WEISSER ZWERG: EIGENSCHAFTEN, ZUSAMMENSETZUNG, FORMATION, TYPEN - ARTE - 2025

Ein weißer Zwerg ist ein Stern in den letzten Phasen seiner Entwicklung, der bereits den gesamten Wasserstoff in seinem Kern sowie den Brennstoff in seinem inneren Reaktor verbraucht hat. Unter diesen Umständen kühlt sich der Stern ab und zieht sich aufgrund seiner eigenen Schwerkraft erstaunlich zusammen.

Es hat nur die Wärme, die während seiner Existenz gespeichert wurde. In gewisser Weise ist ein weißer Zwerg wie die Glut, die nach dem Löschen eines kolossalen Freudenfeuers zurückbleibt. Es wird Millionen von Jahren dauern, bis der letzte Atemzug seiner Hitze ihn verlässt und ihn in ein kaltes und dunkles Objekt verwandelt.

Abbildung 1. Nahaufnahme des Binärsystems Sirius A (der Hauptstern) und Sirius B (weißer Zwerg) in Röntgenaufnahmen von Chandra. Quelle: Wikimedia Commons.

Entdeckung

Obwohl bekannt ist, dass sie reichlich vorhanden sind, waren sie nie leicht zu erkennen, da sie extrem klein sind.

Der erste weiße Zwerg wurde 1783 von William Herschel als Teil des Eridani-Sternensystems 40 im Sternbild Eridano entdeckt, dessen hellster Stern Achernar ist und im Winter im Süden (auf der Nordhalbkugel) sichtbar ist.

40 Eridani besteht aus drei Sternen, einer davon, 40 Eridane A. ist mit bloßem Auge sichtbar, aber 40 Eridani B und 40 Eridani C sind viel kleiner. B ist ein weißer Zwerg, während C ein roter Zwerg ist.

Jahre später, nach der Entdeckung des 40-Eridani-Systems, entdeckte der deutsche Astronom Friedrich Bessel 1840, dass Sirius, der hellste Stern in Canis Major, einen diskreten Begleiter hat.

Bessel beobachtete kleine Kurven in der Flugbahn von Sirius, deren Erklärung nur die Nähe eines anderen kleineren Sterns sein konnte. Es hieß Sirius B, ungefähr 10.000 Mal dunkler als der prächtige Sirius A.

Es stellte sich heraus, dass Sirius B genauso klein oder kleiner als Neptun war, aber eine unglaublich hohe Dichte und eine Oberflächentemperatur von 8000 K. Und da die Strahlung von Sirius B dem weißen Spektrum entspricht, wurde es als "weißer Zwerg" bekannt.

Und von da an wird jeder Stern mit diesen Eigenschaften so genannt, obwohl weiße Zwerge auch rot oder gelb sein können, da sie unterschiedliche Temperaturen haben, wobei Weiß am häufigsten vorkommt.

Eigenschaften

Bis heute wurden laut Sloan Digital Sky Survey (SDSS), einem Projekt zur Erstellung detaillierter dreidimensionaler Karten des bekannten Universums, rund 9000 als weiße Zwerge klassifizierte Sterne dokumentiert. Wie gesagt, sie sind aufgrund ihrer schwachen Leuchtkraft nicht leicht zu entdecken.

In der Nähe der Sonne gibt es einige weiße Zwerge, von denen viele Anfang des 20. Jahrhunderts von den Astronomen G. Kuyper und W. Luyten entdeckt wurden. Daher wurden seine Hauptmerkmale gemäß der verfügbaren Technologie relativ leicht untersucht.

Die herausragendsten sind:

- Klein, vergleichbar mit einem Planeten.

- Hohe Dichte.

- Geringe Leuchtkraft.

- Temperaturen im Bereich von 100000 bis 4000 K.

- Sie haben ein Magnetfeld.

- Sie haben eine Atmosphäre aus Wasserstoff und Helium.

- Intensives Gravitationsfeld.

- Geringer Energieverlust durch Strahlung, weshalb sie sehr langsam abkühlen.

Aufgrund der Temperatur und der Leuchtkraft ist bekannt, dass ihre Radien sehr klein sind. Ein weißer Zwerg, dessen Oberflächentemperatur der der Sonne ähnlich ist, strahlt kaum ein Tausendstel seiner Leuchtkraft aus. Daher muss die Oberfläche des Zwergs sehr klein sein.

Abbildung 2. Sirius B und der Planet Venus haben ungefähr den gleichen Durchmesser. Tagged

Diese Kombination aus hoher Temperatur und kleinem Radius lässt den Stern wie oben erwähnt weiß erscheinen.

In Bezug auf ihre Struktur wird spekuliert, dass sie einen festen Kern kristalliner Natur haben, der im gasförmigen Zustand von Materie umgeben ist.

Dies ist aufgrund der sukzessiven Transformationen möglich, die im Kernreaktor eines Sterns stattfinden: von Wasserstoff zu Helium, von Helium zu Kohlenstoff und von Kohlenstoff zu schwereren Elementen.

Dies ist eine echte Möglichkeit, da die Temperatur im Kern des Zwergs niedrig genug ist, um einen solchen festen Kern zu existieren.

Tatsächlich wurde kürzlich ein weißer Zwerg entdeckt, von dem angenommen wird, dass er einen Diamantkern mit einem Durchmesser von 4000 km hat. Er befindet sich im Sternbild Alpha Centauri, 53 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Die Dichte der weißen Zwerge

Die Frage nach der Dichte der Weißen Zwerge sorgte im späten 19. und frühen 20. Jahrhundert bei den Astronomen für große Bestürzung. Die Berechnungen zeigten sehr hohe Dichten.

Ein weißer Zwerg kann eine bis zu 1,4-fache Masse unserer Sonne haben, die auf die Größe der Erde komprimiert ist. Auf diese Weise ist seine Dichte millionenfach höher als die von Wasser und genau das, was den Weißen Zwerg stützt. Wie ist es möglich?

Die Quantenmechanik behauptet, dass Teilchen wie Elektronen nur bestimmte Energieniveaus einnehmen können. Es gibt auch ein Prinzip, das die Anordnung der Elektronen um den Atomkern begrenzt: das Pauli-Ausschlussprinzip.

Nach dieser Eigenschaft der Materie ist es unmöglich, dass zwei Elektronen innerhalb desselben Systems denselben Quantenzustand haben. Außerdem sind in der Regel nicht alle zulässigen Energieniveaus belegt, sondern nur einige.

Dies erklärt, warum die Dichte terrestrischer Substanzen nur in der Größenordnung von einigen Gramm pro Kubikzentimeter liegt.

Entartete Materie

Jedes Energieniveau nimmt ein bestimmtes Volumen ein, so dass sich die Region, die ein Niveau einnimmt, nicht mit dem eines anderen überschneidet. Auf diese Weise können zwei Ebenen mit derselben Energie problemlos nebeneinander existieren, solange sie sich nicht überlappen, da eine Degenerationskraft vorhanden ist, die dies verhindert.

Dies schafft eine Art Quantenbarriere, die die Kontraktion der Materie in einem Stern begrenzt und einen Druck erzeugt, der den Gravitationskollaps kompensiert. Dies erhält die Integrität des Weißen Zwergs.

In der Zwischenzeit füllen die Elektronen alle möglichen Energiepositionen und füllen schnell die niedrigsten und nur diejenigen mit der höchsten verfügbaren Energie.

Unter diesen Umständen befindet sich die Materie bei allen besetzten Energiezuständen in einem Zustand, der in der Physik als entarteter Zustand bezeichnet wird. Es ist der Zustand maximal möglicher Dichte nach dem Ausschlussprinzip.

Da jedoch die Unsicherheit in der Position △ x der Elektronen aufgrund der hohen Dichte nach dem Heisenbergschen Unsicherheitsprinzip minimal ist, ist die Unsicherheit im linearen Moment △ p sehr groß, um die Kleinheit von △ x zu kompensieren und zu erfüllen So:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Wobei ћ h / 2π ist, wobei h die Plancksche Konstante ist. Somit nähert sich die Geschwindigkeit der Elektronen der Lichtgeschwindigkeit und der Druck, den sie ausüben, nimmt zu, da auch die Kollisionen zunehmen.

Dieser als Fermi-Druck bezeichnete Quantendruck ist temperaturunabhängig. Aus diesem Grund kann ein Weißer Zwerg bei jeder Temperatur Energie haben, einschließlich des absoluten Nullpunkts.

Evolution

Dank astronomischer Beobachtungen und Computersimulationen wird die Bildung eines typischen Sterns wie unserer Sonne wie folgt durchgeführt:

- Erstens kondensieren Gas und kosmischer Staub, der reich an Wasserstoff und Helium ist, dank der Schwerkraft, um den Protostern hervorzubringen, ein junges Sternobjekt. Der Protostern ist eine sich schnell zusammenziehende Kugel, deren Temperatur im Laufe von Millionen von Jahren allmählich ansteigt.

- Sobald eine kritische Masse erreicht ist und die Temperatur steigt, wird der Kernreaktor im Inneren des Sterns eingeschaltet. In diesem Fall beginnt die Wasserstofffusion und der Stern verbindet sich mit der sogenannten Hauptsequenz (siehe Abbildung 3).

- Nach einiger Zeit ist der Wasserstoff im Kern erschöpft und die Entzündung von Wasserstoff in den äußersten Schichten des Sterns sowie von Helium im Kern beginnt.

- Der Stern dehnt sich aus, nimmt an Helligkeit zu, senkt seine Temperatur und wird rot. Dies ist die rote Riesenphase.

- Die äußersten Schichten des Sterns lösen sich dank des Sternwinds ab und bilden einen planetarischen Nebel, obwohl sich dort keine Planeten befinden. Dieser Nebel umgibt den Kern des Sterns (viel heißer), der nach Erschöpfung der Wasserstoffreserve beginnt, Helium zu verbrennen, um schwerere Elemente zu bilden.

- Der Nebel löst sich auf und hinterlässt den kontrahierenden Kern des ursprünglichen Sterns, der zu einem weißen Zwerg wird.

Obwohl die Kernfusion trotz noch vorhandenem Material aufgehört hat, verfügt der Stern immer noch über eine unglaubliche Wärmereserve, die durch Strahlung sehr langsam emittiert wird. Diese Phase dauert lange (ca. 10 ¹⁰ Jahre, geschätztes Alter des Universums).

- Sobald es kalt ist, verschwindet das Licht, das es aussendet, vollständig und der weiße Zwerg wird zu einem schwarzen Zwerg.

Abbildung 3. Der Lebenszyklus von Sternen. Quelle: Wikimedia Commons. RN Bailey

Die Entwicklung der Sonne

Höchstwahrscheinlich durchläuft unsere Sonne aufgrund ihrer Eigenschaften die beschriebenen Stadien. Heute ist die Sonne ein erwachsener Stern in der Hauptsequenz, aber alle Sterne verlassen ihn früher oder später, obwohl der größte Teil ihres Lebens dort verbracht wird.

Es wird viele Millionen Jahre dauern, bis es die nächste rote Riesenbühne betritt. Wenn dies geschieht, werden die Erde und die anderen inneren Planeten von der aufgehenden Sonne verschlungen, aber vorher werden die Ozeane höchstwahrscheinlich verdunstet sein und die Erde wird zu einer Wüste.

Nicht alle Sterne durchlaufen diese Phasen. Es hängt von seiner Masse ab. Diejenigen, die weitaus massereicher sind als die Sonne, haben ein viel spektakuläreres Ende, weil sie als Supernovae enden. Der Rest kann in diesem Fall ein eigenartiges astronomisches Objekt sein, wie ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern.

Die Chandrasekhar-Grenze

1930 stellte ein 19-jähriger hinduistischer Astrophysiker namens Subrahmanyan Chandrasekhar die Existenz einer kritischen Masse in Sternen fest.

Ein Stern, dessen Masse unter diesem kritischen Wert liegt, folgt dem Weg eines Weißen Zwergs. Aber wenn seine Masse übertrieben ist, enden seine Tage in einer kolossalen Explosion. Dies ist die Chandrasekhar-Grenze und ungefähr das 1,44-fache der Masse unserer Sonne.

Es wird wie folgt berechnet:

Hier ist N die Anzahl der Elektronen pro Masseneinheit, ћ ist die Plancksche Konstante geteilt durch 2π, c ist die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum und G ist die universelle Gravitationskonstante.

Dies bedeutet nicht, dass Sterne, die größer als die Sonne sind, keine weißen Zwerge werden können. Während seines Aufenthalts in der Hauptsequenz verliert der Stern kontinuierlich an Masse. Dies geschieht auch im Stadium des roten Riesen und des planetarischen Nebels.

Auf der anderen Seite kann die starke Schwerkraft des Sterns, sobald er sich in einen weißen Zwerg verwandelt hat, Masse von einem anderen nahe gelegenen Stern anziehen und seine eigene erhöhen. Sobald die Chandrasekhar-Grenze überschritten ist, ist das Ende des Zwergs - und des anderen Sterns - möglicherweise nicht mehr so ​​langsam wie der hier beschriebene.

Diese Nähe kann den erloschenen Kernreaktor neu starten und zu einer enormen Supernova-Explosion (Supernovae Ia) führen.

Komposition

Wenn der Wasserstoff im Kern eines Sterns in Helium umgewandelt wurde, beginnt er, Kohlenstoff- und Sauerstoffatome zu verschmelzen.

Und wenn die Heliumreserve wiederum erschöpft ist, besteht der Weiße Zwerg hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff und in einigen Fällen aus Neon und Magnesium, vorausgesetzt, der Kern hat genug Druck, um diese Elemente zu synthetisieren.

Abbildung 4. Der Stern AE Aquarii ist ein pulsierender weißer Zwerg. Quelle: NASA über Wikimedia Commons.

Möglicherweise hat der Zwerg eine dünne Atmosphäre aus Helium oder Wasserstoff, da sich die schweren Elemente bei hoher Oberflächengravitation des Sterns in der Mitte ansammeln und die leichteren an der Oberfläche zurückbleiben.

Bei einigen Zwergen ist es sogar möglich, Neonatome zu verschmelzen und feste Eisenkerne zu bilden.

Ausbildung

Wie wir in den vorhergehenden Absätzen gesagt haben, bildet sich der Weiße Zwerg, nachdem der Stern seine Wasserstoffreserve aufgebraucht hat. Dann schwillt es an und dehnt sich aus und stößt Materie in Form eines planetarischen Nebels aus, wobei der Kern im Inneren verbleibt.

Dieser Kern aus entarteter Materie ist ein sogenannter weißer Zwergstern. Sobald der Fusionsreaktor ausgeschaltet ist, zieht er sich zusammen und kühlt langsam ab, wobei seine gesamte Wärmeenergie und Leuchtkraft verloren gehen.

Arten von weißen Zwergen

Zur Klassifizierung von Sternen, einschließlich weißer Zwerge, wird der Spektraltyp verwendet, der wiederum von der Temperatur abhängt. Um die Zwergsterne zu benennen, wird ein Großbuchstabe D verwendet, gefolgt von einem dieser Buchstaben: A, B, C, O, Z, Q, X. Diese anderen Buchstaben: P, H, E und V bezeichnen eine weitere Reihe von Merkmalen genauer gesagt.

Jeder dieser Buchstaben kennzeichnet ein herausragendes Merkmal des Spektrums. Zum Beispiel ist ein DA-Stern ein weißer Zwerg, dessen Spektrum eine Wasserstofflinie aufweist. Und ein DAV-Zwerg hat die Wasserstofflinie und außerdem zeigt das V an, dass es sich um einen variablen oder pulsierenden Stern handelt.

Schließlich wird der Buchstabenreihe eine Zahl zwischen 1 und 9 hinzugefügt, um den Temperaturindex n anzugeben:

n = 50400 / effektive T des Sterns

Eine andere Klassifikation der Weißen Zwerge basiert auf ihrer Masse:

- Ungefähr 0,5 M Sonne

- Durchschnittliche Masse: zwischen 0,5 und 8 mal M Sol

- Zwischen dem 8- und 10-fachen der Sonnenmasse.

Beispiele für weiße Zwerge

- Sirius B im Sternbild Can Major, der Begleiter von Sirius A, dem hellsten Stern am Nachthimmel. Es ist der nächste weiße Zwerg von allen.

- AE Aquarii ist ein weißer Zwerg, der Röntgenpulse aussendet.

- 40 Eridani B, 16 Lichtjahre entfernt. Es ist mit einem Teleskop beobachtbar

- HL Tau 67 gehört zur Konstellation des Stiers und ist ein variabler weißer Zwerg, der erste seiner Art, der entdeckt wurde.

- DM Lyrae ist Teil eines binären Systems und ein weißer Zwerg, der im 20. Jahrhundert als Nova explodierte.

- WD B1620 ist ein weißer Zwerg, der ebenfalls zu einem Binärsystem gehört. Der Begleitstern ist ein pulsierender Stern. In diesem System gibt es einen Planeten, der beide umkreist.

- Procyon B, Begleiter von Procyon A, im Sternbild des Kleinen Hundes.

Abbildung 5. Das Procyon-Binärsystem, der Weiße Zwerg, ist ein winziger Punkt auf der rechten Seite. Quelle: Giuseppe Donatiello über Flickr.

Verweise

1. Carroll, B. Eine Einführung in die moderne Astrophysik. 2 .. Auflage. Pearson.
2. Martínez, D. Die Sternentwicklung. Wiederhergestellt von: Google Books.
3. Olaizola, I. Die weißen Zwerge. Wiederhergestellt von: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Moderne Astronomie. Editorial Reverté.
5. Wikipedia. Weiße Zwerge. Wiederhergestellt von: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Liste der Weißen Zwerge. Von en.wikipedia.org wiederhergestellt.