata świetlne od Ziemi.

Gęstość białych karłów

Kwestia gęstości białych karłów wywołała wielką konsternację wśród astronomów na przełomie XIX i XX wieku. Obliczenia wskazały na bardzo duże gęstości.

Biały karzeł może mieć masę nawet 1,4 razy większą niż nasze Słońce, skompresowane do rozmiarów Ziemi. W ten sposób jego gęstość jest milion razy większa niż gęstość wody i właśnie to utrzymuje białego karła. Jak to jest możliwe?

Mechanika kwantowa twierdzi, że cząstki, takie jak elektrony, mogą zajmować tylko określone poziomy energii. Ponadto istnieje zasada, która ogranicza rozmieszczenie elektronów wokół jądra atomowego: zasada wykluczenia Pauliego.

Zgodnie z tą właściwością materii niemożliwe jest, aby dwa elektrony miały ten sam stan kwantowy w tym samym układzie. Co więcej, w zwykłej materii nie wszystkie dozwolone poziomy energii są zwykle zajęte, tylko niektóre.

To wyjaśnia, dlaczego gęstości substancji naziemnych są tylko rzędu kilku gramów na centymetr sześcienny.

Materia zdegenerowana

Każdy poziom energii zajmuje określoną objętość, więc region zajmujący jeden poziom nie nakłada się na inny. W ten sposób dwa poziomy o tej samej energii mogą bez problemu współistnieć, o ile nie nakładają się, ponieważ istnieje siła degeneracji, która temu zapobiega.

Tworzy to rodzaj bariery kwantowej, która ogranicza kurczenie się materii w gwieździe, tworząc ciśnienie, które kompensuje zapadanie grawitacyjne. Utrzymuje to integralność białego karła.

W międzyczasie elektrony wypełniają wszystkie możliwe pozycje energii, szybko wypełniając najniższe i tylko te o najwyższej dostępnej energii.

W tych okolicznościach, gdy wszystkie stany energii są zajęte, materia znajduje się w stanie, który w fizyce nazywa się stanem zdegenerowanym. Jest to stan maksymalnej możliwej gęstości, zgodnie z zasadą wykluczenia.

Ale ponieważ niepewność położenia △ x elektronów jest minimalna, ze względu na dużą gęstość, zgodnie z zasadą nieoznaczoności Heisenberga, niepewność w momencie liniowym △ p będzie bardzo duża, aby skompensować małą wartość △ x i spełnić Więc:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Gdzie ћ to h / 2π, gdzie h to stała Plancka. Zatem prędkość elektronów zbliża się do prędkości światła, a ciśnienie, które wywierają, wzrasta, ponieważ zwiększają się również zderzenia.

To ciśnienie kwantowe, zwane ciśnieniem Fermiego, jest niezależne od temperatury. Dlatego biały karzeł może mieć energię w dowolnej temperaturze, w tym zera absolutnego.

Ewolucja

Dzięki obserwacjom astronomicznym i symulacjom komputerowym formowanie się typowej gwiazdy, takiej jak nasze Słońce, przebiega w następujący sposób:

- Po pierwsze, gaz i pył kosmiczny bogaty w wodór i hel ulegają kondensacji pod wpływem grawitacji, dając początek protogwarcie, młodemu obiektowi gwiazdowemu. Protogwiazda to szybko kurcząca się kula, której temperatura stopniowo rośnie w ciągu milionów lat.

- Po osiągnięciu masy krytycznej i wzroście temperatury reaktor jądrowy zostaje włączony wewnątrz gwiazdy. Kiedy to nastąpi, rozpoczyna się fuzja wodoru i gwiazda dołącza do tak zwanej sekwencji głównej (patrz rysunek 3).

- Po pewnym czasie wodór w jądrze ulega wyczerpaniu i rozpoczyna się zapłon wodoru w zewnętrznych warstwach gwiazdy, a także helu w jądrze.

- Gwiazda rozszerza się, zwiększając jasność, obniżając temperaturę i zmieniając kolor na czerwony. To jest faza czerwonego olbrzyma.

- Najbardziej zewnętrzne warstwy gwiazdy odrywają się dzięki wiatrowi gwiazdowemu i tworzą mgławicę planetarną, chociaż nie ma w niej planet. Mgławica ta otacza jądro gwiazdy (znacznie gorętsze), które po wyczerpaniu rezerwy wodoru zaczyna spalać hel, tworząc cięższe pierwiastki.

- Mgławica rozprasza się, pozostawiając kurczące się jądro pierwotnej gwiazdy, która staje się białym karłem.

Chociaż fuzja jądrowa ustała, mimo że wciąż ma materię, gwiazda wciąż ma niesamowitą rezerwę ciepła, które jest bardzo wolno emitowane przez promieniowanie. Ta faza trwa przez długi czas (około ^10-10 lat, szacowany wiek wszechświata).

- Kiedy ostygnie, emitowane przez nie światło znika całkowicie, a biały karzeł staje się czarnym karłem.

Rysunek 3. Cykl życia gwiazd. Źródło: Wikimedia Commons. RN Bailey

Ewolucja Słońca

Najprawdopodobniej nasze Słońce, ze względu na swoje właściwości, przechodzi przez opisane etapy. Dziś Słońce jest dorosłą gwiazdą w głównej sekwencji, ale wszystkie gwiazdy w pewnym momencie ją opuszczają, wcześniej czy później, chociaż większość swojego życia spędza tam.

Przejście do kolejnego etapu czerwonego olbrzyma zajmie wiele milionów lat. Kiedy to się stanie, Ziemia i inne planety wewnętrzne zostaną pochłonięte przez wschodzące Słońce, ale wcześniej oceany najprawdopodobniej wyparują, a Ziemia stanie się pustynią.

Nie wszystkie gwiazdy przechodzą przez te etapy. To zależy od jego masy. Te, które są znacznie masywniejsze niż Słońce, mają znacznie bardziej spektakularne zakończenie, ponieważ kończą jako supernowe. Pozostałością w tym przypadku może być osobliwy obiekt astronomiczny, taki jak czarna dziura lub gwiazda neutronowa.

Limit Chandrasekhar

W 1930 roku 19-letni hinduski astrofizyk Subrahmanyan Chandrasekhar ustalił istnienie masy krytycznej w gwiazdach.

Gwiazda, której masa jest poniżej tej wartości krytycznej, podąża ścieżką białego karła. Ale jeśli jego masa jest na szczycie, jego dni kończą się kolosalną eksplozją. To jest granica Chandrasekhara i wynosi około 1,44 masy naszego Słońca.

Jest obliczany w następujący sposób:

Tutaj N to liczba elektronów na jednostkę masy, ћ to stała Plancka podzielona przez 2π, c to prędkość światła w próżni, a G to uniwersalna stała grawitacyjna.

Nie oznacza to, że gwiazdy większe od Słońca nie mogą stać się białymi karłami. Gwiazda podczas swojego pobytu w głównej sekwencji nieustannie traci masę. Robi to również w fazie czerwonego olbrzyma i mgławicy planetarnej.

Z drugiej strony, po przemianie w białego karła, potężna grawitacja gwiazdy może przyciągać masę innej pobliskiej gwiazdy i zwiększać jej własną. Po przekroczeniu limitu Chandrasekhar koniec krasnoluda - i druga gwiazda - może nie być tak wolny, jak ten opisany tutaj.

Ta bliskość może ponownie uruchomić wygasły reaktor jądrowy i doprowadzić do ogromnej eksplozji supernowej (supernowej Ia).

Kompozycja

Kiedy wodór w jądrze gwiazdy zostanie przekształcony w hel, zaczyna on łączyć atomy węgla i tlenu.

A gdy z kolei wyczerpie się rezerwa helu, biały karzeł składa się głównie z węgla i tlenu, aw niektórych przypadkach z neonu i magnezu, pod warunkiem, że jądro ma wystarczające ciśnienie, aby zsyntetyzować te pierwiastki.

Rysunek 4. Gwiazda AE Aquarii to pulsujący biały karzeł. Źródło: NASA za pośrednictwem Wikimedia commons.

Prawdopodobnie karzeł ma cienką atmosferę helu lub wodoru, ponieważ grawitacja powierzchniowa gwiazdy jest wysoka, ciężkie pierwiastki mają tendencję do gromadzenia się w środku, pozostawiając lżejsze na powierzchni.

U niektórych karłów możliwe jest nawet łączenie atomów neonu i tworzenie stałych jąder żelaza.

Trening

Jak powiedzieliśmy w poprzednich akapitach, biały karzeł tworzy się po wyczerpaniu przez gwiazdę rezerw wodoru. Następnie pęcznieje i rozszerza się, a następnie wyrzuca materię w postaci mgławicy planetarnej, pozostawiając wewnątrz jądro.

Ten rdzeń, złożony ze zdegenerowanej materii, jest tak zwany białym karłem. Po wyłączeniu reaktora termojądrowego kurczy się i powoli ochładza, tracąc całą energię cieplną i jasność.

Rodzaje białych karłów

Do klasyfikacji gwiazd, w tym białych karłów, używa się typu widmowego, który z kolei zależy od temperatury. Aby nazwać gwiazdy karłowate, używa się dużej litery D, po której następuje jedna z tych liter: A, B, C, O, Z, Q, X. Te inne litery: P, H, E i V oznaczają inną serię cech znacznie bardziej szczegółowe.

Każda z tych liter oznacza istotną cechę widma. Na przykład gwiazda DA to biały karzeł, którego widmo ma linię wodoru. A karzeł DAV ma linię wodoru, a ponadto V wskazuje, że jest to gwiazda zmienna lub pulsująca.

Na koniec do serii liter dodaje się liczbę od 1 do 9, aby wskazać wskaźnik temperatury n:

n = 50400 / efektywne T gwiazdy

Inna klasyfikacja białych karłów opiera się na ich masie:

- Około 0,5 M niedz

- Średnia masa: od 0,5 do 8 razy M Sol

- Od 8 do 10 mas Słońca.

Przykłady białych karłów

- Syriusz B w konstelacji Can Major, towarzysz Syriusza A, najjaśniejszej gwiazdy na nocnym niebie. Jest to najbliższy biały karzeł ze wszystkich.

- AE Aquarii to biały karzeł emitujący impulsy promieniowania rentgenowskiego.

- 40 Eridani B, odległych 16 lat świetlnych. Można to obserwować za pomocą teleskopu

- HL Tau 67 należy do konstelacji Byka i jest zmiennym białym karłem, pierwszym odkrytym w swoim rodzaju.

- DM Lyrae jest częścią układu podwójnego i jest białym karłem, który eksplodował jako nowa w XX wieku.

- WD B1620 to biały karzeł, który również należy do układu podwójnego. Gwiazda towarzysząca jest gwiazdą pulsującą. W tym systemie istnieje planeta, która obiega ich obie.

- Procyon B, towarzysz Procyona A, w konstelacji Lesser Dog.

Rysunek 5. Układ podwójny Procyon, biały karzeł to mała kropka po prawej stronie. Źródło: Giuseppe Donatiello przez Flickr.

Bibliografia

1. Carroll, B. Wprowadzenie do współczesnej astrofizyki. 2nd. Wydanie. Osoba.
2. Martínez, D. Gwiezdna ewolucja. Odzyskane z: Google Books.
3. Olaizola, I. Białe karły. Odzyskane z: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Współczesna astronomia. Od redakcji Reverté.
5. Wikipedia. Białe karły. Odzyskane z: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Lista białych karłów. Odzyskany z en.wikipedia.org.