WITTE DWERG: KENMERKEN, SAMENSTELLING, VORMING, TYPEN - ARTE - 2025

Een witte dwerg is een ster in de laatste fase van zijn evolutie, die al alle waterstof in zijn kern heeft opgebruikt, evenals de brandstof in zijn binnenste reactor. Onder deze omstandigheden koelt de ster af en trekt hij verbazingwekkend samen door zijn eigen zwaartekracht.

Het heeft alleen de warmte opgeslagen tijdens zijn bestaan, dus in zekere zin is een witte dwerg als de sintel die overblijft na het blussen van een enorm vreugdevuur. Het zal miljoenen jaren duren voordat de laatste adem van zijn hitte het verlaat en het in een koud en donker voorwerp verandert.

Figuur 1. Close-up van het dubbelstersysteem Sirius A (de hoofdster) en Sirius B (witte dwerg) in röntgenfoto's gemaakt door Chandra. Bron: Wikimedia Commons.

Ontdekking

Hoewel nu bekend is dat ze er in overvloed zijn, waren ze nooit gemakkelijk te herkennen omdat ze extreem klein zijn.

De eerste witte dwerg werd in 1783 ontdekt door William Herschel, als onderdeel van het Eridani-sterrenstelsel 40, in het sterrenbeeld Eridano, waarvan de helderste ster Achernar is, die in de winter zichtbaar is in het zuiden (op het noordelijk halfrond).

40 Eridani bestaat uit drie sterren, een van hen, 40 Eridane A. is zichtbaar voor het blote oog, maar 40 Eridani B en 40 Eridani C zijn veel kleiner. B is een witte dwerg, terwijl C een rode dwerg is.

Jaren later, na de ontdekking van het 40 Eridani-systeem, ontdekte de Duitse astronoom Friedrich Bessel in 1840 dat Sirius, de helderste ster in Canis Major, een discrete metgezel heeft.

Bessel observeerde kleine sinuositeiten in het traject van Sirius, waarvan de verklaring niet anders kan zijn dan de nabijheid van een andere kleinere ster. Het heette Sirius B, ongeveer 10.000 keer zwakker dan de schitterende Sirius A.

Het bleek dat Sirius B net zo klein of kleiner was dan Neptunus, maar met een ongelooflijk hoge dichtheid en een oppervlaktetemperatuur van 8000 K. En aangezien de straling van Sirius B overeenkomt met het witte spectrum, werd het bekend als "witte dwerg".

En vanaf dat moment wordt elke ster met deze kenmerken zo genoemd, hoewel witte dwergen ook rood of geel kunnen zijn, omdat ze verschillende temperaturen hebben, waarbij wit de meest voorkomende is.

kenmerken

Volgens de Sloan Digital Sky Survey (SDSS), een project dat zich toelegt op het maken van gedetailleerde driedimensionale kaarten van het bekende heelal, zijn tot op heden zo'n 9000 sterren die als witte dwergen zijn geclassificeerd, gedocumenteerd. Zoals we al zeiden, zijn ze niet gemakkelijk te ontdekken vanwege hun zwakke helderheid.

Er zijn nogal wat witte dwergen in de buurt van de zon, waarvan er vele in het begin van de twintigste eeuw door astronomen G. Kuyper en W. Luyten zijn ontdekt. Daarom zijn de belangrijkste kenmerken ervan relatief gemakkelijk bestudeerd, volgens de beschikbare technologie.

De meest opvallende zijn:

- Klein formaat, vergelijkbaar met een planeet.

- Hoge dichtheid.

- Lage helderheid.

- Temperaturen in het bereik van 100.000 en 4000 K.

- Ze hebben een magnetisch veld.

- Ze hebben een atmosfeer van waterstof en helium.

- Intens zwaartekrachtveld.

- Laag energieverlies door straling, daarom koelen ze heel langzaam af.

Dankzij de temperatuur en de helderheid is het bekend dat hun radii erg klein zijn. Een witte dwerg waarvan de oppervlaktetemperatuur vergelijkbaar is met die van de zon, straalt amper een duizendste van zijn helderheid uit. Daarom moet het oppervlak van de dwerg erg klein zijn.

Figuur 2. Sirius B en de planeet Venus hebben ongeveer dezelfde diameter. Getagd

Deze combinatie van hoge temperatuur en kleine straal zorgt ervoor dat de ster er wit uitziet, zoals hierboven vermeld.

Met betrekking tot hun structuur wordt gespeculeerd dat ze een vaste kern van kristallijne aard hebben, omgeven door materie in gasvormige toestand.

Dit is mogelijk door de opeenvolgende transformaties die plaatsvinden in de kernreactor van een ster: van waterstof naar helium, van helium naar koolstof en van koolstof naar zwaardere elementen.

Het is een reële mogelijkheid, omdat de temperatuur in de kern van de dwerg laag genoeg is om zo'n solide kern te laten bestaan.

In feite werd onlangs een witte dwerg ontdekt waarvan wordt aangenomen dat hij een diamantkern met een diameter van 4000 km heeft, in het sterrenbeeld Alpha Centauri, 53 lichtjaar van de aarde.

De dichtheid van witte dwergen

De kwestie van de dichtheid van witte dwergen veroorzaakte grote consternatie onder astronomen in de late 19e en vroege 20e eeuw. De berekeningen wezen op zeer hoge dichtheden.

Een witte dwerg kan een massa hebben tot 1,4 keer die van onze zon, gecomprimeerd tot de grootte van de aarde. Op deze manier is de dichtheid een miljoen keer groter dan die van water en is precies wat de witte dwerg ondersteunt. Hoe is het mogelijk?

Kwantummechanica beweert dat deeltjes zoals elektronen alleen bepaalde energieniveaus kunnen innemen. Er is ook een principe dat de rangschikking van elektronen rond de atoomkern beperkt: het Pauli-uitsluitingsprincipe.

Volgens deze eigenschap van materie is het onmogelijk dat twee elektronen dezelfde kwantumtoestand hebben binnen hetzelfde systeem. En bovendien zijn in gewone materie niet alle toegestane energieniveaus gewoonlijk bezet, slechts enkele zijn dat wel.

Dit verklaart waarom de dichtheid van terrestrische substanties slechts in de orde van grootte van enkele grammen per kubieke centimeter is.

Gedegenereerde materie

Elk energieniveau neemt een bepaald volume in, zodat de regio die het ene niveau inneemt niet overlapt met dat van een ander. Op deze manier kunnen twee niveaus met dezelfde energie zonder problemen naast elkaar bestaan, zolang ze elkaar niet overlappen, aangezien er een kracht van degeneratie is die dit voorkomt.

Dit creëert een soort kwantumbarrière die de samentrekking van materie in een ster beperkt, waardoor een druk ontstaat die de gravitationele ineenstorting compenseert. Dit handhaaft de integriteit van de witte dwerg.

Ondertussen vullen de elektronen alle mogelijke energieposities, waardoor ze snel de laagste vullen en alleen die met de hoogste beschikbare energie.

Onder deze omstandigheden, met alle energietoestanden bezet, bevindt materie zich in een toestand die in de natuurkunde een gedegenereerde toestand wordt genoemd. Het is de toestand van de maximaal mogelijke dichtheid, volgens het uitsluitingsprincipe.

Maar aangezien de onzekerheid in de positie △ x van de elektronen minimaal is, vanwege de hoge dichtheid, door het Heisenberg onzekerheidsprincipe, zal de onzekerheid in het lineaire moment △ p erg groot zijn, om de kleinheid van △ x te compenseren en te voldoen aan Zo:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Waar ћ h / 2π is, waarbij h de constante van Planck is. Zo benadert de snelheid van de elektronen de lichtsnelheid en neemt de druk die ze uitoefenen toe, aangezien ook de botsingen toenemen.

Deze kwantumdruk, de Fermi-druk genoemd, is temperatuuronafhankelijk. Dit is de reden waarom een ​​witte dwerg energie kan hebben bij elke temperatuur, inclusief het absolute nulpunt.

Evolutie

Dankzij astronomische waarnemingen en computersimulaties wordt de vorming van een typische ster als onze zon als volgt uitgevoerd:

- Ten eerste condenseren gas en kosmisch stof dat overvloedig aanwezig is in waterstof en helium dankzij de zwaartekracht, waardoor de protoster ontstaat, een jong stellair object. De protoster is een bol die snel samentrekt, waarvan de temperatuur in de loop van miljoenen jaren geleidelijk toeneemt.

- Zodra een kritische massa is bereikt en de temperatuur stijgt, wordt de kernreactor in de ster ingeschakeld. Wanneer dit gebeurt, begint waterstoffusie en voegt de ster zich bij de zogenaamde hoofdreeks (zie figuur 3).

- Na verloop van tijd is de waterstof in de kern uitgeput en begint de ontbranding van waterstof in de buitenste lagen van de ster, evenals die van helium in de kern.

- De ster zet uit, neemt toe in helderheid, verlaagt de temperatuur en wordt rood. Dit is de rode reuzenfase.

- De buitenste lagen van de ster zijn losgemaakt dankzij de sterrenwind en vormen een planetaire nevel, hoewel er geen planeten in voorkomen. Deze nevel omgeeft de kern van de ster (veel heter), die, zodra de waterstofreserve is uitgeput, helium begint te verbranden om zwaardere elementen te vormen.

- De nevel verdwijnt en laat de samentrekkende kern van de oorspronkelijke ster achter, die een witte dwerg wordt.

Hoewel kernfusie is gestopt ondanks dat er nog materiaal is, heeft de ster nog steeds een ongelooflijke warmtevoorraad, die door straling heel langzaam wordt afgegeven. Deze fase duurt lang (ongeveer 10 ¹⁰ jaar, geschatte leeftijd van het heelal).

- Als het eenmaal koud is, verdwijnt het licht dat het uitstraalt volledig en wordt de witte dwerg een zwarte dwerg.

Figuur 3. De levenscyclus van sterren. Bron: Wikimedia Commons. RN Bailey

De evolutie van de zon

Hoogstwaarschijnlijk doorloopt onze zon, vanwege zijn kenmerken, de beschreven stadia. Tegenwoordig is de zon een volwassen ster in de hoofdreeks, maar alle sterren verlaten hem op een bepaald moment, vroeg of laat, hoewel het grootste deel van hun leven daar wordt doorgebracht.

Het zal vele miljoenen jaren duren voordat het de volgende rode reusachtige fase ingaat. Wanneer dat gebeurt, zullen de aarde en de andere binnenplaneten worden overspoeld door de opkomende zon, maar daarvoor zullen de oceanen hoogstwaarschijnlijk zijn verdampt en zal de aarde een woestijn zijn geworden.

Niet alle sterren doorlopen deze stadia. Het hangt af van zijn massa. Degenen die veel massiever zijn dan de zon, hebben een veel spectaculairder einde omdat ze eindigen als supernovae. Het overblijfsel kan in dit geval een eigenaardig astronomisch object zijn, zoals een zwart gat of een neutronenster.

De limiet van Chandrasekhar

In 1930 bepaalde een 19-jarige hindoe-astrofysicus genaamd Subrahmanyan Chandrasekhar het bestaan ​​van een kritische massa in sterren.

Een ster met een massa onder deze kritische waarde volgt het pad van een witte dwerg. Maar als zijn massa overdreven is, eindigen zijn dagen in een kolossale explosie. Dit is de limiet van Chandrasekhar en is ongeveer 1,44 keer de massa van onze zon.

Het wordt als volgt berekend:

Hier is N het aantal elektronen per massa-eenheid, ћ is de constante van Planck gedeeld door 2π, c is de lichtsnelheid in vacuüm en G is de universele gravitatieconstante.

Dit betekent niet dat sterren groter dan de zon geen witte dwergen kunnen worden. Tijdens zijn verblijf in de hoofdreeks verliest de ster voortdurend massa. Het doet dit ook in zijn stadium van de rode reus en de planetaire nevel.

Aan de andere kant, ooit veranderd in een witte dwerg, kan de krachtige zwaartekracht van de ster massa van een andere nabije ster aantrekken en de eigen massa vergroten. Zodra de Chandrasekhar-limiet wordt overschreden, is het einde van de dwerg - en de andere ster - misschien niet zo langzaam als degene die hier wordt beschreven.

Deze nabijheid kan de uitgestorven kernreactor herstarten en leiden tot een enorme supernova-explosie (supernovae Ia).

Samenstelling

Wanneer de waterstof in de kern van een ster is omgezet in helium, begint het koolstof- en zuurstofatomen te versmelten.

En wanneer de heliumreserve op zijn beurt is uitgeput, bestaat de witte dwerg voornamelijk uit koolstof en zuurstof, en in sommige gevallen neon en magnesium, op voorwaarde dat de kern voldoende druk heeft om deze elementen te synthetiseren.

Figuur 4. De ster AE Aquarii is een pulserende witte dwerg. Bron: NASA via Wikimedia Commons.

Mogelijk heeft de dwerg een dunne atmosfeer van helium of waterstof, want aangezien de zwaartekracht van de ster hoog is, hebben de zware elementen de neiging zich op te hopen in het midden, waardoor de lichtere op het oppervlak achterblijven.

Bij sommige dwergen is het zelfs mogelijk om neonatomen samen te smelten en zo solide ijzeren kernen te creëren.

Opleiding

Zoals we in de voorgaande paragrafen hebben gezegd, vormt de witte dwerg zich nadat de ster zijn waterstofreserve heeft uitgeput. Dan zwelt het op en zet het uit en verdrijft dan materie in de vorm van een planetaire nevel, waarbij de kern binnen blijft.

Deze kern, die bestaat uit gedegenereerde materie, is wat bekend staat als een witte dwergster. Zodra de fusiereactor is uitgeschakeld, trekt hij samen en koelt hij langzaam af, waarbij hij alle thermische energie en helderheid verliest.

Soorten witte dwergen

Om sterren, inclusief witte dwergen, te classificeren, wordt het spectraaltype gebruikt, dat op zijn beurt afhankelijk is van de temperatuur. Om de dwergsterren een naam te geven, wordt een hoofdletter D gebruikt, gevolgd door een van deze letters: A, B, C, O, Z, Q, X. Deze andere letters: P, H, E en V duiden een andere reeks kenmerken aan. meer in het bijzonder.

Elk van deze letters geeft een opvallend kenmerk van het spectrum aan. Een DA-ster is bijvoorbeeld een witte dwerg waarvan het spectrum een ​​waterstoflijn heeft. En een DAV-dwerg heeft de waterstoflijn en bovendien geeft de V aan dat het een variabele of pulserende ster is.

Ten slotte wordt aan de reeks letters een cijfer tussen 1 en 9 toegevoegd om de temperatuurindex n aan te geven:

n = 50400 / effectieve T van de ster

Een andere classificatie van witte dwergen is gebaseerd op hun massa:

- Ongeveer 0,5 M zon

- Gemiddelde massa: tussen 0,5 en 8 keer M Sol

- Tussen 8 en 10 keer de massa van de zon.

Voorbeelden van witte dwergen

- Sirius B in het sterrenbeeld Can Major, de metgezel van Sirius A, de helderste ster aan de nachtelijke hemel. Het is de dichtstbijzijnde witte dwerg van allemaal.

- AE Aquarii is een witte dwerg die röntgenimpulsen uitzendt.

- 40 Eridani B, 16 lichtjaar op afstand. Het is waarneembaar met een telescoop

- HL Tau 67 behoort tot het sterrenbeeld Stier en is een variabele witte dwerg, de eerste in zijn soort die ontdekt is.

- DM Lyrae maakt deel uit van een binair systeem en is een witte dwerg die in de 20e eeuw als nova explodeerde.

- WD B1620 is een witte dwerg die ook tot een binair systeem behoort. De begeleidende ster is een pulserende ster. In dit systeem is er een planeet die om hen beiden heen draait.

- Procyon B, metgezel van Procyon A, in het sterrenbeeld van de Kleine Hond.

Figuur 5. Het binaire systeem van Procyon, de witte dwerg is een kleine stip aan de rechterkant. Bron: Giuseppe Donatiello via Flickr.

Referenties

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2e. Editie. Pearson.
2. Martínez, D. De stellaire evolutie. Hersteld van: Google Books.
3. Olaizola, I. De witte dwergen. Hersteld van: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redactioneel Reverté.
5. Wikipedia. Witte dwergen. Hersteld van: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Lijst met witte dwergen. Opgehaald van en.wikipedia.org.