Nothing Special   »   [go: up one dir, main page]
Wikipedia

Hvit dverg

stjernetype

En hvit dverg, også kalt en degenerert dverg, er en stjernerest bestående primært av elektrondegenerert materie. Hvite dverger er svært kompakte, med masser sammenlignbare med solens og volum sammenlignbare med jordens. En hvit dvergs svake lysstyrke kommer av at utslipp av opplagret termisk energi.[1] Den nærmeste kjente hvite dvergen er Sirius B, som ligger 8,6 lysår unna jorden og er den minste bestanddelen av dobbeltstjernesystemet Sirius. Det antas at det finnes åtte hvite dverger blant de hundre stjernesystemene nærmest solen.[2] Den uvanlige lyssvakheten til hvite dverger ble først anerkjent i 1910.[3] Begrepet hvit dverg ble skapt av Willem Luyten i 1922.[4]

Bilde av Sirius A og Sirius B tatt av Hubble-teleskopet. Sirius B, som er en rød dverg, kan ses som en svak prikk med lys nede til venstre for den mye mer lyssterke Sirius A.
En kunstners fremstilling av en aldrende hvit dverg.

Hvite dverger anses å være den siste fasen i stjerners utvikling (inkludert vår egen sol) hvis masse ikke er tilstrekkelig høy til å bli en nøytronstjerne – tilsvarende 97 % av stjernene i Melkeveien.[5] Etter at en hovedseriestjerne med liten eller medium masse er ferdig med sin periode av fusjonering av hydrogen, vil stjernen ekspandere til en rød kjempe samtidig som den fusjonerer helium til karbon og oksygen i kjernen gjennom trippel-alfaprosessen. Hvis en rød kjempe har for lite masse til å generer kjernetemperaturen som kreves for å fusjonere karbon, rundt 1 milliard K, vil det bygge seg opp en inert masse av karbon og oksygen i sentrum. Etter at de ytre lagene har blitt kastet ut, og danner en planetarisk tåke, vil kun kjernen gjenstå. Denne vil danne en hvit dverg.[6] Derfor består hvite dverger vanligvis av karbon og oksygen. Hvis massen til opphavet ligger mellom 8 og 10,5 M☉, vil kjernetemperaturen være tilstrekkelig til å fusjonere karbon, men ikke neon, hvorpå det kan dannes en hvit dverg av oksygen, neon og magnesium.[7] Stjerner med svært lav masse vil ikke være i stand til å fusjonere helium, derav kan hvite dverger av helium dannes av massetap i binærsystemer.[8][9]

Materialet i hvite dverger gjennomgår ikke lengre fusjonreaksjoner, og stjernen har dermed ingen energikilde. Som et resultat av dette, kan ikke den varmen som ble generert gjennom fusjoner motvirke en gravitasjonskollaps. Kollapsen forhindres bare av elektron-degenerasjonstrykket, men det er ikke tilstrekkelig til å forhindre at den blir ekstremt kompakt. Fysikken til en degenerering gir en maksimal masse for en ikke-roterende dverg, Chandrasekhars grense på omtrent 1,4 M☉. Forbi dette punktet kan den ikke lengre opprettholdes av elektron-degenerasjonstrykket. En hvit dverg av karbon og oksygen som nærmere seg denne massegrensen kan eksplodere som en type Ia-supernova via en prosess kjent som karbondetonasjon.[1][6][a]

Oppdagelse

rediger

Den første hvite dvergen som ble oppdaget var en del av trippelstjernesystemet 40 Eridani, som inneholder den relativt lyssterk hovedseriestjernen 40 Eridani A, samt et binærsystem bestående av den hvite dvergen 40 Eridani B og den røde dvergen 40 Eridani C. De to sistnevnte ble oppdaget av William Herschel 31. januar 1783.[10] Senere ble den igjen observert av Friedrich Georg Wilhelm von Struve i 1825 og av Otto Wilhelm von Struve i 1851.[11][12] I 1910 oppdaget Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering og Williamina Fleming at, til tross for at den var en lyssvak stjerne, så tilhørte 40 Eridani B spektralklasse A, det vil si at den var hvit.[4] I 1939 så Russell tilbake på denne oppdagelsen, og uttalte:

 Jeg var på besøk hos min venn og generøse velgjører, professor Edward C. Pickering. Med karakteristisk godhet hadde han meldt seg frivilling til å observere spektra for alle stjernene – inkludert sammenligningsstjerner – som hadde blitt observert under observasjonene av stjerneparallaksenr som Hinks og jeg gjorde ved Cambridge, og jeg diskuterte. Dette stykke tilsynelatende rutinearbeid viste seg å være fruktbart – det førte til oppdagelsen av at alle stjerner med svært svak absolutt størrelsesklasse tilhørte spektralklasse M. I samtale om dette temaet (slik jeg husker det), spurte jeg Pickering om visse andre svake stjerner, som ikke var på min liste, og nevnte spesielt 40 Eridani B. Karakteristisk sendte han et notat til observasjonskontoret, og etter kort tid kom svaret (jeg tror fra Mrs. Fleming) om at spekteret til denne stjernen var A. Jeg visste nok om det, i disse paleozoiske dager, til med en gang å innse at det var en ekstrem uoverensstemmelse mellom hva ville da ha kalt 'mulige' verdier av overflatelysstyrke og tetthet. Jeg må ha vist at jeg ikke bare var forvirret, men også slukøret, på grunn av dette unntaket til det som så ut til å være en svært fin regel for stjerneegenskaper, men Pickering smilte til meg og sa: 'Det er bare disse unntakene som fører til fremgang i vår kunnskap', og med det ble de hvite dvergene en del av studiet![b][13] 

Spektraltypen til 40 Eridani B ble offisielt beskrevet av Walter Adams i 1914.[14]

Sammensetning og struktur

rediger

Selv om hvite dverger er kjent å ha estimerte masser så lave som 0,17 M☉[15] og så høye som 1,33 M☉,[16] har massefordelingen en topp rundt 0,6 M☉ og hovedtyngden ligger i området 0,5–0,7 M☉.[16] Den estimerte radien til observerte hvite dverger er typisk 0,8–2 % av solens radius,[17] hvilket er sammelignbart med jordens radius som er 0,9 % av solens. En hvit dverg inneholder dermed mer masse sammenlignet med solen i et volum som typisk tilsvarer en milliondel av solens. Det vil si at den gjennomsnittlige tettheten av materie i en hvit dverg derfor svært grovt må være 1 000 000 ganger så høy som den gjennomsnittlige tettheten av solen, eller omtrent 106 g/cm³, eller 1 tonn per cm³.[1] En typisk hvit dverg har en tetthet på mellom 107 og 1011 kg per kubikkmeter, og er en av de mest kompakte former for materie man kjenner til, bare forbigått av kompakte stjerner slik som nøytronstjerner, sorte hull og, hypotetisk, kvarkstjerner.[18]

Hvite dverger ble funnet å være ekstremt kompakte kort tid etter oppdagelsen. Hvis en stjerne er i et binærsystem, hvilket er tilfelle med Sirius B og 40 Eridani B, er det mulig å estimere massen ut ifra observasjoner av binærbanen. Dette ble gjort for Sirius B i 1910,[19] hvilket ga en estimert masse på 0,94 M☉ (et mer moderne estimat er 1,00 M☉)[20]. Siden varmere legemer utstråler mer energi enn de kjøligere, kan en stjernes overflatelysstyrke estimeres fra den effektive overflatetemperaturen, og dét fra dens spektrum. Hvis stjernens avstand er kjent, kan den generelle luminositeten også estimeres. Fra luminositet og avstand, kan stjernens overflateareal og radius beregnes. Resonnement av denne typen førte til erkjennelsen av at Sirius B og 40 Eridani B måtte være svært kompakte, til og med over den tids astronomers fatteevne. For eksempel estimerte Ernst Öpik tettheten til en rekke synlige binærstjerner i 1916, og fant da at 40 Eridani B hadde en tetthet tilsvarende 25 000 ganger solens, hvilket var så høyt at han kalte det «umulig».[21] Arthur Eddington sa det på en litt annen måte i 1927:

 Vi lærte om stjernene ved å motta og tolke beskjedene som lyset deres ga oss. Beskjeden fra ledsageren til Sirius, da den ble dekodet lød: 'Jeg er sammensatt av et materiale 3 000 ganger tettere enn dere noen ganger har vært borti; et tonn av mitt materiale ville vært en liten klump som dere kunne puttet i en fyrstikkeske.' Hvilket svar kan man gi en slik melding? Svaret som de fleste av oss ga i 1914 var – 'Hold kjeft. Ikke snakk tull.'[c][22] 

Masse-radius-forhold og massegrense

rediger

Stråling og avkjøling

rediger

Det degenererte materiet som utgjør hoveddelen av en hvit dverg har en svært lav opasitet, fordi enhver absorpsjon av et foton krever at et elektron må gå over til en høyere tom tilstand, hvilket kanskje ikke er mulig ettersom energien til fotonet kanskje ikke passer for de mulige kvantetilstandene for det elektronet; det har også en høy termisk konduktivitet. Som et resultat opprettholder det indre av en hvit dverg en jevn temperatur på omtrent 107 K. Et ytre skall av ikke-degenerert materie avkjøles fra omtrent 107 K til 104 K. Dette materiet stråler omtrent som et sort legeme. En hvit dverg forblir synlig over lang tid, etter som det tynne ytre atmosfærelaget av vanlig materie begynner å utstråle ved rundt 107 K, under dannelsen, mens den store indre massen er på 107 K, men denne kan ikke utstråle gjennom skallet av vanlig materie.[23]

Den synlige strålingen fra en hvit dverg varierer over et bredt spekter av farger, fra den blåhvite fargen til en hovedseriestjerne type O til den røde til en rød dverg type M.[24] Den effektive temperaturen til hvite dverger strekker seg fra over 150 000 K[25] til like under 4 000 K.[26][27] Ifølge Stefan-Boltzmanns lov øker lysstyrken med økende overflatetemperatur. Spennet i overflatetemperaturer hos hvite dverger gir dermed lysstyrker på over 100 ganger solens til under 1/10 000 av solen.[27]

Atmosfære og spektrum

rediger

Selv om de fleste hvite dverger antas å bestå av karbon og oksygen, viser spektroskopi typisk at det utstrålte lyset kommer fra en atmosfære som observeres som enten hydrogendominert eller heliumdominert. Det dominerende grunnstoffet er vanligvis 1 000 ganger mer forekommende enn alle andre grunnstoff. Som forklart av Schatzman på 1940-tallet, antas det at den høye overflategravitasjonen forårsaker denne renheten ved at den gravitasjonelt separerer atmosfæren slik at de tyngre grunnstoffene befinner seg nederst og de letter over.[28][29]

Metallrike hvite dverger

rediger

Rundt 25–33 % av de hvite dvergene har metallinjer i sine spektre, noe som er uvanlig fordi et tungt grunnstoff i en hvit stjerne vil synke inn til stjernens indre i løpet av bare en liten brøkdel av stjernens levetid.[30] Den rådende forklaringen for metallrike hvite dverger er at de nylig har slukt steinete planetesimaler.[30] Hovedsammensetningen av de slukte objektene kan måles ut fra styrken av metallinjene. For eksempel, konkluderte en studie fra 2015 av den hvite dvergen Ton 345 med at forekomsten av metall var konsistent med de til en differensiert steinplanet som har fått mantelen erodert av stjernevind under asymptotisk kjempegren-fasen.[31]

Magnetfelt

rediger

Magnetfelter i hvite dverger med en styrke ved overflaten på ~1 000 000 G (100 T) ble forutsagt av P.M.S. Blackett i 1947 som en konsekvens av en fysisk lov han hadde utarbeidet som slo fast at et uladd, roterende legeme skulle generere et magnetfelt proporsjonalt med drivmomentet.[32]

Noter og referanser

rediger

Fotnoter

rediger
Type nummerering
  1. ^ SN 1006 er ansett å være et berømt eksempel
  2. ^ Originalsitat: I was visiting my friend and generous benefactor, Prof. Edward C. Pickering. With characteristic kindness, he had volunteered to have the spectra observed for all the stars—including comparison stars—which had been observed in the observations for stellar parallax which Hinks and I made at Cambridge, and I discussed. This piece of apparently routine work proved very fruitful—it led to the discovery that all the stars of very faint absolute magnitude were of spectral class M. In conversation on this subject (as I recall it), I asked Pickering about certain other faint stars, not on my list, mentioning in particular 40 Eridani B. Characteristically, he sent a note to the Observatory office and before long the answer came (I think from Mrs Fleming) that the spectrum of this star was A. I knew enough about it, even in these paleozoic days, to realize at once that there was an extreme inconsistency between what we would then have called "possible" values of the surface brightness and density. I must have shown that I was not only puzzled but crestfallen, at this exception to what looked like a very pretty rule of stellar characteristics; but Pickering smiled upon me, and said: "It is just these exceptions that lead to an advance in our knowledge", and so the white dwarfs entered the realm of study!
  3. ^ Originalsitat: «We learn about the stars by receiving and interpreting the messages which their light brings to us. The message of the Companion of Sirius when it was decoded ran: 'I am composed of material 3,000 times denser than anything you have ever come across; a ton of my material would be a little nugget that you could put in a matchbox.' What reply can one make to such a message? The reply which most of us made in 1914 was—'Shut up. Don't talk nonsense.'»

Litteraturhenvisninger

rediger
  1. ^ a b c Johnson 2007.
  2. ^ Henry 2009.
  3. ^ Schatzman 1958.
  4. ^ a b Holberg 2005, s. 1503.
  5. ^ Fontaine, Brassard & Bergeron 2001, s. 409-435, §1.
  6. ^ a b Richmond.
  7. ^ Werner et al. 2005, s. 165.
  8. ^ Liebert et al. 2004, s. L147.
  9. ^ Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 2007.
  10. ^ Herschel 1785, s. 73.
  11. ^ Van Den Bos 1926, s. 128.
  12. ^ Heintz 1975, s. 819.
  13. ^ Schatzman 1958, s. 1.
  14. ^ Adams 1914, s. 198.
  15. ^ Kilic et al. 2007, s. 1451–1461.
  16. ^ a b Kepler et al. 2007, s. 1315–1324.
  17. ^ Shipman 1979, s. 240.
  18. ^ Sandin 2005.
  19. ^ Boss 1910.
  20. ^ Liebert et al. 2005, s. L69.
  21. ^ Öpik 1916, s. 292.
  22. ^ Eddington 1927, s. 50.
  23. ^ Kutner 2003, s. 189.
  24. ^ Sion et al. 1983, s. 253.
  25. ^ McCook & Sion 1999, s. 1–130.
  26. ^ Hambly, Smartt & Hodgkin 1997, s. L157.
  27. ^ a b Fontaine & Wesemael 2001.
  28. ^ Schatzman 1945, s. 143.
  29. ^ Koester & Chanmugam 1990, s. 837–915, §5–6.
  30. ^ a b Jura & Young 2014.
  31. ^ Wilson et al. 2015, s. 3237–3248.
  32. ^ Blackett 1947, s. 658–66.

Litteratur

rediger

Litteratur brukt i artikkelen

rediger

Litteratur på nett

rediger

Trykt litteratur

rediger
  • Eddington, A. S. (1927). Stars and Atoms (på engelsk). Clarendon Press. LCCN 27015694. 
  • Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). «The Potential of White Dwarf Cosmochronology». Publications of the Astronomical Society of the Pacific (på engelsk). 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535. 
  • Fontaine, G.; Wesemael, F. (2001). «White dwarfs». I Murdin, P. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. IOP Publishing/Nature Publishing Group. ISBN 0-333-75088-8. 
  • Holberg, J. B. (2005). «How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs». American Astronomical Society Meeting 207. 207: 1503. Bibcode:2005AAS...20720501H. 
  • Schatzman, E. (1945). «Théorie du débit d'énergie des naines blanches». Annales d'Astrophysique (på fransk). 8: 143. Bibcode:1945AnAp....8..143S. 
  • Schatzman, E.L. (1958). White Dwarfs. Series in astrophysics (på engelsk). North-Holland; Ex - Lib edition. ASIN B0000CJW9C. 
  • Shipman, H.L. (1979). «Masses and radii of white-dwarf stars. III – Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars». The Astrophysical Journal (på engelsk). 228: 240. Bibcode:1979ApJ...228..240S. doi:10.1086/156841. 
  • Sion, E. M.; Greenstein, J.L.; Landstreet, J.D.; Liebert, J.; Shipman, H.L.; Wegner, G.A. (1983). «A proposed new white dwarf spectral classification system». The Astrophysical Journal. 269: 253. Bibcode:1983ApJ...269..253S. doi:10.1086/161036. 
  • Van Den Bos, W. H. (1926). «The orbit and the masses of 40 Eridani BC». Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 3: 128. Bibcode:1926BAN.....3..128V. 
  • Werner, K.; Hammer, N. J.; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. (2005). «On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries». 14th European Workshop on White Dwarfs. 334: 165. Bibcode:2005ASPC..334..165W. arXiv:astro-ph/0410690 Åpent tilgjengelig . 

Videre lesning

rediger
  • Kawaler, S. D. (1997). «White Dwarf Stars». I Kawaler, S. D.; Novikov, I.; Srinivasan, G. Stellar remnants. 1997. ISBN 3-540-61520-2. 
  • Shapiro, Stuart L.; Teukolsky, Saul A (1983). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. New York: Wiley. ISBN 0-471-87317-9. 
  • Wickramasinghe, D. T.; Ferrario, Lilia (2000). «Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (773): 873–924. Bibcode:2000PASP..112..873W. doi:10.1086/316593. 
  • Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; Hog, Erik; Thejll, P. (1998). «Testing the White Dwarf Mass‐Radius Relation withHipparcos». The Astrophysical Journal. 494 (2): 759–767. Bibcode:1998ApJ...494..759P. doi:10.1086/305238. 
  • Gates, Evalyn; Gyuk, Geza; Harris, Hugh C.; Subbarao, Mark; Anderson, Scott; Kleinman, S. J.; Liebert, James; Brewington, Howard; m.fl. (2004). «Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey». The Astrophysical Journal. 612 (2): L129. Bibcode:2004ApJ...612L.129G. arXiv:astro-ph/0405566 Åpent tilgjengelig . doi:10.1086/424568. 

Eksterne lenker

rediger


Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Hvit_dverg&oldid=24801483»