Hvid dværg

Fra Wikipedia, den frie encyklopædi
Billede af Sirius A og Sirius B taget af Hubble-teleskopet . Sirius B, en rød dværg , kan ses som en svag prik til venstre under den meget mere kraftigt lysende Sirius A.

En hvid dværg er en stjernerest bestaende primært af elektrondegenereret stof . Hvide dværge er meget kompakte ; deres masse kan sammenlignes med solens , og volumen med jordens . En hvid dværgs svage lysstyrke kommer af udslip af oplagret termisk energi . [1] Den nærmeste kendte hvide dværg er Sirius B, som ligger 8,6  lysar fra jorden og er den mindste bestanddel af dobbeltstjernesystemet Sirius . Det antages at der findes otte hvide dværge blandt de hundrede stjernesystemerne nærmest solen. [2] Hvide dværges usædvanlige lyssvaghed blev anerkendt i 1910. [3] [ side mangler ] Begrebet hvid dværg blev skabt af Willem Luyten i 1922. [4]

Hvide dværge anses for at være den sidste fase i stjerners udvikling (inklusive solen) hvis masse ikke er tilstrækkelig høj til at blive en neutronstjerne  – svarende til 97 % af stjernerne i Mælkevejen . [5] Efter at en hovedseriestjerne med lille eller medium masse er færdig med sin periode af fusionering af brint , vil stjernen ekspandere til en rød kæmpe samtidig med at den fusionerer helium til karbon og ilt i kernen gennem trippel-alfa-proces . Hvis en rød kæmpe har for lidt masse til at genere kernetemperaturen som kræves for at fusionere karbon, rundt 1 milliard  K , vil det bygge en inert masse af karbon og ilt op i centrum. Efter at de ydre lag er blevet tabt og der er blevet en planetarisk tage , vil kun kernen forblive. Denne vil danne en hvid dværg. [6] Derfor bestar hvide dværge sædvanligvis af karbon og ilt. Hvis massen til ophavet ligger mellem 8 og 10,5  M? , vil kernetemperaturen være tilstrækkelig til at fusionere karbon , men ikke neon, hvorpa der kan dannes en hvid dværg af ilt , neon og magnesium . [7] Stjerner med meget lav masse vil ikke være i stand til at fusionere helium; deraf kan hvide dværge af helium dannes af massetap i dobbeltstjernesystemer. [8]

Materialet i hvide dværge gennemgar ikke længere fusionsreaktioner, og stjernen har dermed ingen energikilde. Som et resultat af dette vil hede som blev genereret gennem fusioner, ikke modvirke et gravitationskollaps . Kollapset forhindres kun af elektrondegenerationstrykket , men det er ikke tilstrækkeligt til at forhindre at den bliver ekstremt kompakt. Fysikken til degenerering har en maksimal masse for en ikkeroterende dværg: Chandrasekhar-grænsen ? omtrent 1,44 gange M? . Forbi dette punkt kan den ikke længere opretholdes af elektrondegenerationstrykket. En hvid dværg af karbon og ilt som nærmere sig denne massegrænse, kan eksplodere som en type Ia-supernova via en proces kendt som karbondetonation. [9]

Kilder [ rediger | rediger kildetekst ]

  1. ^ Johnson (2007) .
  2. ^ Henry (2009) .
  3. ^ Schatzman (1958) .
  4. ^ Holberg (2005) , s. 1503.
  5. ^ Fontaine, Brassard & Bergeron (2001) , s. 409-435, § 1.
  6. ^ Richmond (u.a.) .
  7. ^ Werner et al. (2005) , s. 165.
  8. ^ Liebert et al. (2004) , s. L147; Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (2007) .
  9. ^ Johnson (2007) ; Richmond (u.a.) .
  • "Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf" . Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 17. april 2007.
  • Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific (engelsk). 113 (782): 409?435. Bibcode : 2001PASP..113..409F . doi : 10.1086/319535 . {{ cite journal }} : CS1-vedligeholdelse: ref gentaget ( link )
  • Henry, T. J. (2009-01-01). "The One Hundred Nearest Star Systems" (engelsk). Research Consortium On Nearby Stars . Hentet 2016-02-20 . {{ cite web }} : CS1-vedligeholdelse: ref gentaget ( link )
  • Holberg, J. B. (2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Society Meeting 207 . 207 : 1503. Bibcode : 2005AAS...20720501H . {{ cite journal }} : CS1-vedligeholdelse: ref gentaget ( link )
  • Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars" . Lecture notes, Astronomy 162 (engelsk). Ohio State University . Hentet 2016-02-20 . {{ cite web }} : CS1-vedligeholdelse: ref gentaget ( link )
  • Liebert, J.; Bergeron, P.; Eisenstein, D.; Harris, H. C.; Kleinman, S.J.; Nitta, A.; Krzesinski, J. (2004). "A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass". The Astrophysical Journal . 606 (2): L147. arXiv : astro-ph/0404291 . Bibcode : 2004ApJ...606L.147L . doi : 10.1086/421462 . {{ cite journal }} : CS1-vedligeholdelse: ref gentaget ( link )
  • Schatzman, E.L. (1958). White Dwarfs . Series in astrophysics (engelsk). North-Holland; Ex - Lib edition. ASIN   B0000CJW9C .
  • Richmond, M. (u.a.). "Late stages of evolution for low-mass stars" . Lecture notes, Physics 230 . Rochester Institute of Technology . Hentet 26. februar 2016 . {{ cite web }} : CS1-vedligeholdelse: ref gentaget ( link )
  • 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. arXiv : astro-ph/0410690 . Bibcode : 2005ASPC..334..165W . {{ cite journal }} : CS1-vedligeholdelse: ref gentaget ( link )
Oversættelse
Oversættelse
Denne artikel eller en tidligere version er helt eller delvist oversat fra den norsksprogede (bokmal) Wikipedia , der er tilgængelig under Creative Commons Kreditering-Deling pa samme vilkar 3.0 . Se versionshistorik for oplysninger om oprindelig(e) bidragyder(e).
Hentet fra " https://da.wikipedia.org/w/index.php?title=Hvid_dværg&oldid=11209765 "