FEHÉR TÖRPE: JELLEMZŐK, ÖSSZETÉTEL, FORMÁCIÓ, TÍPUSOK - ARTE - 2025

A fehér törpe fejlődésének utolsó szakaszában egy csillag, amely már felhasználta a magjában lévő összes hidrogént, valamint a belső reaktorban lévő üzemanyagot. Ilyen körülmények között a csillag a saját gravitációja miatt lenyűgözően lehűl és összehúzódik.

Csak a létezése során tárolja a hőt, tehát egyfajta fehér törpe olyan, mint az ember, amely egy óriási máglya kioltása után marad. Több millió évbe telik, mire a hő utolsó lélegzete elhagyja, hideg és sötét tárgymá alakulva.

1. ábra: A bináris rendszer, a Sirius A (fő csillag) és a Sirius B (fehér törpe) részlete a röntgensugarakban, amelyeket Chandra készített. Forrás: Wikimedia Commons.

Felfedezés

Noha ezekről ismert, hogy bőségesek, soha nem volt könnyű észrevenni őket, mivel nagyon kicsi.

Az első fehér törpét William Herschel 1783-ban fedezte fel az Eridani csillagrendszer 40 részeként az Eridano csillagképben, amelynek legfényesebb csillaga Achernar, télen a délen látható (az északi féltekén).

A 40 Eridani három csillagból áll, ezek közül az egyik: 40 Eridane A. szabad szemmel látható, ám 40 Eridani B és 40 Eridani C sokkal kisebb. B egy fehér törpe, míg C egy vörös törpe.

Évekkel később, a 40 Eridani rendszer felfedezése után, a német csillagász, Friedrich Bessel 1840-ben felfedezte, hogy Siriusnak, a Canis Major legfényesebb csillagának diszkrét társa van.

Bessel a Sirius pályáján kicsi magányosságokat figyelt meg, amelyek magyarázata csak egy másik kisebb csillag közelsége lehet. Sirius B-nek hívták, kb. 10 000-szer dimmer, mint a csodálatos Sirius A.

Kiderült, hogy a Sirius B olyan kicsi vagy kisebb, mint Neptuné, ám hihetetlenül nagy sűrűséggel és 8000 K felületi hőmérsékletivel rendelkezik. És mivel a Sirius B sugárzása megfelel a fehér spektrumnak, "fehér törpének" hívták.

Ettől kezdve minden csillagot, amelynek ezen jellemzői vannak, úgy hívják, hogy bár a fehér törpe is lehet vörös vagy sárga, mivel különböző hőmérsékleteik vannak, a fehér a leggyakoribb.

jellemzők

A Sloan Digital Sky Survey (SDSS) szerint ez idáig mintegy 9000 fehér törpeként besorolt ​​csillagot dokumentáltak, amely az ismert világegyetem részletes háromdimenziós térképeinek elkészítésére irányult. Mint mondtuk, gyenge fényességük miatt ezeket nem könnyű felfedezni.

Nagyon sok fehér törpe található a Nap közelében, közülük sokat G. Kuyper és W. Luyten csillagászok fedeztek fel az 1900-as évek elején. Ezért fő jellemzőit viszonylag könnyedén megvizsgálták, a rendelkezésre álló technológia szerint.

A legkiemelkedőbbek:

- Kis méret, összehasonlítható egy bolygóval.

- Nagy sűrűségű.

- Alacsony fényerősség.

- 100000 és 4000 K. közötti hőmérsékleten.

- Mágneses mezőjük van.

- Hidrogén és hélium légkörben vannak.

- Intenzív gravitációs mező.

- Alacsony energiaveszteség a sugárzás miatt, ezért nagyon lassan lehűlnek.

A hőmérsékletnek és a fényerőnek köszönhetően ismert, hogy sugáruk nagyon kicsi. Egy fehér törpe, amelynek felszíni hőmérséklete hasonló a Nap hőmérsékletéhez, fényerősségének alig ezredikét bocsátja ki. Ezért a törpe felületének nagyon kicsinek kell lennie.

2. ábra. A Sirius B és a Vénusz bolygó átmérője nagyjából azonos. Megjelölt

A magas hőmérséklet és a kis sugaras kombinációja a csillag fehéren jelenik meg, ahogy már fentebb említettük.

Szerkezetüket tekintve feltételezik, hogy szilárd kristálymaggal rendelkeznek, amelyet gáznemű anyag vesz körül.

Ez a csillag nukleáris reaktorában zajló egymást követő átalakulások miatt lehetséges: hidrogénnől héliummá, héliumból szénré, és szénből nehezebb elemekké.

Ez valódi lehetőség, mivel a törpe magjában a hőmérséklet elég alacsony ahhoz, hogy ilyen szilárd mag létezzen.

Valójában nemrég fedeztek fel egy fehér törpét, amelyről feltételezhetően 4000 km átmérőjű gyémántmag van, és amely az Alpha Centauri csillagképben található, 53 fényévnyire a Földtől.

A fehér törpe sűrűsége

A fehér törpék sűrűségének kérdése nagy meglepetést váltott ki a csillagászok között a 19. század végén és a 20. század elején. A számítások nagyon magas sűrűségre mutattak.

A fehér törpe tömege akár a Napunk tömegének akár 1,4-szeresére is tömöríthető, a Föld méretéhez szorítva. Ilyen módon sűrűsége milliószor nagyobb, mint a vízé, és pontosan ez tartja fenn a fehér törpét. Hogyan lehetséges?

A kvantummechanika azt állítja, hogy olyan részecskék, mint az elektronok, csak bizonyos energiaszinteket foglalhatnak el. Van egy olyan elv is, amely korlátozza az elektronok elrendezését az atommag körül: a Pauli kizárási elv.

Az anyag ezen tulajdonsága szerint lehetetlen, hogy két elektron azonos kvantumállapotú legyen ugyanabban a rendszerben. Sőt, a szokásos dolgokban általában nem minden megengedett energiaszint van elfoglalva, csak néhány.

Ez magyarázza, hogy a földi anyagok sűrűsége miért csak néhány gramm / köbcentiméter nagysága.

Degenerált anyag

Minden energiaszint egy bizonyos térfogatot foglal el, így az egyik szintet elfoglaló régió nem esik átfedésben a másik szintjével. Ilyen módon két azonos energiájú szint probléma nélkül élhet együtt, mindaddig, amíg nem fedik át egymást, mivel létezik egy degenerációs erő, amely megakadályozza azt.

Ez egyfajta kvantumkorlátot hoz létre, amely korlátozza az anyag összehúzódását egy csillagban, és olyan nyomást hoz létre, amely kompenzálja a gravitációs összeomlást. Ez fenntartja a fehér törpe integritását.

Eközben az elektronok kitöltik az összes lehetséges energiahelyzetet, gyorsan kitöltve a legalacsonyabbat és csak azokat, amelyekben a legnagyobb energia áll rendelkezésre.

Ilyen körülmények között, az összes energiaállapot elfoglalva, az anyag olyan állapotban van, amelyet a fizikában degenerált állapotnak hívnak. Ez a maximális lehetséges sűrűség állapota, a kizárási elv szerint.

Mivel azonban az elektronok △ x helyzetének bizonytalansága minimális, a nagy sűrűség miatt Heisenberg bizonytalanság elve alapján, a △ p lineáris pillanatban a bizonytalanság nagyon nagy lesz, hogy ellensúlyozza △ x kicsisségét és teljesítse Így:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Ahol ћ h / 2π, ahol h a Planck állandója. Így az elektronok sebessége megközelíti a fény sebességét, és az általuk kifejtett nyomás növekszik, mivel az ütközések is növekednek.

Ez a Fermi nyomásnak nevezett kvantumnyomás független a hőmérséklettől. Ez az oka annak, hogy egy fehér törpe bármilyen hőmérsékleten energiát kaphat, beleértve az abszolút nullát is.

Evolúció

A csillagászati ​​megfigyeléseknek és a számítógépes szimulációknak köszönhetően egy tipikus csillag kialakulását, mint a Nap, a következőképpen hajtjuk végre:

- Először is, a hidrogénben és a héliumban gazdag gáz- és kozmikus por a gravitációnak köszönhetően kondenzálódik, hogy létrejöjjön a protostár, egy fiatal csillagtárgy. A protostár gyorsan összehúzódó gömb, amelynek hőmérséklete fokozatosan emelkedik több millió év alatt.

- A kritikus tömeg elérésekor és a hőmérséklet emelkedésével a nukleáris reaktor bekapcsol a csillag belsejében. Amikor ez megtörténik, megkezdődik a hidrogénfúzió és a csillag csatlakozik az úgynevezett fő szekvenciához (lásd a 3. ábrát).

- Idővel az atommagban a hidrogén kimerül, és megkezdődik a hidrogén meggyulladása a csillag legkülső rétegeiben, csakúgy, mint a hélium a magban.

- A csillag tágul, növeli a fényerőt, csökkenti a hőmérsékletet és pirosra vált. Ez a vörös óriás szakasz.

- A csillag legkülső rétegei a csillagszélnek köszönhetően leválnak és bolygó-ködöt képeznek, bár nincsenek benne bolygók. Ez a köd körülveszi a csillag magját (sokkal melegebb), amely, amint a hidrogéntartalék kimerül, héliumot éget, és nehezebb elemeket képez.

- A köd szétszóródik, és elhagyja az eredeti csillag összehúzódó magját, amely fehér törpévé válik.

Annak ellenére, hogy a nukleáris fúzió abbahagyta annak ellenére, hogy még mindig van anyaga, a csillagnak még mindig hihetetlen hőtartalma van, amelyet a sugárzás nagyon lassan bocsát ki. Ez a szakasz hosszú ideig tart (kb. 10 ¹⁰ év, a világegyetem becsült kora).

- Miután hideg lett, az általa kibocsátott fény teljesen eltűnik, és a fehér törpe fekete törpévé válik.

3. ábra. A csillagok életciklusa. Forrás: Wikimedia Commons. RN Bailey

A Nap fejlődése

Valószínűleg a Napunk jellemzői miatt átmegy a leírt szakaszokon. Ma a Nap felnőtt csillag a fő sorrendben, de minden csillag valamikor, előbb vagy utóbb elhagyja, bár életük nagy részét ott töltik.

Sok millió évbe telik, amíg a következő piros óriás szakaszba lép. Amikor ez megtörténik, a Felt és a többi belső bolygót elárasztja a felkelő Nap, de ezt megelőzően az óceánok valószínűleg elpárolgtak, és a Föld sivataggá vált.

Nem minden csillag megy keresztül ezen a szakaszon. A tömegétől függ. Azoknál, amelyek hatalmasabbak, mint a Nap, sokkal látványosabb befejezéssel bírnak, mert szupernóvákká válnak. A maradék ebben az esetben lehet egy sajátos csillagászati ​​tárgy, például egy fekete lyuk vagy egy neutroncsillag.

A Chandrasekhar-határ

1930-ban a Subrahmanyan Chandrasekhar nevű 19 éves hindu asztrofizikus meghatározta a csillagok kritikus tömegének létezését.

Egy csillag, amelynek tömege ezen kritikus érték alatt van, a fehér törpe útját követi. De ha töme felül van, napjai kolosszális robbanással zárulnak le. Ez a Chandrasekhar-határ, és körülbelül 1,44-szerese a Nap tömegének.

Ezt a következőképpen kell kiszámítani:

Itt N az egységenkénti elektronok száma, ћ Planck állandója osztva 2π-vel, c a fénysebesség vákuumban, és G az univerzális gravitációs állandó.

Ez nem azt jelenti, hogy a Napnál nagyobb csillagok nem válhatnak fehér törpékké. A fő sorrendben tartózkodása során a csillag folyamatosan veszíti tömegét. Ugyanezt teszi a vörös óriás és a bolygó köd szakaszában is.

Másrészt, ha egyszer egy fehér törpévé vált, a csillag erőteljes gravitációja vonzza a tömeget egy másik közeli csillaghoz, és növeli a sajátját. A Chandrasekhar-határ túllépése után a törpe - és a másik csillag - vége nem lehet olyan lassú, mint az itt leírt.

Ez a közelség újraindíthatja a kihalt nukleáris reaktort, és óriási szupernóva robbanást eredményezhet (szupernóva Ia).

Fogalmazás

Amikor egy csillagmagjában a hidrogén héliummá alakul, az összekapcsolja a szén- és az oxigénatomokat.

És amikor a héliumtartalék viszont kimerül, a fehér törpe elsősorban szénből és oxigénből, és egyes esetekben neonból és magnéziumból áll, feltéve, hogy a magnak elegendő nyomása van ezen elemek szintéziséhez.

4. ábra. Az AE Aquarii csillag pulzáló fehér törpe. Forrás: NASA a Wikimedia Commonson keresztül.

A törpe esetleg vékony hélium- vagy hidrogén atmoszférával rendelkezik, mivel mivel a csillag felületi gravitációja nagy, a nehéz elemek hajlamosak felhalmozódni a közepére, és a könnyebbek a felszínen maradnak.

Néhány törpe még a neon atomokat is megolvaszthatja és szilárd vasmagokat hozhat létre.

Kiképzés

Amint azt az előző bekezdésekben elmondtuk, a fehér törpe akkor képződik, amikor a csillag kimeríti hidrogéntartalékát. Ezután megduzzad és kibővül, majd az anyagot bolygós köd formájában távozza, és a sejtmag belsejében marad.

Ezt a degenerált anyagból álló magot fehér törpe csillagnak nevezik. Amint a fúziós reaktor kikapcsol, összehúzódik és lassan lehűt, elveszti hő- és fényerejét.

A fehér törpék típusai

A csillagok, köztük a fehér törpék osztályozásához a spektrumtípust kell használni, amely viszont a hőmérséklettől függ. A törpe csillagok megnevezéséhez egy D nagybetűt kell használni, amelyet a következő betűk követnek: A, B, C, O, Z, Q, X. Ezek a többi betű: P, H, E és V egy jellemzők egy sorozatát jelölik, sokkal inkább. pontosabban.

Ezek a betűk mind a spektrum kiemelkedő jellemzőjét jelölik. Például, a DA csillag egy fehér törpe, amelynek spektrumában hidrogénvonal van. És egy DAV törpenek van hidrogénvonala, továbbá a V azt jelzi, hogy változó vagy pulzáló csillag.

Végül egy betűsorhoz 1 és 9 közötti számot adnak az n hőmérsékleti mutató jelzésére:

n = 50400 / csillag tényleges T

A fehér törpék egy másik osztályozása tömegük alapján történik:

- Kb. 0,5 M Nap

- Átlagos tömeg: 0,5 és 8-szorosa M Sol

- A Nap tömegének 8-10-szerese.

Példák a fehér törpékre

- Sirius B a Can Major csillagképben, az Sirius A társa, az éjszakai égbolt legfényesebb csillaga. Ez a legközelebbi fehér törpe.

- Az AE Aquarii egy fehér törpe, amely röntgen impulzusokat bocsát ki.

- 40 Eridani B, távoli 16 fényév. Ez távcsővel megfigyelhető

- A HL Tau 67 a Taurus csillagképéhez tartozik és változó fehér törpe, az első ilyen fajta felfedezés.

- A DM Lyrae egy bináris rendszer része, és egy fehér törpe, amely novaként felrobbant a 20. században.

- A WD B1620 egy fehér törpe, amely szintén tartozik egy bináris rendszerhez. A társcsillag egy lüktető csillag. Ebben a rendszerben van egy bolygó, amely mindkettőt kering.

- Procyon B, Procyon A társa, a Kis Kutya csillagképben.

5. ábra: A Procyon bináris rendszer, a fehér törpe egy apró pont a jobb oldalon. Forrás: Giuseppe Donatiello a Flickr-en keresztül.

Irodalom

1. Carroll, B. Bevezetés a modern asztrofizikába. 2.. Kiadás. Pearson.
2. Martínez, D. A csillagok evolúciója. Helyreállítva: Google Könyvek.
3. Olaizola, I. A fehér törpék. Helyreállítva: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern csillagászat. Editorial Reverté.
5. Wikipedia. Fehér törpék. Helyrehozva: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Fehér törpék listája. Helyreállítva az en.wikipedia.org webhelyről.