A fehér törpe egy nagy sűrűségű égitest , amely egy mérsékelt tömegű ( legfeljebb három-négy naptömegű ) csillag evolúciójából származik a fázis után , amelyben a termonukleáris reakciók bekövetkeznek . Ez az objektum akkor nagyon kis méretű, mint egy csillag, és hosszú ideig fenntartja a magas felületi hőmérsékletet , ezért neve "fehér törpe".
Egy fehér törpe tipikusan kisebb tömegű, bár hasonló, hogy a Sun a térfogata hasonló a Föld . A sűrűség tehát nagyságrendileg egy tonna per köbcentiméter , több tízezer szor nagyobb, mint az anyag megfigyelt a Földön. Felszíni hőmérséklete, amely kezdetben meghaladhatja a 100 000 Kelvin értéket , az anyacsillag által tárolt hőből származik, amelynek hőátadása a csillag kis felülete miatt nagyon lassú. Ez azért is, mert ez a kis felület, amely annak ellenére, hogy a magas hőmérséklet, a fényesség egy fehér törpe korlátozott marad értéke nagyságrendileg egy ezred napenergia fényesség , és idővel csökken.
2009 elején a Közeli Csillagok Kutatói Konzorcium projektje nyolc fehér törpét számolt a Naprendszerhez legközelebb eső 100 csillagrendszerben , de tekintettel a nagy tömegű csillagok hiányára, ők jelentik galaxisunk csillagainak 96% -át .
Szülőcsillaguk evolúciója miatt (tömegének diktálva) a ma létező fehér törpék általában szénből és oxigénből állnak . Ha a szülőcsillag elég masszív (valószínűleg nyolc és tíz naptömeg között van), akkor lehetséges, hogy fehér törpét eredményez szén nélkül, de az oxigén mellett neont és magnéziumot is tartalmaz . Az is lehetséges, hogy egy fehér törpe főleg héliumból áll , ha szülőcsillaga bináris rendszerben anyagátvitelnek volt kitéve . Mindkét esetben a fehér törpe megfelel a szülőcsillag csupasz magjának, míg külső rétegei kiűzve egy bolygó ködöt képeztek . Fél naptömeg alatti csillagoktól nincs fehér törpe, mert ezek élettartama meghaladja az Univerzum korát . Ezek a csillagok minden valószínűség szerint héliumból álló fehér törpékké fejlődnek.
A belső szerkezete egy fehér törpe határozza meg az egyensúlyt a gravitáció és az erők a nyomás , itt által termelt jelensége kvantummechanika nevezett nyomását degeneráció . A számítások azt mutatják, hogy ez az egyensúly nem létezhet az 1,4 naptömegnél nagyobb csillagoknál ( ). Ezért az a maximális tömeg, amelyet egy fehér törpe kialakulása vagy fejlődése során birtokolhat. Ez a maximális tömeg rögzíti a nyolc naptömeg kezdeti maximális tömegét, amely egy csillagnak lehet, hogy fehér törpévé fejlődjön, és e két érték közötti különbség megfelel a csillag evolúciója során elszenvedett tömegveszteségeknek. Az elszigetelt fehér törpe nagyon stabil stabilitás, amely idővel egyszerűen lehűl, és hosszú távon fekete törpévé válik . Ha viszont egy fehér törpének csillagtársa van, akkor végül képes lesz kölcsönhatásba lépni ezzel a társával, így kataklizma változót képez . Az interakció folyamatától függően különböző formákban fog megnyilvánulni: klasszikus nova , szuper lágy forrás , törpe nova , poláris vagy köztes poláris . Ezek az interakciók általában a fehér törpe tömegét növelik az akkréció révén . Abban az esetben, ha eléri az 1,4-es kritikus tömeget (akkrécióval vagy akár egy másik fehér törpével való ütközéssel), paroxizmális módon, Ia típusú szupernóvának nevezett gigantikus termonukleáris robbanással fejezi be életét .
A spektroszkópia , fehér törpék alkotnak D osztályú a spektrális osztályozása a csillagok és maradékok. Számos alosztály - DA, DB, DC, DO, DQ és DZ - között oszlanak meg spektrumuk jellemzői szerint.
Az első fehér törpét az Eridani triple 40 csillagos rendszerében fedezték fel . Ez az egy vizuálisan uralja 40 Eridani egy , egy viszonylag fényes fő szekvenciát csillag, egy bizonyos távolságra, amely pályája egy szorosabb bináris rendszer, amely egy fehér 40 Eridani B törpe és egy vörös törpe a szekvenciából. Fő 40 Eridani C . A 40 Eridani B és C párost William Herschel fedezte fel1783. január 31 ; azt figyeltük meg újra Friedrich Georg Wilhelm von Struve 1825 és Otto Wilhelm von Struve 1851, 1910-ben Henry Russell , Edward Charles Pickering és Williamina Fleming felfedezte, hogy bár ő volt egy halvány csillag, 40 Eridani B volt sztárja spektrális A típusú , vagy akár fehér is. 1939-ben Russell felidézte a felfedezést:
- Meglátogattam barátomat és nagylelkű jótevőmet, Edward C. Pickering professzort. Jellegzetes kedvességével önként jelentkezett az összes csillag, beleértve a referenciacsillagok spektrumának megfigyelésére is, amelyet megfigyeltek azok a csillag parallaxis vizsgálatok, amelyeket Hinks és én Cambridge-ben végeztünk, és én csevegtem. Ez a látszólagos rutinmunka nagyon eredményesnek bizonyult: ahhoz a felfedezéshez vezetett, hogy az összes nagyon alacsony abszolút nagyságú csillag M spektrális típusú volt. A téma tárgyalása során (amire emlékszem) megkérdeztem Pickeringet néhány más halványabb csillagról, amelyek nem voltak a listámon, külön említve a 40 Eridani B-t . Jellegzetes módján továbbított egy megjegyzést a Megfigyelő Intézet irodájához, és hamarosan visszajött a válasz (azt hiszem, Mrs. Flemingtől), hogy ennek a csillagnak a kísértete A típusú. Eléggé tudtam, még ezekben a napokban is. , hogy azonnal rájöjjünk, hogy rendkívüli következetlenség áll fenn a felületi fényesség és sűrűség "lehetséges" értékei között. Meg kellett mutatnom, hogy nemcsak értetlenkedtem, de csalódtam is a csillagok jellemzésének elég elegánsnak tűnő szabálya alóli kivétel miatt; de Pickering rám mosolygott, és azt mondta: "Csak ezek a kivételek jelentenek előrelépést tudásunkban", és így a fehér törpék beléptek a tanulmányozás területére! "
A spektrális típusa a 40 Eridani hivatalosan leírt 1914 Walter Adams .
Ezután felfedezik Sirius társát ( α Canis Majoris ), Sirius B -t. A XIX . Század folyamán egyes csillagok helyzetének mérése elég pontos lesz ahhoz, hogy mérni lehessen a helyzetükben bekövetkező apró változásokat. Friedrich Bessel pontosan ezt a pontosságot használja a mérések során a Sirius és Procyon ( α Canis Minoris ) csillagok helyzetének változásainak meghatározásához . 1844-ben megjósolta ennek a két csillagnak a láthatatlan társai létét:
„Ha kettős csillagként tekintenénk Siriusra és Procyonra, akkor a mozgásváltozásuk nem lepne meg minket: szükségesnek tartanánk őket, és csak kvantitatív megfigyelésükbe kellene foglalnunk. De a fény nem a tömeg igazi tulajdonsága. Elmondhatatlan számú látható csillag megléte semmit sem bizonyíthat megmondhatatlan számú láthatatlan csillag létével szemben. "
Bessel fél évszázadra becsüli Sirius társának időszakát; CHF Peters 1851-ben számolta ki pályáját. Alvan Graham Clark csak 1862. január 31-én figyelt meg soha nem látott, Siriushoz közeli csillagot, amelyet később a jósolt társnak azonosítottak. Walter Adams 1915-ben jelentette be, hogy megállapította, hogy a Sirius B spektruma hasonló a Sirius spektrumához .
1917-ben Adriaan Van Maanen felfedezte Van Maanen csillagát , egy elszigetelt fehér törpét. Ezt a három fehér törpét, amelyet először fedeztek fel, „klasszikus fehér törpének” nevezik. Végül sok gyenge fényű csillagot fedeznek fel nagy mozgással , jelezve, hogy valószínűleg a Földhöz közeli gyenge fényű csillagok, és ezért fehér törpék. Úgy tűnik, Willem Luyten használta elsőként a "fehér törpe" kifejezést, amikor 1922-ben a csillagok ezen osztályát vizsgálta.
E gyanúk ellenére az első "rendhagyó" fehér törpét csak az 1930-as években azonosították 1939-ben tizennyolc fehér törpét fedeztek fel. Luyten és mások a negyvenes években folytatták a fehér törpék felkutatását. 1950-ig több mint százat ismertek, 1999 végére pedig több mint 2000-et. Azóta a Sloan Digital Sky Survey több mint 9000-t talált, de 200-nál kevesebbet pontosan mért távolságokon. A számos fehér törpék, majd felrobbant köszönhetően a megfigyelés a Gaia műhold a 2,8 milliárd csillagok, köztük több mint 200.000 fehér törpék, ismert távolságok.
A fehér törpék gyengén világítanak . Kialakulásukkor azonban hőmérsékletük rendkívül magas a csillag gravitációs összeomlása során tárolt energia miatt. Ezért feltöltik a Hertzsprung-Russell diagram bal alsó sarkát , a halvány, de forró csillagokat, amikor keletkeznek, és idővel jobbra sodródnak, miközben hűlnek. A fehér törpe által kibocsátott látható sugárzás így sokféle színt mutathat, az O típusú fő szekvenciájú csillag kék- fehérjétől az M. típusú vörös törpe vöröséig nem szabad összetéveszteni az alacsony könnyű tárgyak végén a fő szekvencia , ahol kis tömegű tárgyak, mint például a vörös törpék a folyamat a fixáló azok hidrogénatom , találhatók , és amelynek magja részlegesen támogatja termikus nyomás, vagy a barna törpék , a még alacsonyabb hőmérsékletű.
A fehér törpe felületének tényleges hőmérséklete több mint 150 000 K és 4000 K közötti értékek között változhat , de többnyire 40 000 K és 8000 K között megfigyelt fehér törpékről van szó . Szerint a Stefan-Boltzmann törvény , a fényesség növekszik a felületi hőmérséklet; ez a felületi hőmérséklet-tartomány megfelel a nap 100-szorosától 1/10 000- ig terjedő fényességnek . Meleg fehér törpe, a hőmérséklet a 30.000 K , figyeltek forrásaiként puha, azaz az alacsony energia-, x- sugarakat. Ez lehetővé teszi légkörük összetételének és szerkezetének tanulmányozását a lágy X és a távoli ultraibolya domének megfigyelésével .
Ahogy Leon Mestel 1952-ben kifejtette , hacsak egy fehér törpe nem gyűjti össze az anyagot egy közeli társcsillagból vagy más forrásból, sugárzása tárolt hőből származik, amely nem újul meg. A fehér törpék rendkívül kis területet sugároznak. Ezért nagyon lassan hűlnek, nagyon sokáig melegen maradnak. Ahogy egy fehér törpe lehűl, felületi hőmérséklete csökken, a kibocsátott sugárzás elvörösödik és fényereje csökken. Annak a ténynek köszönhetően, hogy nincs energiatárolója, a hűtési folyamat idővel lelassul. Bergeron, Ruiz és Leggett, például, hogy a következő becsléseket egy 0,59 M , fehér szén törpe atmoszférával hidrogén : tart körülbelül 1,5 milliárd év lehűlni 7140 K , ezt követő lehűtés 500 K további eltart körülbelül 300 millió és 0,4 és 1,1 milliárd év.
Van néhány fehér törpék hőmérséklete alacsonyabb, mint 4000 K , és a hűvösebb a mindeddig megfigyelt, WD 0346 + 246 , közelítő felületi hőmérséklete 3900 K . Ennek oka az, hogy az Univerzum korának leteltével a fehér törpéknek még nem volt elég idejük ezen hőmérséklet alatt hűlni. A fehér törpe fényerő funkcióval megkeresheti a csillagképződés kezdetének dátumát egy régióban. A galaktikus lemez kialakulását tehát 8 milliárd évre becsülik.
A fehér törpe mindazonáltal végül lehűl, és fekete törpévé válik, amely már nem sugárzik, közelítőleges hőegyensúlyban van a környezetével és a kozmikus diffúz háttér sugárzásával . Ugyanakkor még nem lenne fekete törpe. Első közelítésként, és különösen a légkör miatti képernyőhatás figyelmen kívül hagyásával, ha a fehér törpe hőmérséklete egyenletes, akkor Stefan-Boltzmann törvénye szerint annak hőmérséklete úgy csökken, mint az idő gyökérkockájának fordítottja. Ha a legrégibb fehér törpék a mi galaxisunk (8 milliárd év), amelynek hőmérséklete 3900 K , akiknek a származási időpontokat, a kezdetektől a Big Bang (13,5 milliárd év) nem lenne kevesebb, mint 3 000 K .
A fehér törpék nagyon kompakt tárgyak, nagyon nagy felületi gravitációval . Nem mutatnak konvekciós jelenségeket, és sűrűségük miatt nagyon átláthatatlanok a sugárzással szemben. Ezek az állapotok a fehér törpék anyagrétegződésének jelenségét eredményezik, nevezetesen, hogy a legkönnyebb elemek egyedül találhatók meg a csillag felszínén, és csak ezek detektálhatók spektroszkópiával . Ezt a jelenséget, amelyet néha "gravitációs válogatásnak" neveznek, eredetileg a francia asztrofizikus, Evry Schatzman jósolta az 1940-es években. Ez a helyzet nagyon különbözik a fő szekvencia csillagjaitól, amelyeknél egy erős konvekció és sokkal nagyobb gravitációs mező párosul. a kémiai elemekben gazdagabb és bonyolultabban elemezhető légkör.
A besorolás jelenleg használatban spektrumának fehér törpék eredetileg javasolt 1983 által Edward Sion és munkatársainak, majd tovább fejleszteni, az utolsó változat ből 1993-ban - 1994-es . Korábban más osztályozási rendszereket javasoltak, például Gerard Kuiper , Willem Luytenét , de ezeket felhagyták.
A fehér törpék többsége olyan spektrumot mutat, amely a hidrogén abszorpciós spektrális vonalait mutatja . Ezeknek a fehér törpéknek a spektrális típusát DA jelöli, a vonalak a Balmer sorozatéi . Ha láthatóak a hélium spektrális vonalai, akkor a DB vagy DO spektrális típust jelöljük attól függően, hogy kimutattuk-e az egyesült héliumot (He I a szokásos spektroszkópos jelölésben , a spektrális DB típusú) vagy egyszer ionizált (He II, a spektrális DO típusú). Amikor a spektrum atomi vagy molekuláris szénhez kapcsolódó vonalakat mutat, akkor a DQ spektrális típust jelöljük. Ha hidrogéntől, héliumtól vagy széntől eltérő elemeket észlelnek, akkor a DZ spektrális típust általában jelöljük. Végül, ha a spektrum nem fed fel megjelölt vonalakat, akkor a DC-t jelöljük, ahol a kijelölt vonal meghatározása az, hogy mélysége nem haladja meg a spektrum kontinuum 5% -át. Lehetséges, hogy a spektrum egynél több elemet tár fel, ebben az esetben a spektrumtípust ugyanazzal a kezdő "D" -vel jelölik, amelyet a különböző látható elemekhez tartozó betűk követnek, a vonalak intenzitásának csökkenő sorrendjében.
A spektroszkópia lehetővé teszi a spektrum általános alakja alapján a csillag felületi hőmérsékletének , vagy inkább annak tényleges hőmérsékletének meghatározását , mivel a felület emissziója nem felel meg pontosan egy fekete testnek (az effektív hőmérséklet azt a hőmérsékletet jelenti, amelyet egy fekete azonos felületű testnek azonos mennyiségű energiája lenne). A hőmérsékletet egy fél egész számmal jelölik a spektrális típus után, az említett számot az 50 400 K / Θ eff arányhoz legközelebbi fele egész számként határozzuk meg , ahol Θ eff a csillag effektív hőmérséklete. Így egy fehér törpének, amelynek felülete hidrogénből áll és 10 000 Kelvin tényleges hőmérséklettel van ellátva, DA5 spektrumtípust rendelünk, amely magában foglalja az azonos felületi összetételű fehér törpéket, amelyek hőmérséklete 9600 K és 10 610 K között van, ez a két hőmérséklet megfelel 50,400 K / Θ eff arányhoz 5,25, illetve 4,75. Ha a szám vessző, akkor azt tizedesvesszővel és nem vesszővel jegyzik meg, az angolszász tipográfiai megállapodás szerint. Az így talált fél-egész szám meghaladhatja a 10-et, ha a fehér törpe kellően hideg. A hőmérsékleti skála másik végén a nagyon forró fehér törpék száma kevesebb, mint 1, ami ebben az esetben nagyobb pontossággal és a kezdeti 0 nélkül szerepel, hogy ne okozzanak összetévesztést az "O" -val. spektrális típusú, amely az ionizált hélium jelenlétét jelöli. Tehát 0,25-et 200 000 K nagyságrendű hőmérsékletre , vagy 0,3-ot 170 000 K hőmérsékletre találunk .
Ezekhez az elsődleges jellemzőkhöz szükség esetén további jelzéseket adnak a spektrumhoz, bizonyos kiemelt sajátosságok tekintetében. A P vagy H szimbólumokat tehát a mágnesezett fehér törpékhez adjuk hozzá, a P megfelel annak az esetnek, amikor polarizáció detektálható, a H pedig ott, ahol nem detektálható. E betűt használunk emissziós vonalak észlelésekor. Végül az opcionális V betűt használjuk a csillag változékonyságának jelölésére. Minden esetben egy betűt, amelyet a „? Az "Vagy": "azt jelzi, hogy az előző karakterisztika nincs pontosan megállapítva.
Néhány példa :
Elsődleges és másodlagos jellemzők | |
---|---|
NAK NEK | Hidrogénvezetékek |
B | Unionizált hélium vonalak |
O | Ionizált hélium vonalak |
VS | Folyamatos spektrum; nincsenek észrevehető vonalak |
Q | Szénvezetékek jelenléte |
Z | Nem szénfém vonalak |
x | Összezavarodott vagy osztályozatlan Spectre |
Csak másodlagos jellemzők | |
P | Mágneses fehér törpe kimutatható polarizációval |
H | Mágneses fehér törpe kimutatható polarizáció nélkül |
E | A távvezetékek jelenléte |
V | Változó |
Az elsődleges spektrális DA fehér törpék légkörében a hidrogén dominál. Ők képezik a megfigyelt fehér törpék többségét (~ 75%).
Kis rész (~ 0,1%) szén-dioxid-uralta atmoszférával rendelkezik, a forró DQ osztály (több mint 15 000 K ). A további osztályozható kategóriák (hideg DB, DC, DO, DZ és DQ) légköre a héliumban dominál, feltételezve, hogy nincs szén és más fém, amelyek spektrális osztálya a hőmérséklettől függ . Hozzávetőlegesen 100 000 K és 45 000 K közötti hőmérséklet esetén a spektrum DO osztályú, egyszerűen ionizált hélium dominál. Tól 30.000 K és 12.000 K , a spektrum DB, semleges hélium vonalak és alatti 12.000 K , a spektrum nem jellemzik, és akkor minősül DC.
Ennek oka az a hiánya fehér törpék egy légkör, ahol héliumot dominál, a tartományban 30.000 K a 45.000 K , az úgynevezett „ DB rés ” nem világos. Ennek oka az atmoszférában zajló evolúciós folyamatok, például a gravitációs szétválasztás és a konvektív keveredés együttese lehet.
A légkör a fehér törpe egyetlen része, amely látható. Vagy megfelel az óriások aszimptotikus ágának (AGB) fázisában lévő csillag maradék burkolatának felső részének , vagy pedig a csillagközi közegből vagy társától származó felhalmozódott anyagból származik . Az első esetben a burkolat héliumban gazdag rétegből állna, amelynek tömege nem haladja meg a csillag össztömegének egy századát, és amelyet hidrogén által uralt légkör esetén „hidrogén- gazdag réteg, amelynek tömege a csillag össztömegének körülbelül egy ezreléke.
Ezek a külső rétegek finomságuk ellenére döntő szerepet játszanak a fehér törpék hőfejlődésében, mert önmagukban szabályozzák a hőcserét a külsejével. Valójában a fehér törpe belseje teljesen ionizált, és a szabad elektronok nagy hővezetést biztosítanak neki , így a fehér törpe belseje rendkívül egyenletes hőmérséklettel rendelkezik. Másrészt a külső rétegek nagyon rosszul szórják a hőt, és a külső rétegek keresztezésekor a hőmérsékleti gradiens nagyon magas. Így egy fehér törpének, amelynek felületi hőmérséklete 8000 K és 16 000 K között van, a szív hőmérséklete 5 000 000 és 20 000 000 K között lesz .
Patrick Blackett olyan fizikai törvényeket mutatott be, amelyek szerint egy forgó, töltés nélküli testnek mágneses teret kell létrehoznia, amely arányos a szögletével . Ennek eredményeként 1947-ben azt jósolta, hogy a fehér törpék felületén ~ 1 millió gauss (vagy ~ 100 tesla ) intenzitású mágneses mező van . Ez a feltételezett törvény, amelyet néha Blackett-effektusnak is neveznek , soha nem nyert konszenzust, és az ötvenes évekre Blackett úgy érezte, hogy megcáfolták. Az 1960-as években felvetődött az az ötlet, hogy a fehér törpék mágneses mezővel rendelkezhetnek a teljes felületi mágneses fluxus megőrzése miatt egy nem degenerált csillag fehér törpévé fejlődése során. ~ 100 gauss (0,01 T) felületi mágneses mező a kezdeti csillagban ~ 100 × 100 2 = 1 millió gauss (100 T) felületi mágneses térré válik, ha a csillag sugara koncentrálódik d 'tényező 100. Az első megfigyelt mágneses fehér törpe a GJ 742 volt, amelynek mágneses terét 1979-ben detektálták körkörösen polarizált fénykibocsátásának köszönhetően . Úgy gondolják, hogy a felületi mágneses tere 3 × 10 8 gauss (30 kT). Ezen csillagok felületi mágneses terét is megfigyelhetjük a Zeeman-hatás által kiváltott fénysugárzásuk megváltoztatásával .
Azóta mágneses mezőket találtak jóval több mint 100 fehér törpén, 2 × 10 3 gauss és 10 9 gauss között (0,2 T és 10 5 T között). Csak kis számú fehér törpét vizsgáltak mágneses mezők szempontjából, és a fehér törpék legalább 10% -ának becsült mágneses tere meghaladja az 1 millió gausust (100 T).
DAV ( GCVS : ZZA) | Spektrális típusa DA, amelyek csak a hidrogén abszorpciós vonalak a saját spektrum. |
---|---|
DBV (GCVS: ZZB) | Spektrális DB típusú, spektrumukban csak héliumabszorpciós vonalak vannak. |
GW Vir (GCVS: ZZO) | A légkör főleg C-ből, He-ből és O-ból áll; osztható DOV és PNNV csillagok . |
Az első számítások szerint változó fényességű fehér törpék léteznek , amelyek időtartama nagyjából 10 másodperc, de az 1960-as évek kutatásai nem engedték megfigyelésüket.
1965-ben és 1966-ban Arlo Landolt felfedezte a HL Tau 76-at , az első változó fehér törpét, felezési ideje körülbelül 12,5 perc. Ennek a vártnál hosszabb időszaknak az az oka, hogy a HL Tau 76 variábilitása, csakúgy, mint más ismert pulzáló változó fehér törpék, nem radiális pulzációs módokból adódik. A pulzáló fehér törpék ismert típusai közé tartoznak a DAV vagy a ZZ Ceti csillagok, köztük a HL Tau 76 , hidrogén-domináns atmoszférával, valamint DA, DBV vagy V777 Her típusú spektrális típusok, hidrogén által dominált atmoszférában. és a GW Vir csillagok (néha DOV és PNNV csillagokra osztva), hélium, szén és oxigén által uralt légkörben.
A GW Vir csillagok sem, szigorú értelemben véve , fehér törpék, de a csillagok, akiknek a helyzete a Hertzsprung-Russell diagram között helyezkedik aszimptotikus ága az óriások és a régióban a fehér törpék. Ők „ fehér előtörpék ”. Ezek a változók a fénykibocsátás kicsi variációit mutatják, amelyek a vibrációs módok egymásra helyezkedéséből adódnak, száz és ezer másodperc közötti periódusokkal. Ezeknek a variációknak a megfigyelése aszterózismológiai információkat nyújt a fehér törpék belsejéről.
Noha vannak fehér törpék, amelyek tömege olyan alacsony, mint 0,17 M , mások pedig legfeljebb 1,33 M , tömegük eloszlása 0,6 M-es középpontú csúcsot képez , és a többségük 0,5 és 0,7 M közötti tartományban található . A megfigyelt fehér törpék becsült sugara azonban tipikusan 0,008–0,02-szerese az R napsugárnak ; ez hasonló a Föld sugara körülbelül 0,009 R . A fehér törpe tehát a Nap tömegéhez hasonló tömeget tartalmaz, amelynek térfogata tipikusan milliószor kisebb, mint a Napé; Az átlagos sűrűsége egy fehér törpe kell tehát, nagyon közel, egymilliószor nagyobb, mint az átlagos sűrűsége a Nap, vagy körülbelül 1 tonna per köbcentiméter . A fehér törpék az egyik legsűrűbb ismert anyagból állnak, amelyet csak a többi kompakt csillag ( neutroncsillagok és hipotetikus kvarkcsillagok ) és fekete lyukak haladnak meg , amennyiben utóbbiak "sűrűségéről" beszélhetünk.
A fehér törpék rendkívüli sűrűségének felfedezése röviddel a létük felfedezése után következett. Ha egy csillag bináris rendszerhez tartozik , mint például a Sirius B és a 40 Eridani B esetében , akkor annak tömegét a rendszert alkotó két test megfelelő pályájának megfigyeléséből lehet megbecsülni. Ezt a Sirius B számára tették meg 1910-ben, ami 0,94 millióra becsülte tömegét . Újabb becslés szerint a becslések szerint 1 millió . Mivel a forró testek többet sugároznak, mint a hideg testek, a csillag felületének fényessége megbecsülhető annak tényleges felületi hőmérséklete , és így spektruma alakja alapján . Ha a csillagtól való távolság ismert, becsülhető a teljes fényessége. E két érték összehasonlítása lehetővé teszi a csillag sugarának kiszámítását. Ez a fajta érvelés arra a felismerésre vezetett, hogy az akkori csillagászok megzavarodtak, hogy a Sirius B és a 40 Eridani B bizonyára nagyon sűrű volt. Például, amikor Ernst Öpik 1916-ban megbecsülte számos vizuális bináris csillag sűrűségét, azt találta, hogy 40 Eridani B sűrűsége meghaladja a Nap 25 000-szerese sűrűségét, olyan magas, hogy "lehetetlennek" nyilvánította . Ahogy Arthur Stanley Eddington később, 1927-ben kijelentette:
„Megismerjük a csillagokat azáltal, hogy megkapjuk és értelmezzük azokat az üzeneteket, amelyeket a fényük elénk hoz. Megbontásakor Sirius társa üzenete így hangzott: „3000-szer sűrűbb anyagból vagyok, mint bármi, amivel eddig találkoztatok; rengeteg anyagom egy kis rög lenne, amelyet bedobhatna egy gyufásdobozba. »Hogyan reagálhatunk egy ilyen üzenetre? 1914-ben a legtöbben azt válaszolták: „Fogd be a szád! Ne beszélj hülyeségeket! ""
Amint Eddington 1924-ben rámutatott, ennek a sorrendnek a sűrűsége az általános relativitáselmélet szerint azt jelenti , hogy a Sirius B fényét gravitációs módon a vörös felé kell tolni . Ezt 1925-ben megerősítették, amikor Adams megmérte a vöröseltolódást.
Az ilyen sűrűségek lehetséges, mert a kérdése fehér törpék nem áll atomok ragasztott kémiai kötések , hanem áll, egy plazma a bondless atommagok és elektronok . Ezért nincs akadálya annak, hogy a magokat közelebb helyezzük egymáshoz, mint az elektronikus pályák , az atomhoz kötött elektronok által elfoglalt régiók ezt kevésbé szélsőséges körülmények között nem teszik lehetővé. Eddington azonban kíváncsi volt, mi fog történni, amikor ez a plazma lehűl, és az atomokat összetartó energia már nincs jelen. Ezt a paradoxont Ralph H. Fowler feloldotta 1926-ban a nemrégiben kifejlesztett kvantummechanika alkalmazásával .Mivel az elektronok engedelmeskednek a Pauli kizárási elvének , két elektron nem foglalhatja el ugyanazt a kvantumállapotot , és engedelmeskedniük kell az 1926-ban is közzétett Fermi-Dirac statisztikának , hogy meghatározzák a d elvének megfelelő statisztikai eloszlást.
At 0 K , nem minden elektron lehet elfoglalni a minimális energia állami vagy őrölt állapotban ; közülük néhányan kénytelenek magasabb energiaszintet elfoglalni, így a rendelkezésre álló legalacsonyabb energiák sávját, a Fermi-tengert alkotják . Ez az " elfajzottnak " nevezett elektronállapot azt jelenti, hogy egy fehér törpe abszolút nullára hűlhet, és még mindig magas az energiája. Az eredmény elérésének másik módja a bizonytalansági elv alkalmazása ; a fehér törpében található elektronok nagy sűrűsége miatt helyzetük viszonylag lokalizálódik, ami megfelelő bizonytalanságot okoz a pillanatukban. Ez azt jelenti, hogy néhány elektronnak nagy a szöge és ezért nagy a mozgási energiája .
Egy fehér törpe összenyomódása növeli az elektronok számát egy adott térfogatban. A Pauli kizárási elv, valamint a bizonytalansági elv alkalmazásával ez az elektronok kinetikus energiájának növekedését eredményezi, amely a nyomást generálja. Az elektronok degeneráló nyomása megakadályozza a fehér törpe gravitációs összeomlását . Csak a sűrűségtől függ, nem a hőmérséklettől. A degenerált anyag viszonylag összenyomható; ez azt jelenti, hogy a nagy tömegű fehér törpe sűrűsége jóval nagyobb, mint a kis tömegű fehér törpeé, így a fehér törpe sugara csökken, ha a tömege növekszik.
A korlátozó tömeg megléte, amelyet egyetlen fehér törpe sem léphet túl, a gravitáció és az elektronok degenerációs nyomása közötti egyensúly következménye. Ezt a misét eredetileg 1929-ben Wilhelm Anderson , 1930-ban pedig Edmund C. Stoner tette közzé . A határ modern értékét először 1931-ben publikálta Subrahmanyan Chandrasekhar az " Ideális fehér törpék maximális tömege " című cikkében . Egy fehér törpe, amely nem forog, ez megközelítőleg megegyezik 5,7 / μ e ² M , ahol μ e az átlagos molekulatömege per elektron a csillag. Mivel a fehér szén-oxigén törpe összetételében túlsúlyban lévő 12 szén és 16 oxigén atomjainak fele megegyezik az atomtömegükkel , 2-et vehetünk μ e értékeként egy ilyen csillagra, ami a az általánosan hivatkozott érték 1,4 millió . (A XX . Század elejére jó okok voltak feltételezni, hogy a csillagok főleg nehéz elemekből állnak, mivel 1931. évi cikkében Chandrasekhar az μ / e átlagos molekulatömeget 2,5-nek vette , következésképpen határértéket adva 0,91 M ). 1983-ban Chandrasekhar William Alfred Fowlerrel együtt fizikai Nobel-díjat kapott "[a csillagok felépítéséhez és evolúciójához fontos fizikai folyamatok elméleti tanulmányaiért"] . A korlátozó tömeget ma „ Csandrasekhar tömegnek ” nevezik .
Ha egy fehér törpe tömege meghaladja a Chandrasekhar-határt, és a reakciók összeolvadása nem kezdődik meg, az elektronok által kifejtett nyomás már nem képes kompenzálni a gravitációs erőt , majd sűrűbb objektummá omlik össze, például neutroncsillaggá . Azonban a fehér szén-oxigén törpék, amelyek a közeli csillag tömegéből gyűlnek össze, közvetlenül a határtömeg elérése előtt egy magfúziós reakciót indítanak el, amely elrohan, és amely egy Ia típusú szupernóva robbanáshoz vezet, amelyben a fehér törpe elpusztul.
Noha a fehér törpe anyaga kezdetben plazma , sejtmagokból és elektronokból álló folyadék , elméletileg már 1960-ban azt jósolják, hogy a lehűlés késői szakaszában a közepétől indulva kristályosodhat ki. A kristályszerkezet ekkor központosított köb alakú lenne . 1995-ben Winget rámutatott, hogy a pulzáló fehér törpék aszterózismatológiai megfigyelései a kristályosodás elméletének esetleges igazolásához vezettek, és 2004-ben Travis Metcalfe és a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ kutatócsoportja ezekre a megfigyelésekre alapozva becsülte meg: hogy a BPM 37093 tömege körülbelül 90% -ban kristályosodott. Más tanulmányok szerint a kristályosodott tömeg 32 és 82% között van.
1968-ban Van Horn kimutatta, hogy a látens hő kristályosítással történő felszabadulásának meg kell jelennie a fehér törpék statisztikájában. Körülbelül ötven évvel később, a HR-diagramban elért 15 000 fehér törpe HR- eloszlásának tanulmányozása a Földtől 100 parsekszen belül (a Gaia leltár részhalmaza ) a fehér törpék számának és az abszolút fényességének logaritmikus grafikonján mutatja a várható csúcsot. . Az oxigénmagoknak, amelyek nagyobb elektromos töltéssel rendelkeznek, mint a szén, elsőként kristályosodni kell (az elméleti számítások szerint egy arccentrikus köbös rácsban ), és a szilárd anyag nagyobb sűrűsége miatt a csillag közepén lévő üledéknek is és eloszlatja a látens hőhöz hozzáadott potenciális gravitációs energiát . Az általunk megfigyelt fehér törpék nagy részének ezért kevésbé kell gyorsan lehűlnie, mint azt a kristályosodást nem tartalmazó modellek előre jelzik, és ezért idősebbnek kell lennie, mint azt korábban gondolták, akár kétmilliárd évvel idősebbnek is.
A fehér törpék alkotnák a fő szekvencia csillagainak élettartama végén fennmaradó alakot, amelynek tömege 0,07–10 naptömeg ( M ☉ ) között van, és amelyek nem robbantak szupernóvaként . Végén az életben, ezek a csillagok olvasztott legtöbb hidrogén a hélium . Az üzemanyagtól megfosztva a gravitáció hatására magukra omlanak . Amint a mag nyomása és hőmérséklete növekszik, megkezdődik a hélium olvadása, ami nehezebb elemeket és különösen szenet eredményez . Ez az új energia megduzzasztja a csillagot, amely aztán vörös óriássá válik .
A hélium azonban nagyon gyorsan elfogyasztásra kerül; amikor a héliumfúzió véget ér, a csillag összehúzódása folytatódik. Alacsony tömege nem teszi lehetővé elegendő hőmérséklet és nyomás elérését a szénfúzió megkezdéséhez, a mag fehér törpévé omlik, míg a csillag külső rétegei hevesen lepattannak erről a szilárd felületről, és bolygóködként dobják őket az űrbe . Ennek a folyamatnak az eredménye egy nagyon forró fehér törpe, amelyet főként hidrogénből és héliumból (és kevés szénből) álló gázfelhő vesz körül, amelyet nem fogyasztanak a fúzió során.
Végül egy fehér törpe összetétele attól a csillagtól kezdeti tömegétől függ, amelyből származik.
Hertzsprung-Russell diagram Spektrális típus Barna törpe Fehér törpék Vörös törpék Altörpék Fő sorrend (törpék) Óriások Óriások Világító óriások Supergiant Hiperóriás Nagyság abszolút (M V ) |
A körülbelül 0,5 M-nél kisebb tömegű fő szekvenciájú csillag soha nem lesz olyan meleg, hogy megkezdje a hélium megolvadását a magjában. Az univerzum korát meghaladó időszakban (~ 13,7 milliárd év) várhatóan ez a csillagtípus megégeti az összes hidrogént, és fejlõdését egy fehér héliumtörpévé teszi, amely fõként hélium 4 magjaiból áll . Az ehhez a folyamathoz szükséges idő azt sugallja, hogy nem a fehér hélium törpék eredete a megfigyelt. Inkább bináris rendszerben történő tömegátadás, vagy egy nagy bolygó társ tömegveszteségének eredménye.
Ha a tömeg egy fő szekvencia csillag között mintegy 0,5 és 8 M , a mag felmelegszik elég ahhoz, hogy a hélium a olvad be szén-dioxid , és az oxigén a folyamat „ reakció ”. Tripla alfa ”, de ez soha nem ér el olyan hőmérsékletet elég magas ahhoz, hogy biztosítékot szén be neon . A fúziós reakciókat végződő periódus vége felé egy ilyen csillagnak olyan szén-oxigén magja lesz, amely már nem vesz részt fúziós reakcióban, körülvéve olvadt hélium belső magjával, valamint „egy külső hidrogénmaggal, fúzióban is. A Hertzsprung-Russell diagramon az óriások aszimptotikus ágán helyezkedik el . Ezután a külső burkolatának nagy részét kidobja , ködöt hozva létre , amíg csak a szén-oxigén mag marad meg. Ez a folyamat a fehér szén-oxigén törpék eredete, amelyek a megfigyelt fehér törpék túlnyomó részét alkotják.
Ha egy csillag elég masszív, akkor a mag elég magas hőmérsékletet fog elérni ahhoz, hogy elindítsa a szén fúzióját neonba, majd a neont vasba . Egy ilyen csillag nem válik fehér törpévé, mert központi magjának nem olvadt tömege, amely támogatja az elektronok degeneráló nyomását , végül meghaladja a degeneratív nyomás által elviselhető maximális tömeget. Ezen a ponton a csillag magja összeomlik, és a mag összeomlása révén egy II-es típusú szupernóvává fog robbanni , amely maradékként egy neutroncsillagot , egy fekete lyukat , vagy akár egy csillagot is tömörít még egzotikusabb formában. Néhány fő szekvencia csillag, 8-10 M nagyságrendű tömeggel , bár elég masszív ahhoz, hogy elindítsa a szén neon és magnézium fúzióját, elégtelen lehet a neon fúziójának elindításához . Egy ilyen csillag egy fehér törpemaradványt hagyhat, amely főleg oxigénből , neonból és magnéziumból áll , feltéve, hogy (1) magja nem omlik össze és (2) fúzió nem következik be ilyen erőszakkal, hogy a csillag szupernóvává robban . Noha néhány elszigetelt fehér törpét azonosítottak valószínűleg e típusba tartozónak, az ilyen csillagok létezésére vonatkozó legtöbb bizonyíték az "ONeMg" vagy "neon novae" nevű noveákból származik. Ezeknek a noveáknak a spektruma bőségesen mutatja be a neont, a magnéziumot és más köztes tömegű elemeket, amelyek csak az anyag oxigén-neon-magnézium törpe általi felvétele révén magyarázhatóak.
Megalakulása után a fehér törpe stabil és szinte végtelen ideig hűlni fog, végül fekete törpévé válik . Feltételezve, hogy az Univerzum tovább bővül, 10 19 és 10 20 év múlva a galaxisok elpárolognak, csillagaik az intergalaktikus térbe szöknek. A fehér törpék általában várhatóan túlélik ezt, bár esetleges ütközésük esetén új olvadt csillag vagy fehér szuper-Chandrasekhar tömegű törpe keletkezhet, amely I. típusú szupernóvává robbanhat. A törpe fehér későbbi élettartama a proton sorrendje , amelyről ismert, hogy legalább 10 32 év. Néhány egyszerű nagy egyesülési elmélet 10 49 évnél rövidebb proton felezési időt jósol . Ha ezek az elméletek nem érvényesek, a proton bonyolultabb nukleáris folyamatok szerint, vagy kvantum gravitációs folyamatokkal bomolhat le, amelyek virtuális fekete lyukat érintenek ; ezekben az esetekben az élettartam akár 10 200 év is lehet . Ha a protonok valóban elbomlanak, akkor a fehér törpe tömege az idő múlásával nagyon fokozatosan csökken, mivel magjai bomlanak , amíg annyi tömeget veszít, hogy nem degenerált anyag gömbévé váljon, majd teljesen eltűnik.
Egy fehér törpe csillag és bolygó rendszerek vannak öröklés a szülő csillag, és kölcsönhatásba léphet a fehér törpe a legkülönfélébb módokon. A NASA Spitzer űrteleszkópjának infravörös spektroszkópiájában végzett megfigyelések a Helix központi csillagködön azt sugallják, hogy porfelhő jelenlétét az üstökös ütközései okozhatják. Lehetséges, hogy a keletkező anyagesések okozzák a központi csillag kibocsátását. Hasonló, 2004-ben elvégzett megfigyelések azt mutatták, hogy a fiatal fehér G29-38 törpe (akinek kialakulása 500 millió éves a becslések szerint az óriások aszimptotikus ágából származó progenitorjából származik ) egy porfelhő jelenlétére utalhat, amely valószínűleg a közelben elhaladó üstökösök szétszerelésével jöttek létre, a fehér törpe által generált árapályerők hatására . Ha egy fehér törpe egy csillagrendszer része (és ezért csillagtársai vannak), akkor sokféle jelenség fordulhat elő, beleértve az átalakulást novává vagy I. típusú szupernóvává is. Nagyon alacsony energiájú röntgensugárforrássá is válhat , ha képes az anyagot társaitól elég gyorsan elvinni a magfúziós reakciók fenntartásához a felszínén.
Egy elszigetelt fehér törpe tömege, amely nem forog, nem haladhatja meg a Chandrasekhar körülbelül 1,4 M tömegét . A bináris rendszerek fehér törpéi azonban anyagot gyűjthetnek párjukból, ami növeli tömegüket és sűrűségüket ( lásd fent ). Amikor tömegük megközelíti a csandrasekhári határt, ez elméletileg a magfúziós reakciók robbanásszerű meggyulladásához vezethet a fehér törpében, vagy összeomolhat neutroncsillaggá . Az Accreció biztosítja az Ia típusú szupernóvák jelenleg előnyben részesített mechanizmusát, az „egyetlen degenerációs modellt”. Ebben a modellben egy fehér szén-oxigén törpe felhalmozza az anyagot csillagtársaitól, megnöveli tömegét és összenyomja a magját. A fűtési lenne köszönhető, hogy a tömörítési a mag ami a gyújtás a szén-fúziós amikor a tömeg megközelíti a Chandrasekhar-határ.
Mivel a fehér törpe kvantum degeneratív nyomása és nem a termikus nyomás támasztja alá a fehér törpét a gravitáció hatásai ellen, a csillag belsejében lévő hő hozzáadásával megnő a hőmérséklete, de nyomása nem, emellett reakcióként a fehér törpe is nem tágul, ami lassítaná a fűtést. Ehelyett a hőmérséklet növekedése megnöveli az olvadási reakció sebességét, egy termikus verseny közben. A termonukleáris detonáció másodpercek alatt elfogyasztja a fehér törpe nagy részét, ami egy I. típusú szupernóva-robbanást okoz, amely megsemmisíti a csillagot.
Egy tanulmányt azonban végeztek az ilyen típusú események röntgenspektrumában található aláírások jellemzésére az elliptikus galaxisokban. A szomszédos csillagtól származó kannibalizmus által generált I. típusú szupernóvák 5% -ánál többet nem számítanak.
Az Ia típusú szupernóvák (SNIa) különösen érdekes és tartalmas példák a fehér törpék csillagászati távolságok meghatározására való alkalmazására. Amikor a fehér törpe SN1a-vá robban, jelentős távolságokon láthatóvá válik. Mivel a robbanás fizikai paraméterei mindig közel vannak, a szupernóvák fényességi görbéje megközelítőleg azonos és jól kalibrált: előfordulásuk lehetővé teszi a távolságuk és következésképpen a galaxisuk távolságának pontos felmérését (ezek szokásos gyertyák) ).
Egyéb mechanizmusokEgy szűk bináris rendszer , mielőtt növekedés az anyag kitolja egy fehér törpe a közvetlen közelében a Chandrasekhar határ , hidrogén- gazdag Felhalmazott számít a felszínen gyulladásra kevésbé romboló típusú termonukleáris robbanás. Animált a fúzió a hidrogén . Mivel a fehér törpe szíve sértetlen marad, ezek a felszínes robbanások addig ismételhetők, amíg az akkréció tart. Ezt a gyengébb, ismétlődő kataklizma jelenséget (klasszikus) novának hívják . A csillagászok törpe novákat is megfigyeltek , kisebb és gyakoribb fényerő-csúcsokkal, mint a klasszikus noveák. Úgy gondolják, hogy nem a fúzió, hanem a gravitációs potenciális energia felszabadulása okozza, amikor az akkréciós lemez egy része a csillagra omlik. Általában " kataklizmatikus változóknak " nevezzük azokat a bináris rendszereket, ahol egy fehér törpe csillagtársaitól származó anyagot halmoz fel. A klasszikus nova és a törpe nova sok osztályba sorolható. A fúzió és a gravitáció kataklizmatikus változói röntgensugarak .
1987-ben infravörös felesleget detektáltak a fehér törpe G29-38 spektrumában. A tárgy lüktetési módjainak elemzése kimutatta, hogy ez a többlet a csillag körüli törmelékkorong jelenlétének tudható be. A G29-38 óta számos hasonló rendszert észleltek: 2016-ban 35-et soroltak fel. Ezek a törmelék lemezek után alakultak egy sziklás testet ( kisbolygó , kisbolygó, vagy bolygó ) elbontjuk az árapály erők által kifejtett fogadó fehér törpe.
Végül a fehér törpe felhalmozza a lemezt alkotó anyagot, és a nehéz elemek (alumínium, kalcium, kalcium, vas, nikkel, szilícium) „szennyezik” a légkörét. Ezek az elemek felelősek az abszorpciós vonalakért a fehér törpe spektrumában, és ezután lehetővé válik a törmelékkorongért felelős sziklatest kémiai összetételének meghatározása. Legfeljebb egy-két fehér törpe mutatja a nehéz elemekhez kapcsolódó spektrális vonalak jelenlétét .
2015-ben a Kepler Űrtávcső bomló planetesimálokat észlelt a fehér törpe WD 1145 + 017 körül . Újabb planetesimalist mutattak ki 2019-ben a „szennyezett” fehér törpe SDSS J122859.93 + 104032.9 körül . Sűrűsége, 7,7 és 39 g / cm 3 között , azt jelzi, hogy egy ősi bolygó fémmagjának maradványaiból hathat.
2020-ban a fehér törpe WD 1856 + 534 fényességének 2019-ben megfigyelt csökkenését egy óriásbolygó , az úgynevezett WD 1856b tranzitjának értelmezik . Legfeljebb 14 jovi tömeg ( M J ) tömege , keringési periódusa körülbelül 34 óra . Az a tény, hogy ez a bolygó túlélte az árapályerőket a csillag fehér törpévé történő átalakulása során, nehéz helyzetbe hozza a csillag evolúciójának jelenlegi modelljeit, különös tekintettel a közös burokkal rendelkező binárisok modelljeire .
Mivel ezt a cikket főként a Wikipédiáról fordítják angolra, az alábbiakban bemutatott bibliográfia elsősorban az angol nyelvű irodalomra vonatkozik.
Tábornok