Was ist ein Weißer Zwerg in der Astronomie? Geheimnisvolle Weiße Zwerge. Was ist ein Weißer Zwerg: ein Stern oder ein Phantom

Weiß Zwerge - eines der faszinierendsten Themen in der Geschichte der Astronomie: Erstmals wurden Himmelskörper entdeckt, deren Eigenschaften weit von denen entfernt sind, mit denen wir unter irdischen Bedingungen zu tun haben. Und aller Wahrscheinlichkeit nach markierte die Lösung des Rätsels um die Weißen Zwerge den Beginn der Erforschung der mysteriösen Natur der irgendwo darin verborgenen Materie verschiedene Ecken Universum.

Es gibt viele Weiße Zwerge im Universum. Früher galten sie als selten, aber eine sorgfältige Untersuchung der am Mount Palomar Observatory (USA) erhaltenen Fotoplatten zeigte, dass ihre Zahl 1500 übersteigt. Es war möglich, die räumliche Dichte von Weißen Zwergen abzuschätzen: Es stellte sich heraus, dass sie sich in einer Kugel befinden Bei einem Radius von 30 Lichtjahren müsste es etwa 100 solcher Sterne geben. Die Geschichte der Entdeckung der Weißen Zwerge reicht bis in den Anfang des 19. Jahrhunderts zurück, als Friedrich Wilhelm Bessel bei der Verfolgung der Bewegung des hellsten Sterns Sirius entdeckte, dass seine Bahn keine gerade Linie, sondern wellenförmigen Charakter hat. Eigene Bewegung die Sterne traten nicht in einer geraden Linie auf; es schien, als würde sie sich kaum merklich hin und her bewegen. Im Jahr 1844, etwa zehn Jahre nach den ersten Beobachtungen von Sirius, kam Bessel zu dem Schluss, dass Neben Sirius gibt es einen zweiten Stern, das, da es unsichtbar ist, eine gravitative Wirkung auf Sirius hat; es wird durch Schwankungen in der Bewegung von Sirius offenbart. Noch interessanter war die Tatsache, dass, wenn tatsächlich eine dunkle Komponente existiert, die Umlaufzeit beider Sterne relativ zu ihrem gemeinsamen Schwerpunkt etwa 50 Jahre beträgt.

Schneller Vorlauf ins Jahr 1862. und von Deutschland nach Cambridge, Massachusetts (USA). Alvan Clark, der größte Teleskopbauer in den Vereinigten Staaten, wurde von der Mississippi State University mit dem Bau eines Teleskops mit einer Linse von 18,5 Zoll (46 cm) Durchmesser beauftragt, das das größte Teleskop der Welt werden sollte. großes Teleskop in der Welt. Nachdem Clark die Teleskoplinse fertig bearbeitet hatte, musste überprüft werden, ob die erforderliche Genauigkeit der Form ihrer Oberfläche gewährleistet war. Zu diesem Zweck wurde die Linse in ein bewegliches Rohr eingebaut und auf Sirius gerichtet – den hellsten Stern, der das beste Objekt zum Testen von Linsen und zum Erkennen ihrer Defekte ist. Nachdem Alvan Clark die Position des Teleskoptubus festgelegt hatte, sah er einen schwachen „Geist“, der am östlichen Rand des Sichtfelds des Teleskops im Spiegelbild von Sirius erschien. Dann, als sich der Himmel bewegte, kam Sirius selbst in Sicht. Das Bild war verzerrt – es schien, dass der „Geister“ einen Defekt im Objektiv darstellte, der vor der Inbetriebnahme des Objektivs hätte behoben werden müssen. Es stellte sich jedoch heraus, dass dieser schwache Stern, der im Sichtfeld des Teleskops erschien, die von Bessel vorhergesagte Komponente von Sirius war. Abschließend muss hinzugefügt werden, dass das Clark-Teleskop aufgrund des Ausbruchs des Ersten Weltkriegs nie nach Mississippi geschickt wurde – es wurde am Dearbon-Observatorium in der Nähe von Chicago installiert und die Linse wird bis heute verwendet, allerdings in einem andere Installation.

Auf diese Weise, Sirius ist Gegenstand von allgemeinem Interesse und viel Forschung geworden, Weil physikalische Eigenschaften Binärsysteme haben Astronomen fasziniert. Unter Berücksichtigung der Besonderheiten der Bewegung von Sirius, seiner Entfernung zur Erde und der Amplitude der Abweichungen von der geradlinigen Bewegung konnten Astronomen die Eigenschaften beider Sterne des Systems mit den Namen Sirius A und Sirius B bestimmen. Die Gesamtmasse von Es stellte sich heraus, dass beide Sterne 3,4-mal größer als die Masse der Sonne waren. Es wurde festgestellt, dass der Abstand zwischen den Sternen fast 20-mal größer ist als der Abstand zwischen Sonne und Erde, also ungefähr gleich dem Abstand zwischen Sonne und Uranus; Die aus Messungen der Orbitalparameter ermittelte Masse von Sirius A erwies sich als 2,5-mal größer als die Masse der Sonne, und die Masse von Sirius B betrug 95 % der Sonnenmasse. Nachdem die Leuchtstärken beider Sterne bestimmt wurden, wurde festgestellt, dass Sirius A fast 10.000-mal heller ist als Sirius B. Aus der absoluten Helligkeit von Sirius A wissen wir, dass er etwa 35,5-mal heller ist stärker als die Sonne. Daraus folgt, dass die Leuchtkraft der Sonne 300-mal höher ist als die Leuchtkraft von Sirius B. Die Leuchtkraft eines jeden Sterns hängt von der Temperatur der Sternoberfläche und seiner Größe, also seinem Durchmesser, ab. Die Nähe der zweiten Komponente zum helleren Sirius A macht es äußerst schwierig, sein Spektrum zu bestimmen, das zur Bestimmung der Temperatur des Sterns notwendig ist. Im Jahr 1915 Mit allen technischen Mitteln des damals größten Observatoriums Mount Wilson (USA) gelang es, das Spektrum des Sirius erfolgreich zu fotografieren.

Dies führte zu einer unerwarteten Entdeckung: Die Temperatur des Satelliten betrug 8000 K, während die Sonne eine Temperatur von 5700 K hat. Somit erwies sich der Satellit tatsächlich als heißer als die Sonne, was bedeutete, dass auch die Leuchtkraft pro Einheit seiner Oberfläche größer war. Tatsächlich zeigt eine einfache Berechnung, dass jeder Zentimeter dieses Sterns viermal strahlt mehr Energie, Wie Quadratzentimeter Oberfläche der Sonne. Daraus folgt, dass die Oberfläche des Satelliten 300 * 10 4 mal kleiner sein sollte als die Oberfläche der Sonne und Sirius B einen Durchmesser von etwa 40.000 km haben sollte. Allerdings beträgt die Masse dieses Sterns 95 % der Sonnenmasse. Das bedeutet, dass eine große Menge Materie in ein extrem kleines Volumen gepackt werden muss, mit anderen Worten, der Stern muss dicht sein. Als Ergebnis einfacher Rechenoperationen stellen wir fest, dass die Dichte des Satelliten fast 100.000 Mal höher ist als die Dichte von Wasser. Ein Kubikzentimeter dieser Substanz würde auf der Erde 100 kg wiegen, und 0,5 Liter einer solchen Substanz würden etwa 50 Tonnen wiegen.

Dies ist die Geschichte der Entdeckung des ersten Weißen Zwergs. Fragen wir uns nun: Wie kann ein Stoff so komprimiert werden, dass er entsteht? Kubikzentimeter wog er 100 kg? Wenn das Ergebnis hoher Druck Materie wird komprimiert hohe Dichten, wie bei Weißen Zwergen, dann kommt eine andere Art von Druck ins Spiel, der sogenannte „entartete Druck“. Es entsteht bei der stärksten Kompression der Materie im Inneren eines Sterns. Es ist die Kompression und nicht die hohen Temperaturen, die den Druckabfall verursacht.

Durch die starke Kompression werden die Atome so dicht gepackt, dass Elektronenhüllen beginnen, sich gegenseitig zu durchdringen. Die gravitative Kontraktion eines Weißen Zwergs erfolgt über einen langen Zeitraum und die Elektronenhüllen durchdringen sich weiter, bis der Abstand zwischen den Kernen in der Größenordnung des Radius der kleinsten Elektronenhülle liegt. Die inneren elektronischen Hüllen bilden eine undurchdringliche Barriere, die eine weitere Kompression verhindert. Bei maximaler Kompression sind Elektronen nicht mehr an einzelne Kerne gebunden, sondern bewegen sich relativ zu diesen frei. Der Prozess der Trennung von Elektronen von Kernen erfolgt durch Ionisierung durch Druck. Wenn die Ionisierung abgeschlossen ist, bewegt sich eine Elektronenwolke relativ zu einem Gitter schwererer Kerne, sodass die Substanz des Weißen Zwergs bestimmte physikalische Eigenschaften annimmt, die für Metalle charakteristisch sind. In einer solchen Substanz wird Energie durch Elektronen an die Oberfläche übertragen, so wie sich Wärme durch einen an einem Ende erhitzten Eisenstab ausbreitet.

Aber elektronisch Gas weist auch ungewöhnliche Eigenschaften auf. Mit der Komprimierung der Elektronen erhöht sich ihre Geschwindigkeit immer mehr, da bekanntlich nach dem physikalischen Grundprinzip zwei Elektronen, die sich im selben Element des Phasenvolumens befinden, nicht die gleichen Energien haben können. Um nicht dasselbe Volumenelement einzunehmen, müssen sie sich daher mit enormen Geschwindigkeiten bewegen. Kleinste Größe das zulässige Volumen hängt vom Bereich der Elektronengeschwindigkeiten ab. Im Durchschnitt gilt jedoch: Je geringer die Geschwindigkeit der Elektronen, desto größer ist das Mindestvolumen, das sie einnehmen können. Mit anderen Worten: Die schnellsten Elektronen nehmen das kleinste Volumen ein.

Obwohl einzelne Elektronen mit Geschwindigkeiten umherrasen, die Innentemperaturen in der Größenordnung von Millionen Grad entsprechen, bleibt die Temperatur des gesamten Elektronenensembles insgesamt niedrig. Es wurde festgestellt, dass die Gasatome eines gewöhnlichen Weißen Zwergs ein Gitter aus dicht gepackten schweren Kernen bilden, durch das sich ein entartetes Elektronengas bewegt. Näher an der Oberfläche des Sterns wird die Entartung schwächer und an der Oberfläche sind die Atome nicht vollständig ionisiert, so dass ein Teil der Materie im Normalzustand vorliegt Gaszustand. Wenn wir die physikalischen Eigenschaften von Weißen Zwergen kennen, können wir sie konstruieren visuelles Modell. Beginnen wir mit Weiß Zwerge eine Atmosphäre haben. Die Analyse der Spektren von Zwergen führt zu dem Schluss, dass die Dicke ihrer Atmosphäre nur wenige hundert Meter beträgt. In dieser Atmosphäre entdecken Astronomen verschiedene bekannte chemische Elemente. Bekannt Weiß Zwerge zwei Arten – kalt und heiß. Die Atmosphäre heißer Weißer Zwerge enthält etwas Wasserstoff, obwohl dieser wahrscheinlich weniger als 0,05 % ausmacht. Dennoch wurden aus den Linien in den Spektren dieser Sterne Wasserstoff, Helium, Kalzium, Eisen, Kohlenstoff und sogar Titanoxid entdeckt. Die Atmosphäre kühler Weißer Zwerge besteht fast ausschließlich aus Helium; Wasserstoff macht wahrscheinlich weniger als ein Atom pro Million aus. Die Oberflächentemperaturen von Weißen Zwergen variieren zwischen 5000 K für „kalte“ Sterne und 50.000 K für „heiße“ Sterne. Unter der Atmosphäre eines Weißen Zwergs liegt eine Region nicht entarteter Materie, die enthält kleine Nummer freie Elektronen. Die Dicke dieser Schicht beträgt 160 km, was etwa 1 % des Sternradius entspricht. Diese Schicht kann sich im Laufe der Zeit verändern, der Durchmesser des Weißen Zwergs bleibt jedoch konstant und beträgt etwa 40.000 km.

Allgemein, Weiß Zwerge verkleinern sich nach Erreichen dieses Zustands nicht mehr. Sie verhalten sich wie eine auf hohe Temperatur erhitzte Kanonenkugel; Der Kern kann die Temperatur durch Energieabgabe ändern, seine Abmessungen bleiben jedoch unverändert. Was bestimmt den endgültigen Durchmesser eines Weißen Zwergs?? Es stellt sich als seine Masse heraus. Je größer die Masse eines Weißen Zwergs ist, desto kleiner ist sein Radius. Der minimal mögliche Radius beträgt 10.000 km. Theoretisch kann sein Radius unendlich klein sein, wenn die Masse eines Weißen Zwergs die Masse der Sonne um das 1,2-fache übersteigt. Es ist der Druck des entarteten Elektronengases, der den Stern vor weiterer Kompression schützt, und obwohl die Temperatur von Millionen Grad im Kern des Sterns bis zu Null an der Oberfläche variieren kann, ändert sich sein Durchmesser nicht. Mit der Zeit wird der Stern zu einem dunklen Körper mit demselben Durchmesser wie beim Eintritt in das Stadium des Weißen Zwergs. Unter oberste Schicht Das entartete Gas des Sterns ist praktisch isotherm, das heißt, die Temperatur ist bis zum Zentrum des Sterns nahezu konstant. sie beträgt mehrere Millionen Grad – der realistischste Wert liegt bei 6 Millionen K.

Nachdem wir nun einige Vorstellungen über die Struktur eines Weißen Zwergs haben, stellt sich die Frage: Warum leuchtet es? Eines ist klar: thermonukleare Reaktionen sind ausgeschlossen. Im Inneren des Weißen Zwergs gibt es keinen Wasserstoff, der diesen Energieerzeugungsmechanismus unterstützen könnte. Die einzige Art Energie zur Verfügung weißer Zwerg, -Das Wärmeenergie. Die Atomkerne befinden sich in zufälliger Bewegung, da sie vom entarteten Elektronengas gestreut werden. Mit der Zeit verlangsamt sich die Bewegung der Kerne, was einem Abkühlungsprozess gleichkommt. Elektronengas verfügt im Gegensatz zu allen anderen auf der Erde bekannten Gasen über eine außergewöhnliche Wärmeleitfähigkeit, und die Elektronen leiten Wärmeenergie an die Oberfläche, wo diese Energie durch die Atmosphäre in den Weltraum abgestrahlt wird.

Astronomen vergleichen den Abkühlungsprozess eines heißen Weißen Zwergs mit dem Abkühlen eines Eisenstabs, der aus einem Feuer entfernt wird. Der Weiße Zwerg kühlt zunächst schnell ab, aber wenn die Temperatur in seinem Inneren sinkt, verlangsamt sich die Abkühlung. Schätzungen zufolge nimmt die Leuchtkraft eines Weißen Zwergs in den ersten Hunderten von Millionen Jahren um 1 % der Leuchtkraft der Sonne ab.

Irgendwann muss der Weiße Zwerg verschwinden und ein Schwarzer Zwerg werden. Dies kann jedoch Billionen von Jahren dauern, und nach Ansicht vieler Wissenschaftler erscheint es äußerst zweifelhaft, ob das Universum alt genug sein wird, um schwarze Zwerge darin auftauchen zu lassen. Andere Astronomen glauben das Anfangsphase Wenn der Weiße Zwerg noch recht heiß ist, ist die Abkühlungsrate gering. Und wenn die Temperatur seiner Oberfläche auf einen Wert in der Größenordnung der Sonnentemperatur sinkt, nimmt die Abkühlungsrate zu und das Aussterben erfolgt sehr schnell. Wenn das Innere des Weißen Zwergs ausreichend abkühlt, verfestigt er sich. Wenn wir davon ausgehen, dass das Alter des Universums 10 Milliarden Jahre überschreitet, müsste es auf die eine oder andere Weise viel mehr Rote Zwerge darin geben als Weiße. Mit diesem Wissen suchen Astronomen nach Roten Zwergen.

Bisher waren sie erfolglos. Die Massen weißer Zwerge werden nicht genau genug bestimmt. Sie können für Komponenten dualer Systeme, wie im Fall von Sirius, zuverlässig installiert werden. Aber nur wenige Weiß Zwerge sind Teil von Doppelsternen. In den drei am besten untersuchten Fällen stellte sich heraus, dass die Massen der Weißen Zwerge mit einer Genauigkeit von über 10 % gemessen wurden weniger Masse Die Sonne machte etwa die Hälfte davon aus. Theoretisch sollte die Grenzmasse für einen vollständig entarteten, nicht rotierenden Stern das 1,2-fache der Sonnenmasse betragen. Wenn die Sterne jedoch rotieren, was aller Wahrscheinlichkeit nach auch der Fall ist, sind Massen um ein Vielfaches größer als die der Sonne durchaus möglich.

Die Schwerkraft auf der Oberfläche von Weißen Zwergen ist etwa 60-70-mal größer als auf der Sonne. Wenn ein Mensch auf der Erde 75 kg wiegt, dann würde er auf der Sonne 2 Tonnen wiegen, und auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs würde sein Gewicht 120-140 Tonnen betragen. Unter Berücksichtigung der Tatsache, dass sich die Radien der Weißen Zwerge kaum unterscheiden und ihre Massen nahezu gleich sind, können wir daraus schließen, dass die Schwerkraft auf der Oberfläche jedes Weißen Zwergs ungefähr gleich ist. Es gibt viele Weiße Zwerge im Universum. Früher galten sie als selten, aber eine sorgfältige Untersuchung der am Mount Palomar Observatory erhaltenen Fotoplatten ergab, dass ihre Zahl 1.500 übersteigt. Astronomen gehen davon aus, dass die Häufigkeit von Weißen Zwergen zumindest in den letzten 5 Milliarden Jahren konstant geblieben ist. Vielleicht, Weiß Zwerge bilden die zahlreichste Klasse von Objekten am Himmel.

Es war möglich, die räumliche Dichte von Weißen Zwergen abzuschätzen: Es stellte sich heraus, dass es in einer Kugel mit einem Radius von 30 Lichtjahren etwa 100 solcher Sterne geben sollte. Es stellt sich die Frage: Werden alle Sterne am Ende ihres Lebens zu Weißen Zwergen? evolutionärer Weg? Wenn nicht, welcher Anteil der Sterne geht in das Stadium des Weißen Zwergs über? Ein wichtiger Schritt zur Lösung des Problems wurde getan, als Astronomen die Positionen der Zentralsterne planetarischer Nebel in einem Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm aufzeichneten. Um die Eigenschaften von Sternen zu verstehen, die sich im Zentrum planetarischer Nebel befinden, betrachten wir diese Himmelskörper. Auf Fotos erscheint der Planetarische Nebel als ausgedehnte ellipsoide Gasmasse mit einem schwachen, aber heißen Stern im Zentrum. In Wirklichkeit handelt es sich bei dieser Masse um eine komplexe turbulente, konzentrische Hülle, die sich mit Geschwindigkeiten von 15–50 km/s ausdehnt. Obwohl diese Formationen wie Ringe aussehen, handelt es sich in Wirklichkeit um Muscheln, und die Geschwindigkeit der turbulenten Gasbewegung in ihnen erreicht etwa 120 km/s. Es stellte sich heraus, dass die Durchmesser mehrerer planetarischer Nebel, zu denen die Entfernung gemessen werden konnte, etwa 1 Lichtjahr oder etwa 10 Billionen Kilometer betragen.

Bei der oben genannten Expansionsgeschwindigkeit wird das Gas in den Schalen sehr verdünnt und kann nicht mehr angeregt werden und ist daher nach 100.000 Jahren nicht mehr sichtbar. Viele der planetarischen Nebel, die wir heute sehen, sind in den letzten 50.000 Jahren entstanden und ihr typisches Alter liegt bei etwa 20.000 Jahren. Die Zentralsterne solcher Nebel sind die heißesten Objekte, die in der Natur bekannt sind. Ihre Oberflächentemperatur variiert zwischen 50.000 und 1 Million. K. Aufgrund ungewöhnlich hoher Temperaturen Großer Teil Die Strahlung des Sterns liegt im fernen Ultraviolettbereich elektromagnetisches Spektrum.

Das UV-Strahlung absorbiert, wird vom Hüllengas im sichtbaren Bereich des Spektrums umgewandelt und wieder emittiert, was uns die Beobachtung der Hülle ermöglicht. Dies bedeutet, dass die Hüllen deutlich heller sind als die Zentralsterne – die eigentlich die Energiequelle sind –, da ein großer Teil der Strahlung des Sterns im unsichtbaren Teil des Spektrums liegt. Aus einer Analyse der Eigenschaften der Zentralsterne planetarischer Nebel geht hervor, dass der typische Wert ihrer Masse im Bereich von 0,6-1 Sonnenmasse liegt. Und für die Synthese schwerer Elemente im Inneren eines Sterns sind große Massen erforderlich. Die Menge an Wasserstoff in diesen Sternen ist vernachlässigbar. Allerdings sind Gashüllen reich an Wasserstoff und Helium.

Einige Astronomen glauben das 50-95 % aller Weißen Zwerge stammen nicht aus planetarischen Nebeln. Obwohl also einige Weiße Zwerge ausschließlich mit planetarischen Nebeln in Verbindung gebracht werden, stammten mindestens die Hälfte oder mehr von ihnen von normalen Hauptreihensternen, die das Stadium des planetarischen Nebels nicht durchlaufen hatten. Das Gesamtbild der Entstehung von Weißen Zwergen ist unklar und ungewiss. Da fehlen so viele Details Best-Case-Szenario Beschreibung evolutionärer Prozess kann nur durch logische Schlussfolgerungen aufgebaut werden. Die allgemeine Schlussfolgerung ist jedoch, dass viele Sterne auf dem Weg zu ihrem weißen Zwergen-Ende einen Teil ihrer Materie verlieren und dann als schwarze, unsichtbare Zwerge auf den himmlischen Friedhöfen verschwinden. Wenn die Masse eines Sterns etwa doppelt so groß ist wie die Masse der Sonne, verlieren solche Sterne in den letzten Phasen ihrer Entwicklung an Stabilität. Solche Sterne können als Supernovae explodieren und dann auf die Größe von Kugeln mit einem Radius von mehreren Kilometern schrumpfen, also verwandeln sich in Neutronensterne.

Weiße Zwerge: Abkühlende Sterne im Universum

Weiße Zwerge entstehen mit einer Masse, die die Chandrasekhar-Grenze (die maximale Masse, bei der ein Stern als Weißer Zwerg existieren kann) nicht überschreitet, ohne eigene thermonukleare Energiequellen.

Weiße Zwerge sind kompakte Sterne mit Massen, die mit der Masse von vergleichbar oder größer sind, aber 100-mal kleinere Radien und dementsprechend eine bolometrische Leuchtkraft, die etwa 10.000-mal kleiner als die der Sonne ist. Die durchschnittliche Materiedichte von Weißen Zwergen in ihrer Photosphäre beträgt 105–109 g/cm³ und ist damit fast eine Million Mal höher als die Dichte von Hauptreihensternen. Was die Häufigkeit angeht, machen Weiße Zwerge verschiedenen Schätzungen zufolge 3-10 % unserer Sternpopulation aus. Die Unsicherheit bei der Schätzung ist auf die Schwierigkeit zurückzuführen, entfernte Weiße Zwerge aufgrund ihrer geringen Leuchtkraft zu beobachten.

Die scheinbare Bewegung von Sirius Himmelssphäre(laut Flammarion)

Der erste entdeckte Weiße Zwerg war der Stern 40 Eridani B im Dreifachsystem 40 Eridani, den William Herschel bereits 1785 in den Katalog der Doppelsterne aufnahm. Im Jahr 1910 machte Henry Norris Russell auf die ungewöhnlich niedrige Leuchtkraft von 40 Eridani B bei seiner hohen Farbtemperatur aufmerksam, die später zur Unterscheidung ähnlicher Sterne diente separate Klasse Weiße Zwerge.

Der zweite und dritte entdeckte Weiße Zwerg waren Sirius B und Procyon B. Im Jahr 1844 entdeckte der Direktor des Königsberger Observatoriums, Friedrich Bessel, bei der Analyse seit 1755 durchgeführter Beobachtungsdaten, dass Sirius, der hellste Stern am Himmel, und Procyon weicht in regelmäßigen Abständen, wenn auch nur sehr schwach, ab gerader Weg Bewegung durch die Himmelssphäre. Bessel kam zu dem Schluss, dass jeder von ihnen dies tun sollte enger Begleiter. Die Nachricht stieß auf Skepsis, da der schwache Satellit unbeobachtbar blieb und seine Masse ziemlich groß gewesen sein müsste – vergleichbar mit der Masse von Sirius bzw. Procyon.

Im Januar 1862 entdeckte Alvin Graham Clark beim Justieren eines 18-Zoll-Refraktors, des damals größten Teleskops der Welt (Dearborn Telescope), das später von der Clark-Familienfirma an das Observatorium der University of Chicago geliefert wurde, einen schwachen Stern in unmittelbarer Nähe Nähe von Sirius. Dies war der von Bessel vorhergesagte Satellit des Sirius, Sirius B. Und 1896 entdeckte der amerikanische Astronom D. M. Sheberle Procyon B und bestätigte damit Bessels zweite Vorhersage.

Im Jahr 1915 maß der amerikanische Astronom Walter Sidney Adams das Spektrum von Sirius B. Aus den Messungen ging hervor, dass seine Temperatur nicht niedriger war als die von Sirius A (nach modernen Daten beträgt die Oberflächentemperatur von Sirius B 25.000 K und Sirius A – 10.000 K), was unter Berücksichtigung seiner 10.000-mal geringeren Leuchtkraft als Sirius A auf einen sehr kleinen Radius und dementsprechend eine hohe Dichte hinweist – 106 g/cm³ (Sirius-Dichte ~0,25 g/cm³, Sonnendichte ~1, 4 g/cm³).

Im Jahr 1917 entdeckte Adrian van Maanen einen weiteren Weißen Zwerg – van Maanens Stern im Sternbild Fische.

Im Jahr 1922 schlug Willem Jacob Leuthen vor, solche Sterne „Weiße Zwerge“ zu nennen.

Zu Beginn des 20. Jahrhunderts entdeckten Hertzsprung und Russell ein Muster bezüglich der Spektralklasse (also der Temperatur) und der Leuchtkraft von Sternen – das Hertzsprung-Russell-Diagramm (H-R-Diagramm). Es schien, dass die gesamte Vielfalt der Sterne in zwei Zweige des H-R-Diagramms passte – Hauptfolge und der rote Riesenzweig. Im Zuge der Arbeit an der Sammlung von Statistiken über die Verteilung von Sternen nach Spektralklasse und Leuchtkraft wandte sich Russell 1910 an Professor Edward Pickering. Weitere Veranstaltungen Russell beschreibt es so:

„Ich besuchte meinen Freund ... Professor E. Pickering auf Geschäftsbesuch. Mit seiner charakteristischen Freundlichkeit bot er an, die Spektren aller Sterne zu erhalten, die Hincks und ich beobachtet hatten ... mit der Absicht, ihre Parallaxen zu bestimmen. Dieser Teil der scheinbar routinemäßigen Arbeit erwies sich als sehr fruchtbar – er führte zu der Entdeckung, dass alle Sterne sehr klein sind Absolutwert(d. h. geringe Leuchtkraft) haben Spektralklasse M (d. h. sehr niedrige Oberflächentemperatur). Soweit ich mich erinnere, fragte ich Pickering bei der Diskussion dieser Frage nach einigen anderen schwachen Sternen ... und erwähnte insbesondere 40 Eridani B. In seiner charakteristischen Art schickte er sofort eine Anfrage an das Büro des (Harvard-)Observatoriums und wurde auch beantwortet Bald lautete die Antwort (von Frau Fleming, glaube ich), dass das Spektrum dieses Sterns A ist (das heißt hohe Oberflächentemperatur). Selbst in der Zeit des Paläozoikums wusste ich genug über diese Dinge, um sofort zu erkennen, dass es eine extreme Diskrepanz zwischen den damals „möglichen“ Werten der Oberflächenhelligkeit und -dichte gab. Anscheinend habe ich nicht verhehlt, dass ich über diese Ausnahme von einer scheinbar völlig normalen Regel für die Eigenschaften von Sternen nicht nur überrascht, sondern im wahrsten Sinne des Wortes verblüfft war. Pickering lächelte mich an und sagte: „Gerade solche Ausnahmen führen zur Erweiterung unseres Wissens“ – und die Weißen Zwerge betraten die untersuchte Welt.“

Russells Überraschung ist durchaus verständlich: 40 Eridani B bezieht sich auf relativ nahe Sterne, und aus der beobachteten Parallaxe kann man die Entfernung zu ihm und damit die Leuchtkraft recht genau bestimmen. Es stellte sich heraus, dass die Leuchtkraft von 40 Eridani B für seine Spektralklasse ungewöhnlich niedrig war – es bildeten sich Weiße Zwerge neues Gebiet im G-R-Diagramm. Diese Kombination aus Leuchtkraft, Masse und Temperatur war unverständlich und konnte nicht mit dem in den 1920er Jahren entwickelten Standard-Hauptreihenmodell der Sternstruktur erklärt werden.

Die hohe Dichte an Weißen Zwergen blieb in diesem Rahmen ungeklärt klassische Physik und Astronomie und fand nur im Rahmen eine Erklärung Quantenmechanik nach dem Erscheinen der Fermi-Dirac-Statistik. Im Jahr 1926 zeigte Fowler in einem Artikel „Über dichte Materie“, Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122), dass die Zustandsgleichung im Gegensatz zu Hauptreihensternen, deren Zustandsgleichung auf dem Modell idealen Gases (Standard) basiert, zugrunde liegt Eddington-Modell) werden bei Weißen Zwergen Dichte und Druck der Materie durch die Eigenschaften des entarteten Elektronengases (Fermi-Gas) bestimmt.

Der nächste Schritt bei der Erklärung der Natur weißer Zwerge war die Arbeit von Yakov Frenkel, E. Stoner und Chandrasekhar. Frenkel wies 1928 darauf hin, dass es eine Obergrenze für die Masse von Weißen Zwergen geben muss, das heißt, dass Sterne mit einer Masse über einer bestimmten Grenze instabil sind und kollabieren müssen. E. Stoner kam 1930 unabhängig zu dem gleichen Schluss, der eine korrekte Schätzung der maximalen Masse lieferte. Sie wurde 1931 von Chandrasekhar in seinem Werk „Die maximale Masse idealer weißer Zwerge“, Astroph. J. 74, 81-82 (Chandrasekhar-Grenze) und unabhängig davon 1932 von L. D. Landau genauer berechnet.

Fowlers Lösung erklärte die innere Struktur von Weißen Zwergen, klärte jedoch nicht den Mechanismus ihrer Entstehung. Bei der Erklärung der Entstehung von Weißen Zwergen Schlüsselrolle gespielt von zwei Ideen: der Idee des Astronomen Ernst Epic, dass Rote Riesen aus Hauptreihensternen infolge des Ausbrennens von Kernbrennstoff entstehen, und der Annahme des Astronomen Wassili Fesenkow, die kurz nach dem Zweiten Weltkrieg aufgestellt wurde, dass Hauptreihensterne an Masse verlieren sollten und dass ein solcher Massenverlust einen erheblichen Einfluss auf die Entwicklung von Sternen haben sollte. Diese Annahmen wurden vollständig bestätigt.

Die Struktur eines solaren Hauptreihensterns und eines Roten Riesen mit einem isothermen Heliumkern und einer geschichteten Nukleosynthesezone (nicht maßstabsgetreu).

Bei der Entwicklung von Hauptreihensternen kommt es zum „Ausbrennen“ von Wasserstoff – der Nukleosynthese unter Bildung von Helium (siehe Bethe-Zyklus). Ein solcher Burnout führt zum Aufhören der Energiefreisetzung in den zentralen Teilen des Sterns, zur Kompression und dementsprechend zu einem Anstieg der Temperatur und Dichte in seinem Kern. Ein Anstieg der Temperatur und Dichte im Sternkern führt zu Bedingungen, unter denen eine neue Quelle thermonuklearer Energie aktiviert wird: der Heliumabbrand (dreifache Heliumreaktion oder dreifacher Alpha-Prozess), charakteristisch für Rote Riesen und Überriesen.

Bei Temperaturen in der Größenordnung von 108 K kinetische Energie Heliumkerne werden hoch genug, um die Coulomb-Barriere zu überwinden: Zwei Heliumkerne (4He, Alphateilchen) können zum instabilen Berylliumisotop 8Be verschmelzen.

Trotz der sehr niedrigen Gleichgewichtskonzentration von 8Be (bei einer Temperatur von ~108 K beträgt das Konzentrationsverhältnis beispielsweise / ~10−10) erweist sich die Geschwindigkeit einer solchen dreifachen Heliumreaktion als ausreichend, um ein neues hydrostatisches Gleichgewicht zu erreichen der heiße Kern des Sterns. Die Abhängigkeit der Energiefreisetzung von der Temperatur bei der ternären Heliumreaktion ist extrem hoch.

Es ist jedoch zu beachten, dass die dreifache Heliumreaktion durch eine deutlich geringere Energiefreisetzung gekennzeichnet ist als der Bethe-Zyklus: Bezogen auf die Masseneinheit ist die Energiefreisetzung beim „Verbrennen“ von Helium mehr als zehnmal geringer als während des Bethe-Zyklus „Verbrennen“ von Wasserstoff. Je mehr Helium ausbrennt und die Energiequelle im Kern erschöpft ist, desto mehr komplexe Reaktionen Bei der Nukleosynthese erfordern solche Reaktionen jedoch erstens immer höhere Temperaturen und zweitens nimmt die Energiefreisetzung pro Masseneinheit bei solchen Reaktionen mit zunehmender Massenzahl der in die Reaktion eintretenden Kerne ab.

Ein zusätzlicher Faktor, der offenbar die Entwicklung roter Riesenkerne beeinflusst, ist die Kombination der hohen Temperaturempfindlichkeit der dreifachen Heliumreaktion und Fusionsreaktionen schwererer Kerne mit dem Neutrino-Kühlmechanismus: Bei hohen Temperaturen und Drücken können Photonen an Elektronen gestreut werden die Bildung von Neutrino-Antineutrino-Paaren, die ungehindert Energie aus dem Kern abführen: Der Stern ist für sie transparent. Die Geschwindigkeit einer solchen volumetrischen Neutrinokühlung wird im Gegensatz zur klassischen Oberflächenphotonenkühlung nicht durch die Prozesse der Energieübertragung vom Inneren des Sterns in seine Photosphäre begrenzt. Durch die Nukleosynthesereaktion stellt sich im Sternkern ein neues Gleichgewicht ein, das durch die gleiche Kerntemperatur gekennzeichnet ist: Es entsteht ein isothermer Kern.

Population von Weißen Zwergen im Kugelsternhaufen NGC 6397. Blaue Quadrate sind Helium-Weiße Zwerge, violette Kreise sind „normale“ Weiße Zwerge mit hohem Kohlenstoffgehalt.

Bei Roten Riesen mit relativ geringer Masse (in der Größenordnung der Sonne) bestehen die isothermen Kerne hauptsächlich aus Helium, bei massereicheren Sternen aus Kohlenstoff und schwereren Elementen. Allerdings ist die Dichte eines solchen isothermen Kerns in jedem Fall so hoch, dass die Abstände zwischen den Elektronen des den Kern bildenden Plasmas ihrer De-Broglie-Wellenlänge entsprechen, also die Bedingungen für die Entartung des Elektronengases erfüllt sind. Berechnungen zeigen, dass die Dichte isothermer Kerne der Dichte von Weißen Zwergen entspricht, das heißt, die Kerne von Roten Riesen sind Weiße Zwerge.

Protoplanetarischer Nebel HD 44179: Asymmetrischer Ausstoß von Gas und Staub aus einem Roten Riesen.

Kernreaktionen in Roten Riesen finden nicht nur im Kern statt: Während der Wasserstoff im Kern verbrennt, breitet sich die Helium-Nukleosynthese auf die noch wasserstoffreichen Regionen des Sterns aus und bildet eine kugelförmige Schicht an der Grenze zwischen wasserstoffarmen und wasserstoffreichen Regionen Regionen. Eine ähnliche Situation ergibt sich bei der dreifachen Heliumreaktion: Da Helium im Kern ausbrennt, konzentriert es sich ebenfalls in einer kugelförmigen Schicht an der Grenze zwischen heliumarmen und heliumreichen Regionen. Die Leuchtkraft von Sternen mit solchen „zweischichtigen“ Nukleosyntheseregionen nimmt deutlich zu und erreicht etwa mehrere tausend Leuchtkräfte der Sonne, während sich der Stern „aufbläst“ und seinen Durchmesser auf die Größe der Erdumlaufbahn vergrößert. Die Helium-Nukleosynthesezone steigt an die Oberfläche des Sterns: Der Massenanteil innerhalb dieser Zone beträgt etwa 70 % der Sternmasse. Mit der „Explosion“ geht ein ziemlich starker Ausfluss von Materie von der Oberfläche des Sterns einher; es werden Objekte wie protoplanetare Nebel beobachtet.

Planetarischer Nebel NGC 3132: in der Mitte Doppelstern- Analogon von Sirius.

Solche Sterne sind eindeutig instabil, und 1956 schlug der Astronom und Astrophysiker Joseph Shklovsky einen Mechanismus für die Bildung planetarischer Nebel durch das Ausstoßen der Hüllen roter Riesen vor, wobei die Freilegung der isothermen entarteten Kerne solcher Sterne zur Entstehung von planetarischen Nebeln führte Weiße Zwerge. Die genauen Mechanismen des Massenverlusts und der weiteren Hüllenablösung bei solchen Sternen sind noch unklar, können aber vermutet werden die folgenden Faktoren, was zum Verlust der Schale beitragen kann:

Aufgrund der extrem hohen Leuchtkraft wird der Lichtdruck des Strahlungsflusses des Sterns auf seine äußeren Schichten erheblich, was Berechnungen zufolge innerhalb von mehreren tausend Jahren zum Verlust der Hülle führen kann.

Aufgrund der Wasserstoffionisierung in Regionen unterhalb der Photosphäre kann es zu starker konvektiver Instabilität kommen. Die Sonnenaktivität ist von ähnlicher Natur, aber im Fall der Roten Riesen sollte die Kraft der Konvektionsströme die der Sonne deutlich übertreffen.

In ausgedehnten Sternhüllen können sich Instabilitäten entwickeln, die zu starken Oszillationsprozessen führen, die mit Veränderungen einhergehen thermisches Regime Sterne. Es werden Dichtewellen der vom Stern ausgestoßenen Materie beobachtet, die eine Folge solcher Schwankungen sein können.

Bei Roten Riesen mit einer „zweischichtigen“ thermonuklearen Quelle, die in einem späten Stadium ihrer Entwicklung zum asymptotischen Riesenzweig wechselten, werden thermische Pulsationen beobachtet, begleitet von einem „Umschalten“ der thermonuklearen Wasserstoff- und Heliumquellen und einem starken Massenverlust.

Auf die eine oder andere Weise endet eine ziemlich lange Zeit des relativ ruhigen Ausströmens von Materie von der Oberfläche roter Riesen mit dem Abwerfen seiner Hülle und der Freilegung seines Kerns. Eine solche ausgestoßene Hülle wird als planetarischer Nebel beobachtet. Die Ausbreitungsgeschwindigkeiten protoplanetarer Nebel betragen mehrere zehn km/s, also nahe dem Wert der parabolischen Geschwindigkeiten auf der Oberfläche roter Riesen, was als zusätzliche Bestätigung ihrer Entstehung durch die Freisetzung „überschüssiger Masse“ roter Riesen dient.

Mittlerweile ist das von Shklovsky vorgeschlagene Szenario für das Ende der Evolution der Roten Riesen allgemein akzeptiert und wird durch zahlreiche Beobachtungsdaten gestützt.

Wie bereits erwähnt, liegen die Massen der Weißen Zwerge in der Größenordnung der Sonnenmasse, ihre Größe beträgt jedoch nur ein Hundertstel (oder sogar weniger) des Sonnenradius, d. h. die Materiedichte in Weißen Zwergen ist extrem hoch und beträgt g/cm³. Bei solchen Dichten werden die Elektronenhüllen der Atome zerstört und die Substanz ist ein Elektronen-Kern-Plasma und ihre elektronische Komponente ist ein entartetes Elektronengas. Daher gibt es bei Weißen Zwergen im Gegensatz zu Hauptreihensternen und Riesen keine Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft.

Die obige Zustandsgleichung gilt für ein kaltes Elektronengas, allerdings ist die Temperatur von nur wenigen Millionen Grad klein im Vergleich zur charakteristischen Fermi-Energie der Elektronen. Gleichzeitig nimmt die Dichte der Substanz aufgrund des Pauli-Ausschlusses zu (zwei Elektronen können nicht eins haben). Quantenzustand, also gleicher Energie und gleichem Spin), nehmen Energie und Geschwindigkeit der Elektronen so stark zu, dass die Effekte der Relativitätstheorie zu wirken beginnen – das entartete Elektronengas wird relativistisch. Die Abhängigkeit des Drucks eines relativistisch entarteten Elektronengases von der Dichte ist bereits anders. Eine Folge dieses Abhängigkeitsverhältnisses ist die Existenz eines bestimmten Wertes der Sternmasse, bei dem Gravitationskräfte werden durch Druckkräfte ausgeglichen, und wenn die Masse des Weißen Zwergs zunimmt, nimmt sein Radius ab. Eine weitere Konsequenz ist, dass der Stern kollabiert, wenn die Masse größer als eine bestimmte Grenze (die Chandrasekhar-Grenze) ist.

Daher gibt es eine Obergrenze für die Masse von Weißen Zwergen. Interessanterweise gibt es für beobachtete Weiße Zwerge eine ähnliche Untergrenze: Da die Entwicklungsgeschwindigkeit von Sternen proportional zu ihrer Masse ist, können wir Weiße Zwerge mit geringer Masse nur als Überreste derjenigen Sterne beobachten, die sich im Laufe der Zeit aus dem Sternbild heraus entwickelt haben Anfangsperiode der Sternentstehung des Universums bis heute.

Spektren von Weißen Zwergen in Kugelsternhaufen NGC 6397. Zum Vergleich ist oben (rot) das „Standard“-Spektrum eines Weißen Zwergs der Spektralklasse DA dargestellt.

Die Spektren von Weißen Zwergen unterscheiden sich stark von den Spektren von Hauptreihensternen und Riesen. Ihr Hauptmerkmal ist eine kleine Anzahl stark verbreiterter Absorptionslinien, und einige Weiße Zwerge (Spektralklasse DC) enthalten überhaupt keine auffälligen Absorptionslinien. Die geringe Anzahl von Absorptionslinien in den Spektren von Sternen dieser Klasse erklärt sich aus der sehr starken Verbreiterung der Linien: Nur die stärksten Absorptionslinien haben trotz ihrer Verbreiterung genügend Tiefe, um sichtbar zu bleiben, und die schwächeren aufgrund ihrer Flachheit Tiefe, praktisch mit dem kontinuierlichen Spektrum verschmelzen.

Die Merkmale der Spektren von Weißen Zwergen werden durch mehrere Faktoren erklärt. Erstens aufgrund der hohen Dichte der Weißen Zwerge, der Beschleunigung freier Fall auf ihrer Oberfläche beträgt ~108 cm/s² (oder ~1000 km/s²), was wiederum zu einer geringen Ausdehnung ihrer Photosphäre, enormen Dichten und Drücken in ihnen sowie einer Verbreiterung der Absorptionslinien führt. Eine weitere Folge von stark Schwerkraftfeld Auf der Oberfläche kommt es zu einer gravitativen Rotverschiebung der Linien in ihren Spektren, was Geschwindigkeiten von mehreren zehn km/s entspricht. Zweitens weisen einige Weiße Zwerge mit starken Magnetfeldern aufgrund des Zeeman-Effekts eine starke Polarisation der Strahlung und eine Aufspaltung der Spektrallinien auf.

Weiße Zwerge werden in eine separate Spektralklasse D (vom englischen Dwarf – Zwerg) eingeteilt, eine derzeit verwendete Klassifizierung, die die Merkmale der Spektren von Weißen Zwergen widerspiegelt und 1983 von Edward Zion vorgeschlagen wurde; In dieser Klassifizierung wird die Spektralklasse im folgenden Format geschrieben:

DA - Linien der Balmer-Reihe von Wasserstoff sind im Spektrum vorhanden, Linien von Helium werden nicht beobachtet
DB – das Spektrum enthält Linien von Helium He I, Linien von Wasserstoff oder Metallen fehlen
DC – kontinuierliches Spektrum ohne Absorptionslinien
DO – starke Helium-He-II-Linien sind im Spektrum vorhanden; He-I- und He-H-Linien können ebenfalls vorhanden sein
DZ – nur Metallleitungen, keine H- oder He-Leitungen
DQ – Kohlenstofflinien, einschließlich molekularem C2
und spektrale Merkmale:
P – Polarisation von Licht in einem Magnetfeld wird beobachtet
In Gegenwart eines Magnetfelds wird keine H-Polarisation beobachtet
V - ZZ Sterne vom Ceti-Typ oder andere variable Weiße Zwerge
X – eigenartige oder nicht klassifizierbare Spektren

Exotisches Doppelsternsystem PSR J0348+0432, bestehend aus einem Pulsar und einem Weißen Zwerg, der ihn alle 2,5 Stunden umkreist.

Weiße Zwerge beginnen ihre Entwicklung als freiliegende entartete Kerne roter Riesen, die ihre Hülle abgeworfen haben – also als Zentralsterne junger planetarischer Nebel. Die Temperaturen der Photosphären der Kerne junger planetarischer Nebel sind extrem hoch – beispielsweise liegt die Temperatur des Zentralsterns des Nebels NGC 7293 zwischen 90.000 K (geschätzt aus Absorptionslinien) und 130.000 K (geschätzt aus Röntgenstrahlen). Spektrum). Bei solchen Temperaturen besteht der größte Teil des Spektrums aus harter Ultraviolett- und weicher Röntgenstrahlung.

Das KOI-256-System, bestehend aus Roten und Weißen Zwergen. NASA-Illustration.

Gleichzeitig werden die beobachteten Weißen Zwerge aufgrund ihrer Spektren hauptsächlich in zwei Teile geteilt große Gruppen- „Wasserstoff“-Spektralklasse DA, in deren Spektren es keine Heliumlinien gibt, die etwa 80 % der Population der Weißen Zwerge ausmachen, und „Helium“-Spektralklasse DB ohne Wasserstofflinien in den Spektren, die den größten Teil davon ausmachen die restlichen 20 % der Bevölkerung. Der Grund für diesen Unterschied liegt in der Zusammensetzung der Atmosphären der Weißen Zwerge lange Zeit blieb unklar. Im Jahr 1984 dachte Iko Iben über Szenarien für den „Austritt“ von Weißen Zwergen aus pulsierenden Roten Riesen auf dem asymptotischen Riesenast in verschiedenen Pulsationsphasen nach. In einem späten Stadium der Evolution entsteht bei Roten Riesen mit einer Masse von bis zu zehn Sonnen durch das „Ausbrennen“ des Heliumkerns ein entarteter Kern, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und schwereren Elementen besteht und von einem nicht entarteten Kern umgeben ist Heliumschichtquelle, in der eine dreifache Heliumreaktion stattfindet. Darüber wiederum befindet sich eine geschichtete Wasserstoffquelle, in der thermonukleare Reaktionen des Bethe-Zyklus ablaufen, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird, umgeben von einer Wasserstoffhülle; Somit ist die externe Wasserstoffschichtquelle der Helium-„Produzent“ für die Heliumschichtquelle. Die Heliumverbrennung in einer Schichtquelle ist aufgrund ihrer extrem hohen Temperaturabhängigkeit einer thermischen Instabilität ausgesetzt, die durch die höhere Umwandlungsrate von Wasserstoff in Helium im Vergleich zur Heliumverbrennungsrate noch verstärkt wird; Das Ergebnis ist die Ansammlung von Helium, seine Kompression bis zum Beginn der Degeneration, ein starker Anstieg der Geschwindigkeit der dreifachen Heliumreaktion und die Entwicklung eines geschichteten Heliumblitzes.

In extrem kurzer Zeit (ca. 30 Jahre) nimmt die Leuchtkraft der Heliumquelle so stark zu, dass die Heliumverbrennung in den Konvektionsmodus übergeht, die Schicht sich ausdehnt und die Wasserstoffschichtquelle herausdrückt, was zu deren Abkühlung und zum Aufhören der Wasserstoffverbrennung führt . Nachdem überschüssiges Helium während eines Flares ausgebrannt ist, nimmt die Leuchtkraft der Heliumschicht ab, die äußeren Wasserstoffschichten des Roten Riesen ziehen sich zusammen und es kommt zu einer erneuten Zündung der Wasserstoffschichtquelle.

Iben schlug vor, dass ein pulsierender Roter Riese seine Hülle abwerfen und einen planetarischen Nebel bilden kann, sowohl in der Phase eines Heliumblitzes als auch in einer Ruhephase mit einer aktiven geschichteten Wasserstoffquelle, und da die Hüllentrennfläche von der Phase abhängt, wann Die Hülle wird während eines Heliumblitzes abgeworfen, ein „Helium“-Weißer Zwerg der Spektralklasse DB wird freigelegt, und wenn die Hülle von einem Riesen mit einer aktiven geschichteten Wasserstoffquelle abgeworfen wird, wird ein „Wasserstoff“-Zwerg DA freigelegt; Die Dauer des Heliumausbruchs beträgt etwa 20 % der Dauer des Pulsationszyklus, was das Verhältnis von Wasserstoff- und Heliumzwergen DA:DB ~ 80:20 erklärt.

Große Sterne (7-10-mal schwerer als die Sonne) „verbrennen“ irgendwann Wasserstoff, Helium und Kohlenstoff und verwandeln sich in Weiße Zwerge mit einem sauerstoffreichen Kern. Die Sterne SDSS 0922+2928 und SDSS 1102+2054 mit sauerstoffhaltiger Atmosphäre bestätigen dies.

Da Weiße Zwerge über keine eigenen thermonuklearen Energiequellen verfügen, strahlen sie aus ihren Wärmereserven. Die Strahlungsleistung eines absolut schwarzen Körpers (integrierte Leistung über das gesamte Spektrum) pro Flächeneinheit ist proportional zur vierten Potenz der Körpertemperatur.

Wie bereits erwähnt, geht die Temperatur nicht in die Zustandsgleichung eines entarteten Elektronengases ein – das heißt, der Radius des Weißen Zwergs und die emittierende Fläche bleiben unverändert: Dadurch gibt es für Weiße Zwerge erstens keine Masse – Leuchtkraft Beziehung, aber es gibt eine Beziehung zwischen Alter und Leuchtkraft (abhängig nur von der Temperatur, aber nicht von der Fläche der emittierenden Oberfläche), und zweitens sollten superheiße junge Weiße Zwerge ziemlich schnell abkühlen, da der Strahlungsfluss und dementsprechend Die Abkühlgeschwindigkeit ist proportional zur vierten Potenz der Temperatur.

Im Grenzfall sollte sich jeder Weiße Zwerg nach zig Milliarden Jahren der Abkühlung in einen sogenannten Schwarzen Zwerg (der nicht emittiert) verwandeln sichtbares Licht). Obwohl solche Objekte im Universum noch nicht beobachtet wurden (einigen Schätzungen zufolge dauert es mindestens 1015 Milliarden Jahre, bis ein Weißer Zwerg auf eine Temperatur von 5 K abgekühlt ist), ist seit der Entstehung der ersten Sterne eine Zeitspanne vergangen im Universum ist (nach moderne Ideen) etwa 13 Milliarden Jahre alt, aber einige Weiße Zwerge sind bereits auf Temperaturen unter 4000 Kelvin abgekühlt (zum Beispiel die Weißen Zwerge WD 0346+246 und SDSS J110217, 48+411315.4 mit Temperaturen von 3700K – 3800K und der Spektralklasse M0 in einer Entfernung von etwa 100 Lichtjahre von der Sonne entfernt), was ihre Entdeckung zusammen mit ihrer geringen Größe zu einer sehr schwierigen Aufgabe macht.

Weiches Röntgenbild von Sirius. Die helle Komponente ist der Weiße Zwerg Sirius B, die dunkle Komponente ist Sirius A

Die Oberflächentemperatur junger Weißer Zwerge – der isotropen Kerne von Sternen nach dem Abwerfen ihrer Hüllen – ist sehr hoch – mehr als 2·10 5 K, sinkt jedoch aufgrund der Neutrinokühlung und der Strahlung von der Oberfläche recht schnell. Solche sehr jungen Weißen Zwerge werden im Röntgenbereich beobachtet (z. B. Beobachtungen des Weißen Zwergs HZ 43 durch den Satelliten ROSAT). Im Röntgenbereich übersteigt die Leuchtkraft von Weißen Zwergen die Leuchtkraft von Hauptreihensternen: Als Veranschaulichung können Fotos von Sirius dienen, die mit dem Röntgenteleskop Chandra aufgenommen wurden – auf ihnen sieht der Weiße Zwerg Sirius B heller aus als Sirius A von Spektralklasse A1, die optische Reichweite~10.000-mal heller als Sirius B.

Eine Besonderheit der Strahlung Weißer Zwerge im Röntgenbereich ist die Tatsache, dass sie die Hauptquelle ist Röntgenstrahlung Bei ihnen handelt es sich um die Photosphäre, die sie deutlich von „normalen“ Sternen unterscheidet: Letztere haben eine auf mehrere Millionen Kelvin erhitzte Röntgenkorona und die Temperatur der Photosphäre ist zu niedrig, um Röntgenstrahlung auszusenden.

Ohne Akkretion ist die Quelle der Leuchtkraft bei Weißen Zwergen die gespeicherte Wärmeenergie der Ionen in ihrem Inneren, sodass ihre Leuchtkraft vom Alter abhängt. Eine quantitative Theorie der Abkühlung Weißer Zwerge wurde Ende der 1940er Jahre von Professor Samuel Kaplan entwickelt.

Veränderlicher Stern Mira (ο Ceti) im ultravioletten Bereich. Es ist ein Akkretionsschweif zu erkennen, der von der Hauptkomponente – einem Roten Riesen – zu einem Begleiter – einem Weißen Zwerg – gerichtet ist

Während der Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse in Doppelsternsystemen sind die Entwicklungsgeschwindigkeiten der Komponenten nicht gleich, während sich eine massereichere Komponente zu einem Weißen Zwerg entwickeln kann, während eine weniger massereiche Komponente zu diesem Zeitpunkt in der Hauptreihe verbleiben kann . Wenn wiederum eine weniger massereiche Komponente während ihrer Entwicklung die Hauptreihe verlässt und zum Zweig des Roten Riesen übergeht, beginnt die Größe des sich entwickelnden Sterns zu wachsen, bis er seinen Roche-Lappen ausfüllt. Da sich die Roche-Lappen der Komponenten des Binärsystems am Lagrange-Punkt L1 berühren, erfolgt in diesem Stadium der Entwicklung der weniger massereichen Komponente davon durch den L1-Punkt der Materiefluss vom Roten Riesen in den Roche-Lappen Die Entstehung des Weißen Zwergs beginnt und die weitere Ansammlung wasserstoffreicher Materie auf seiner Oberfläche führt zu einer Reihe astronomischer Phänomene:

Instationäre Akkretion auf Weiße Zwerge, wenn der Begleiter ein massereicher Roter Zwerg ist, führt zur Bildung von Zwergnovae (Sterne vom Typ U Gem (UG)) und novaähnlichen katastrophalen veränderlichen Sternen.

Akkretion auf Weiße Zwerge mit starker Magnetfeld, auf dem Weg in die Gegend magnetische Pole Weißer Zwerg, und der Zyklotronmechanismus der Strahlung aus dem akkretierenden Plasma in den zirkumpolaren Regionen des Magnetfelds des Zwergs verursacht eine starke Polarisation der Strahlung im sichtbaren Bereich (Polare und Zwischenpolare).

Links ist ein Röntgenbild der Überreste der Typ-Ia-Supernova SN 1572 zu sehen, die 1572 von Tycho Brahe beobachtet wurde. Rechts ist ein optisches Foto zu sehen, das den ehemaligen Begleiter des explodierten Weißen Zwergs zeigt.

Die Akkretion wasserstoffreicher Materie auf Weißen Zwergen führt zu deren Ansammlung an der Oberfläche (die überwiegend aus Helium besteht) und zu einer Erwärmung auf Helium-Fusionsreaktionstemperaturen, was im Falle einer thermischen Instabilität zu einer Explosion führt, die als Nova beobachtet wird.

Eine ausreichend lange und intensive Akkretion an einen massereichen Weißen Zwerg führt dazu, dass seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und Gravitationskollaps, beobachtet als Supernova vom Typ Ia.

Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, der in unserem Weltraum recht häufig vorkommt. Wissenschaftler nennen es das Ergebnis der Sternentstehung, das Endstadium der Entwicklung. Insgesamt gibt es zwei Szenarien für die Modifikation eines Sternkörpers, im einen Fall ist das Endstadium ein Neutronenstern, im anderen ein Schwarzes Loch. Zwerge sind der letzte Evolutionsschritt. Um sie herum gibt es Planetensysteme. Wissenschaftler konnten dies durch die Untersuchung metallangereicherter Proben feststellen.

Hintergrund

Weiße Zwerge sind Sterne, die 1919 die Aufmerksamkeit der Astronomen auf sich zogen. Zum ersten Mal wurde so etwas entdeckt göttlicher Körper an den Wissenschaftler aus den Niederlanden Maanen. Für seine Zeit tat der Spezialist etwas völlig Untypisches und unerwartete Entdeckung. Der Zwerg, den er sah, sah aus wie ein Stern, war aber ungewöhnlich klein. Das Spektrum war jedoch so, als wäre es ein massiver und großer Himmelskörper.

Die Gründe dafür seltsames Phänomen ziehen seit geraumer Zeit Wissenschaftler an, daher wurden große Anstrengungen unternommen, um die Struktur von Weißen Zwergen zu untersuchen. Ein Durchbruch gelang, als die Annahme aufgestellt und nachgewiesen wurde, dass es in der Atmosphäre eines Himmelskörpers eine Fülle verschiedener metallischer Strukturen gibt.

Es muss klargestellt werden, dass Metalle in der Astrophysik alle Arten von Elementen sind, deren Moleküle schwerer sind als Wasserstoff, Helium usw chemische Zusammensetzung Ihre ist fortschrittlicher als diese beiden Verbindungen. Helium und Wasserstoff sind, wie Wissenschaftler festgestellt haben, in unserem Universum weiter verbreitet als alle anderen Stoffe. Auf dieser Grundlage wurde beschlossen, alles andere als Metalle zu bezeichnen.

Themenentwicklung

Obwohl Weiße Zwerge, deren Größe sich stark von der Sonne unterscheidet, erstmals in den zwanziger Jahren beobachtet wurden, entdeckten die Menschen erst ein halbes Jahrhundert später, dass das Vorhandensein metallischer Strukturen in der Sternatmosphäre kein typisches Phänomen ist. Wie sich herausstellte, werden bei der Aufnahme in die Atmosphäre neben den beiden häufigsten Stoffen auch schwerere Stoffe in tiefere Schichten verdrängt. Schwere Substanzen, die sich einmal zwischen den Helium- und Wasserstoffmolekülen befanden, müssen schließlich in den Kern des Sterns gelangen.

Es wurden mehrere Gründe für diesen Prozess entdeckt. Der Radius eines Weißen Zwergs ist klein, solche Sternkörper sind sehr kompakt – nicht umsonst haben sie ihren Namen. Im Durchschnitt ist der Radius vergleichbar mit dem der Erde, während das Gewicht dem des Sterns ähnelt, der unser Planetensystem beleuchtet. Dieses Verhältnis von Größe zu Gewicht führt zu einer außergewöhnlich großen Erdbeschleunigung. Daher Setzung Schwermetalle in der Wasserstoff- und Heliumatmosphäre erfolgt innerhalb weniger Erdentage, nachdem das Molekül in die allgemeine Gasmasse gelangt ist.

Merkmale und Dauer

Manchmal sind die Eigenschaften von Weißen Zwergen so, dass der Prozess der Sedimentation von Molekülen schwerer Substanzen lange dauern kann. Die günstigsten Optionen sind aus Sicht eines Beobachters von der Erde aus Prozesse, die Millionen, zig Millionen Jahre dauern. Und doch sind solche Zeitintervalle im Vergleich zur Existenzdauer des Sternkörpers selbst äußerst klein.

Die Entwicklung eines Weißen Zwergs verläuft so, dass das meiste, was Menschen beobachten, darin liegt momentan Formationen reichen bereits mehrere hundert Millionen Erdenjahre zurück. Wenn man dies mit den meisten vergleicht langsamer Prozess Bei der Aufnahme von Metallen durch den Kern ist der Unterschied mehr als signifikant. Folglich lässt der Nachweis von Metall in der Atmosphäre eines bestimmten beobachteten Sterns den sicheren Schluss zu, dass der Körper ursprünglich keine solche atmosphärische Zusammensetzung hatte, da sonst alle Metalleinschlüsse längst verschwunden wären.

Theorie und Praxis

Die oben beschriebenen Beobachtungen sowie über viele Jahrzehnte gesammelte Informationen über Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher legen nahe, dass die Atmosphäre metallische Einschlüsse enthält Externe Quellen. Wissenschaftler kamen zunächst zu dem Schluss, dass dies das Medium zwischen den Sternen sei. Ein Himmelskörper bewegt sich durch solche Materie, sammelt das Medium an seiner Oberfläche an und reichert so die Atmosphäre mit schweren Elementen an. Doch weitere Beobachtungen zeigten, dass eine solche Theorie unhaltbar ist. Wie Experten klarstellten, würde der Zwerg bei einer solchen Veränderung der Atmosphäre überwiegend Wasserstoff von außen erhalten, da die Umgebung zwischen den Sternen hauptsächlich aus Wasserstoff- und Heliummolekülen besteht. Nur ein kleiner Prozentsatz der Umwelt besteht aus schweren Verbindungen.

Wenn aus primären Beobachtungen von Weißen Zwergen gebildet, Neutronensterne, bei Schwarzen Löchern wäre die Theorie berechtigt; Zwerge würden aus Wasserstoff als leichtestem Element bestehen. Dies würde nicht einmal die Existenz von Helium-Himmelskörpern zulassen, da Helium schwerer ist, was bedeutet, dass die Wasserstoffanreicherung es vollständig vor dem Auge eines externen Beobachters verbergen würde. Aufgrund der Anwesenheit von Heliumzwergen sind Wissenschaftler zu dem Schluss gekommen, dass das interstellare Medium nicht als einzige oder gar Hauptquelle für Metalle in der Atmosphäre stellarer Körper dienen kann.

Wie erklärt man?

Wissenschaftler, die in den 70er Jahren des letzten Jahrhunderts Schwarze Löcher und Weiße Zwerge untersuchten, schlugen vor, dass metallische Einschlüsse durch den Fall von Kometen auf die Oberfläche eines Himmelskörpers erklärt werden könnten. Zwar galten solche Ideen einst als zu exotisch und fanden keine Unterstützung. Dies lag vor allem daran, dass die Menschen noch nichts von der Existenz anderer Planetensysteme wussten – nur unser „Heimat“-Sonnensystem war bekannt.

Ein bedeutender Fortschritt bei der Erforschung von Schwarzen Löchern und Weißen Zwergen wurde am Ende des nächsten, achten Jahrzehnts des letzten Jahrhunderts gemacht. Zur Beobachtung der Tiefen des Weltraums stehen den Wissenschaftlern besonders leistungsstarke Infrarotinstrumente zur Verfügung, die es ermöglichten, einen Weißen Zwerg um einen der den Astronomen bekannten Weißen Zwerge zu entdecken. Infrarotstrahlung. Dies wurde genau um einen Zwerg herum entdeckt, dessen Atmosphäre metallische Einschlüsse enthielt.

Die Infrarotstrahlung, die es den Wissenschaftlern ermöglichte, die Temperatur des Weißen Zwergs abzuschätzen, verriet den Wissenschaftlern auch, dass der Sternkörper von Material umgeben ist, das Sternstrahlung absorbieren kann. Diese Substanz wird auf ein bestimmtes Temperaturniveau erhitzt, das niedriger ist als das dem Stern innewohnende. Dadurch kann die aufgenommene Energie schrittweise umgeleitet werden. Strahlung entsteht in Infrarotbereich.

Die Wissenschaft schreitet voran

Die Spektren des Weißen Zwergs sind zum Untersuchungsobjekt der führenden Köpfe der Welt der Astronomen geworden. Wie sich herausstellte, kann man ihnen viele Informationen über die Eigenschaften von Himmelskörpern entnehmen. Besonders interessant waren Beobachtungen von Sternkörpern mit übermäßiger Infrarotstrahlung. Derzeit konnten etwa drei Dutzend Systeme dieses Typs identifiziert werden. Die meisten davon wurden mit dem leistungsstarken Spitzer-Teleskop untersucht.

Wissenschaftler, die Himmelskörper beobachten, haben herausgefunden, dass die Dichte von Weißen Zwergen deutlich geringer ist als dieser für Riesen charakteristische Parameter. Es wurde auch festgestellt, dass übermäßige Infrarotstrahlung durch das Vorhandensein von Scheiben erklärt wird, die aus einer bestimmten Substanz bestehen, die absorbieren kann Energiestrahlung. Dieser emittiert dann Energie, allerdings in einem anderen Wellenlängenbereich.

Die Scheiben sind extrem nah beieinander und beeinflussen in gewissem Maße die Masse der Weißen Zwerge (die die Chandrasekhar-Grenze nicht überschreiten kann). Der äußere Radius wird Trümmerscheibe genannt. Es wurde vermutet, dass es bei der Zerstörung eines Körpers entstanden ist. Im Durchschnitt ist der Radius vergleichbar groß mit dem der Sonne.

Schaut man sich unser Planetensystem an, wird deutlich, dass wir relativ nah an unserer „Heimat“ ein ähnliches Beispiel beobachten können – das sind die Ringe um den Saturn, deren Größe ebenfalls mit dem Radius unseres Sterns vergleichbar ist. Im Laufe der Zeit haben Wissenschaftler herausgefunden, dass dieses Merkmal nicht das einzige ist, das Zwerge und Saturn gemeinsam haben. Beispielsweise haben sowohl der Planet als auch die Sterne sehr dünne Scheiben, die bei Lichteinfall nicht transparent sind.

Schlussfolgerungen und Theorieentwicklung

Da die Ringe der Weißen Zwerge mit denen um den Saturn vergleichbar sind, ist es möglich geworden, neue Theorien zu formulieren, um das Vorhandensein von Metallen in der Atmosphäre dieser Sterne zu erklären. Astronomen wissen, dass die Ringe um Saturn durch die Gezeitenbewegung einiger Körper entstehen, die sich zufällig nahe genug am Planeten befinden, um von seinem Gravitationsfeld beeinflusst zu werden. In einer solchen Situation äußerer Körper kann seine eigene Schwerkraft nicht aufrechterhalten, was zu einer Verletzung der Integrität führt.

Vor etwa fünfzehn Jahren wurde es eingeführt neue Theorie, was auf ähnliche Weise die Bildung von Ringen von Weißen Zwergen erklärte. Es wurde angenommen, dass der Zwerg ursprünglich ein Stern im Zentrum eines Planetensystems war. Der Himmelskörper entwickelt sich im Laufe der Zeit, die Milliarden von Jahren dauert, schwillt an, verliert seine Hülle und es entsteht ein Zwerg, der allmählich abkühlt. Die Farbe weißer Zwerge erklärt sich übrigens genau durch ihre Temperatur. Für einige wird sie auf 200.000 K geschätzt.

Ein Planetensystem kann während einer solchen Entwicklung überleben, was zu einer Ausdehnung des äußeren Teils des Systems bei gleichzeitiger Abnahme der Masse des Sterns führt. Dadurch entsteht es großes System Asteroiden und viele andere Elemente überleben die Evolution.

Was weiter?

Der Fortschritt des Systems kann zu seiner Instabilität führen. Dies führt zum Bombardement von Gesteinen in den den Planeten umgebenden Raum und Asteroiden werden teilweise aus dem System geschleudert. Einige von ihnen bewegen sich jedoch auf Umlaufbahnen und landen früher oder später im Sonnenradius des Zwergs. Es kommt zu keiner Kollision, aber Gezeitenkräfte führen zu einer Störung der Integrität des Körpers. Eine Ansammlung solcher Asteroiden nimmt eine Form an, die den Ringen um den Saturn ähnelt. Dadurch entsteht eine Trümmerscheibe um den Stern. Die Dichte des Weißen Zwergs (ca. 10^7 g/cm3) und seiner Trümmerscheibe unterscheidet sich erheblich.

Die beschriebene Theorie ist zu einer ziemlich vollständigen und logischen Erklärung der Serie geworden astronomische Phänomene. Dadurch kann man verstehen, warum die Scheiben kompakt sind, denn ein Stern kann nicht während seiner gesamten Existenz von einer Scheibe umgeben sein, deren Radius mit dem Sonnenradius vergleichbar ist, sonst hätten sich solche Scheiben zunächst in seinem Körper befunden .

Durch die Erklärung der Entstehung der Scheiben und ihrer Größe kann man verstehen, woher die besondere Versorgung mit Metallen kommt. Es könnte auf der Sternoberfläche landen und den Zwerg mit Metallmolekülen kontaminieren. Die beschriebene Theorie, ohne den identifizierten Indikatoren zu widersprechen mittlere Dichte Weiße Zwerge (ca. 10^7 g/cm3) beweisen, warum Metalle in der Atmosphäre von Sternen beobachtet werden, warum die Messung der chemischen Zusammensetzung mit Mitteln möglich ist, die dem Menschen zur Verfügung stehen, und warum die Verteilung der Elemente der unseres Planeten ähnelt und andere untersuchte Objekte.

Theorien: Gibt es einen Nutzen?

Die beschriebene Idee erhalten breite Verwendung als Grundlage für die Erklärung, warum die Hüllen von Sternen mit Metallen verunreinigt sind und warum Trümmerscheiben entstanden sind. Darüber hinaus folgt daraus, dass es um den Zwerg ein Planetensystem gibt. Diese Schlussfolgerung ist wenig überraschend, da die Menschheit festgestellt hat, dass dies bei den meisten Sternen der Fall ist eigene Systeme Planeten. Das ist charakteristisch, weil sie der Sonne ähneln und weil sie viel größer sind – und aus ihnen entstehen Weiße Zwerge.

Die Themen sind nicht erschöpft

Auch wenn wir die oben beschriebene Theorie als allgemein akzeptiert und bewiesen betrachten, bleiben für Astronomen bis heute einige Fragen offen. Von besonderem Interesse ist die Spezifität des Materietransfers zwischen den Scheiben und der Oberfläche des Himmelskörpers. Einige Leute spekulieren, dass dies auf Strahlung zurückzuführen ist. Theorien, die eine solche Beschreibung der Stoffübertragung fordern, basieren auf dem Poynting-Robertson-Effekt. Hierbei handelt es sich um ein Phänomen, unter dessen Einfluss sich Teilchen langsam auf einer Umlaufbahn um einen jungen Stern bewegen, sich allmählich spiralförmig zum Zentrum hin bewegen und im Himmelskörper verschwinden. Vermutlich sollte sich dieser Effekt in Trümmerscheiben um Sterne manifestieren, das heißt, Moleküle, die sich in den Scheiben befinden, gelangen früher oder später in außergewöhnliche Nähe zum Zwerg. Feststoffe unterliegen der Verdunstung und es bildet sich Gas – ein solches in Form von Scheiben wurde um mehrere beobachtete Zwerge herum beobachtet. Früher oder später erreicht das Gas die Oberfläche des Zwergs und transportiert hier Metalle.

Die offenbarten Fakten werden von Astronomen als bedeutender Beitrag zur Wissenschaft gewertet, da sie Hinweise auf die Entstehung der Planeten geben. Dies ist wichtig, da Forschungsstandorte, die Fachkräfte anziehen, oft unzugänglich sind. Beispielsweise können Planeten, die Sterne umkreisen, die größer als die Sonne sind, selten untersucht werden – das ist auf dem technischen Niveau, das unserer Zivilisation zur Verfügung steht, zu schwierig. Stattdessen konnten Menschen Planetensysteme untersuchen, nachdem sich Sterne in Zwerge verwandelt hatten. Wenn es gelingt, sich in diese Richtung zu entwickeln, wird es sicherlich möglich sein, neue Daten über das Vorhandensein von Planetensystemen und deren Besonderheiten zu ermitteln.

Weiße Zwerge, in deren Atmosphäre Metalle identifiziert wurden, geben einen Einblick in die chemische Zusammensetzung von Kometen und anderen kosmischen Körpern. Tatsächlich haben Wissenschaftler einfach keine andere Möglichkeit, die Zusammensetzung zu beurteilen. Bei der Untersuchung von Riesenplaneten kann man sich beispielsweise nur eine Vorstellung von der äußeren Schicht machen, über den inneren Inhalt gibt es jedoch keine verlässlichen Informationen. Dies gilt auch für unser „Heimat“-System, da die chemische Zusammensetzung nur von dem Himmelskörper untersucht werden kann, der auf die Erdoberfläche gefallen ist oder von dem aus ein Forschungsgerät gelandet werden konnte.

Wie läuft alles?

Früher oder später unser Planetensystem wird auch die „Heimat“ eines Weißen Zwergs werden. Wie Wissenschaftler sagen, verfügt der Sternkern über ein begrenztes Materievolumen, um Energie zu gewinnen, und früher oder später sind thermonukleare Reaktionen erschöpft. Das Gas nimmt an Volumen ab, die Dichte steigt auf eine Tonne pro Kubikzentimeter, während in den äußeren Schichten die Reaktion noch abläuft. Der Stern dehnt sich aus und wird zu einem Roten Riesen, dessen Radius mit Hunderten von Sternen vergleichbar ist, die der Sonne entsprechen. Wenn die äußere Hülle aufhört zu „brennen“, löst sich die Materie innerhalb von 100.000 Jahren im Weltraum auf, was mit der Bildung eines Nebels einhergeht.

Der von seiner Hülle befreite Kern des Sterns senkt seine Temperatur, was zur Bildung eines Weißen Zwergs führt. Tatsächlich ist ein solcher Stern ein Gas hoher Dichte. In der Wissenschaft werden Zwerge oft als entartete Himmelskörper bezeichnet. Wenn unser Stern schrumpfen würde und sein Radius nur noch wenige tausend Kilometer betragen würde, sein Gewicht aber vollständig erhalten bleiben würde, dann gäbe es auch hier einen Weißen Zwerg.

Merkmale und technische Punkte

Geben Sie die Frage ein kosmischer Körper ist zum Leuchten fähig, dieser Prozess wird jedoch durch andere Mechanismen als thermonukleare Reaktionen erklärt. Das Leuchten wird als Restglühen bezeichnet und ist auf einen Temperaturabfall zurückzuführen. Der Zwerg besteht aus einem Stoff, dessen Ionen teilweise kälter als 15.000 K sind. Die Elemente zeichnen sich durch oszillierende Bewegungen aus. Allmählich wird der Himmelskörper kristallin, sein Leuchten wird schwächer und der Zwerg wird braun.

Wissenschaftler haben eine Massengrenze für einen solchen Himmelskörper identifiziert – bis zum 1,4-fachen des Gewichts der Sonne, aber nicht mehr als diese Grenze. Überschreitet die Masse diese Grenze, kann der Stern nicht existieren. Dies wird durch den Druck der Substanz im komprimierten Zustand erklärt – er ist geringer als die Schwerkraftanziehung, die die Substanz komprimiert. Es kommt zu einer sehr starken Kompression, die zur Entstehung von Neutronen führt, der Stoff wird neutronisiert.

Der Kompressionsprozess kann zur Degeneration führen. In diesem Fall entsteht ein Neutronenstern. Die zweite Möglichkeit ist eine fortgesetzte Kompression, die früher oder später zu einer Explosion führt.

Allgemeine Parameter und Funktionen

Die bolometrische Leuchtkraft der betrachteten Kategorie von Himmelskörpern ist im Vergleich zur Charakteristik der Sonne etwa zehntausendmal geringer. Der Radius des Zwergs ist hundertmal kleiner als der der Sonne, während sein Gewicht mit dem des Hauptsterns unseres Planetensystems vergleichbar ist. Um die Massengrenze für den Zwerg zu bestimmen, wurde die Chandrasekhar-Grenze berechnet. Bei Überschreitung entwickelt sich der Zwerg zu einer anderen Form eines Himmelskörpers. Die Photosphäre eines Sterns besteht im Durchschnitt aus dichter Materie, die auf 105–109 g/cm3 geschätzt wird. Im Vergleich zur Hauptreihe ist diese etwa eine Million Mal dichter.

Einige Astronomen glauben, dass nur 3 % aller Sterne in der Galaxie Weiße Zwerge sind, andere sind überzeugt, dass jeder Zehnte zu dieser Klasse gehört. Über den Grund für die Schwierigkeit, Himmelskörper zu beobachten, gehen die Schätzungen sehr auseinander: Sie sind weit von unserem Planeten entfernt und leuchten zu schwach.

Geschichten und Namen

Im Jahr 1785 tauchte ein Körper auf der Liste der Doppelsterne auf, die Herschel beobachtete. Der Stern erhielt den Namen 40 Eridani B. Er gilt als der erste von Menschen gesehene Stern aus der Kategorie der Weißen Zwerge. Im Jahr 1910 stellte Russell fest, dass sich dieser Himmelskörper durch eine extrem geringe Leuchtkraft auszeichnet, obwohl die Farbtemperatur recht hoch ist. Im Laufe der Zeit wurde beschlossen, Himmelskörper dieser Klasse in eine eigene Kategorie einzuteilen.

Im Jahr 1844 untersuchte Bessel die Informationen aus der Verfolgung von Procyon B und Sirius B und kam zu dem Schluss, dass sich beide von Zeit zu Zeit von einer geraden Linie entfernten, was bedeutete, dass sich dort nahe gelegene Satelliten befanden. Diese Annahme Wissenschaftsgemeinschaft schien unwahrscheinlich, da kein Satellit zu sehen war, während die Abweichungen nur durch einen Himmelskörper mit außergewöhnlich großer Masse (ähnlich Sirius, Procyon) erklärt werden konnten.

Im Jahr 1962 arbeitete Clark am meisten mit großes Teleskop Von denen, die in diesem Moment existierten, enthüllte er einen sehr schwachen Himmelskörper in der Nähe von Sirius. Er wurde Sirius B genannt, derselbe Satellit, den Bessel schon lange zuvor vorgeschlagen hatte. Im Jahr 1896 zeigten Studien, dass Procyon auch einen Satelliten hat – er erhielt den Namen Procyon B. Damit wurden Bessels Ideen vollständig bestätigt.

Jeder Stern hat sein eigenes Schicksal und seine eigene Lebenserwartung. Es kommt eine Zeit, in der es zu verblassen beginnt.

Weiße Zwerge sind ungewöhnliche Sterne. Sie bestehen aus einer Substanz, deren Dichte extrem hoch ist. In der Theorie der Sternentwicklung gelten sie als letzte Stufe in der Entwicklung von Kleinsternen und Sternen Durchschnittsgewicht, vergleichbar mit der Masse der Sonne. Verschiedenen Schätzungen zufolge gibt es in unserer Galaxie 3-4 % solcher Sterne.

Wie entstehen Weiße Zwerge?

Nachdem der gesamte Wasserstoff in einem alternden Stern ausgebrannt ist, zieht sich sein Kern zusammen und erwärmt sich, was zur Ausdehnung seiner äußeren Schichten beiträgt. Die effektive Temperatur des Sterns sinkt und er wird zu einem Roten Riesen. Die verdünnte Hülle des Sterns, die sehr schwach mit dem Kern verbunden ist, löst sich im Laufe der Zeit im Raum auf und fließt zu benachbarten Planeten. Anstelle des Roten Riesen verbleibt ein sehr kompakter Stern, ein sogenannter Weißer Zwerg.

Lange Zeit blieb es ein Rätsel, warum Weiße Zwerge, deren Temperatur über der Temperatur der Sonne liegt, im Vergleich zur Größe der Sonne klein sind, bis klar wurde, dass die Dichte der Materie in ihrem Inneren extrem hoch ist (innerhalb). 10 5 - 10 9 g/cm 3). Für Weiße Zwerge gibt es keine einheitliche Masse-Leuchtkraft-Beziehung, die sie von anderen Sternen unterscheidet. In einem extrem kleinen Volumen ist eine große Menge Materie „gepackt“, weshalb die Dichte des Weißen Zwergs fast 100-mal größer ist als die Dichte von Wasser.

(Das Bild zeigt einen Größenvergleich zweier Weißer Zwerge mit dem Planeten Erde)

Die Temperatur von Weißen Zwergen bleibt nahezu konstant, obwohl in ihrem Inneren keine thermonuklearen Reaktionen stattfinden. Was erklärt das? Durch die starke Kompression beginnen sich die Elektronenhüllen der Atome gegenseitig zu durchdringen. Dies wird so lange fortgesetzt, bis der Abstand zwischen den Kernen minimal wird. gleich dem Radius kleinste Elektronenhülle. Durch die Ionisierung beginnen sich Elektronen relativ zu den Kernen frei zu bewegen und die Materie im Inneren des Weißen Zwergs erhält physikalische Eigenschaften, die für Metalle charakteristisch sind. In dieser Materie wird Energie durch Elektronen auf die Sternoberfläche übertragen, deren Geschwindigkeit bei ihrer Kompression zunimmt: Einige von ihnen bewegen sich mit einer Geschwindigkeit, die einer Temperatur von einer Million Grad entspricht. Die Temperatur an der Oberfläche und im Inneren des Weißen Zwergs kann stark unterschiedlich sein, was nicht zu einer Änderung des Durchmessers des Sterns führt. Hier können wir einen Vergleich mit einer Kanonenkugel anstellen – beim Abkühlen nimmt ihre Lautstärke nicht ab.

(Auf dem Bild ist van Maanens Stern ein schwacher Weißer Zwerg im Sternbild Fische)

Der Weiße Zwerg verblasst extrem langsam: Über Hunderte von Millionen Jahren nimmt die Strahlungsintensität nur um 1 % ab. Aber irgendwann muss er verschwinden und sich in einen Schwarzen Zwerg verwandeln, was Billionen von Jahren dauern könnte. Weiße Zwerge können durchaus als einzigartige Objekte des Universums bezeichnet werden. Bisher ist es niemandem gelungen, die Bedingungen zu reproduzieren, unter denen sie in irdischen Laboratorien herrschen.

Weiße Zwerge sind Sterne mit einer großen Masse (in der Größenordnung der Sonne) und einem kleinen Radius (dem Radius der Erde), der kleiner als die Chandrasekhar-Grenze für die ausgewählte Masse ist, und sind ein Produkt der Entwicklung der Roten Riesen . Der Prozess der Erzeugung thermonuklearer Energie in ihnen wurde gestoppt, was dazu führt besondere Eigenschaften diese Sterne. Entsprechend verschiedene Schätzungen, in unserer Galaxie liegt ihre Zahl zwischen 3 und 10 % der gesamten Sternpopulation.

Im Jahr 1844 entdeckte der deutsche Astronom und Mathematiker Friedrich Bessel bei seinen Beobachtungen eine leichte Abweichung des Sterns von der geradlinigen Bewegung und vermutete, dass Sirius einen unsichtbaren massereichen Begleitstern hatte.

Seine Annahme wurde bereits 1862 bestätigt, als der amerikanische Astronom und Teleskopbauer Alvan Graham Clark beim Justieren des damals größten Refraktors einen schwachen Stern in der Nähe von Sirius entdeckte, der später Sirius B genannt wurde.

Der Weiße Zwerg Sirius B hat eine geringe Leuchtkraft und das Gravitationsfeld beeinflusst seinen hellen Begleiter deutlich, was darauf hindeutet, dass dieser Stern einen extrem kleinen Radius und eine beträchtliche Masse hat. Auf diese Weise wurde erstmals eine Objektart namens Weiße Zwerge entdeckt. Zweite ähnliches Objekt war der Stern Maanen im Sternbild Fische.

Bildungsmechanismus

Weiße Zwerge stellen das Endstadium der Entwicklung eines kleinen Sterns dar, dessen Masse mit der Masse der Sonne vergleichbar ist. Wann erscheinen sie? Wenn der gesamte Wasserstoff im Zentrum eines Sterns, wie unserer Sonne, ausbrennt, zieht sich sein Kern auf hohe Dichten zusammen, während sich die äußeren Schichten stark ausdehnen, und der Stern verwandelt sich, begleitet von einer allgemeinen Schwächung der Leuchtkraft, in einen Roten Riesen. Der pulsierende Rote Riese wirft dann seine Hülle ab, da die äußeren Schichten des Sterns lose mit dem zentralen heißen und sehr dichten Kern verbunden sind. Diese Hülle wird anschließend zu einem expandierenden planetarischen Nebel. Wie Sie sehen, sind Rote Riesen und Weiße Zwerge sehr eng miteinander verwandt.

Die Kompression des Kerns erfolgt auf extrem kleine Größen, überschreitet jedoch nicht die Chandrasekhar-Grenze, also die Obergrenze der Masse eines Sterns, bei der er als Weißer Zwerg existieren kann.

Arten von Weißen Zwergen

Spektral werden sie in zwei Gruppen eingeteilt. Die Emission eines Weißen Zwergs wird in die häufigste Spektralklasse „Wasserstoff“ DA unterteilt (bis zu 80 %). Gesamtzahl), was fehlt Spektrallinien Helium und der seltenere „Helium-Weiße Zwerg“ vom Typ DB, in dessen Spektren keine Wasserstofflinien zu sehen sind.

Der amerikanische Astronom Iko Iben schlug verschiedene Szenarien für ihren Ursprung vor: Da die Heliumverbrennung in Roten Riesen instabil ist, entwickelt sich in regelmäßigen Abständen ein geschichteter Heliumausbruch. Er schlug erfolgreich einen Mechanismus zum Abwerfen der Hülle in verschiedenen Stadien der Entwicklung eines Heliumblitzes vor – auf seinem Höhepunkt und in der Zeit zwischen zwei Blitzen. Seine Bildung hängt vom jeweiligen Schalenabwurfmechanismus ab.

Entartetes Gas

Bevor Ralph Fowler 1922 in seinem Werk „Dense Matter“ die Dichte- und Druckeigenschaften im Inneren von Weißen Zwergen erklärte, schienen die hohe Dichte und die physikalischen Eigenschaften einer solchen Struktur paradox. Fowler schlug vor, dass die Zustandsgleichung im Gegensatz zu Hauptreihensternen, bei denen die Zustandsgleichung durch die Eigenschaften eines idealen Gases beschrieben wird, bei Weißen Zwergen durch die Eigenschaften eines entarteten Gases bestimmt wird.

Ein Diagramm des Radius eines Weißen Zwergs im Verhältnis zu seiner Masse. Beachten Sie, dass die ultrarelativistische Fermi-Gasgrenze mit der Chandrasekhar-Grenze identisch ist

Ein entartetes Gas entsteht, wenn der Abstand zwischen seinen Teilchen kleiner als die De-Broglie-Welle wird, was bedeutet, dass quantenmechanische Effekte, die durch die Identität der Gasteilchen verursacht werden, beginnen, seine Eigenschaften zu beeinflussen.

Bei Weißen Zwergen werden aufgrund ihrer enormen Dichte die Atomhüllen unter der Kraft des Innendrucks zerstört, die Materie wird zu einem elektronenkernigen Plasma, und der elektronische Teil wird durch die Eigenschaften eines entarteten Elektronengases beschrieben, ähnlich dem Verhalten von Elektronen in Metallen.

Unter ihnen sind die Kohlenstoff-Sauerstoff-Typen mit einer Hülle aus Helium und Wasserstoff am häufigsten.

Statistisch gesehen ist der Radius des Weißen Zwergs mit dem Radius der Erde vergleichbar und seine Masse variiert zwischen 0,6 und 1,44 Sonnenmassen. Oberflächentemperatur liegt im Bereich von bis zu 200.000 K, was auch ihre Farbe erklärt.

Kern

Das Hauptmerkmal der inneren Struktur ist die sehr hohe Dichte des Kerns, in dem das Gravitationsgleichgewicht durch ein entartetes Elektronengas verursacht wird. Die Temperatur im Inneren des Weißen Zwergs und die Gravitationskompression werden durch den Druck des entarteten Gases ausgeglichen, das dafür sorgt relative Stabilität Durchmesser, und seine Leuchtkraft entsteht hauptsächlich durch die Abkühlung und Kompression der äußeren Schichten. Die Zusammensetzung hängt davon ab, wie weit sich der Mutterstern entwickelt hat; es besteht hauptsächlich aus Kohlenstoff mit Sauerstoff und kleinen Beimischungen von Wasserstoff und Helium, die sich in entartetes Gas verwandeln.

Evolution

Der Heliumausbruch und die Ablösung der äußeren Hüllen durch den Roten Riesen treiben den Stern entlang des Hertzsprung-Russell-Diagramms und bestimmen so seine vorherrschende chemische Zusammensetzung. Lebenszyklus Danach bleibt der Weiße Zwerg stabil, bis er abkühlt, dann verliert der Stern seine Leuchtkraft, wird unsichtbar und tritt in das Stadium des sogenannten „Schwarzen Zwergs“ ein. Endergebnis Evolution, obwohl dieser Begriff in der modernen Literatur immer seltener verwendet wird.

Der Materiefluss von einem Stern zu einem Weißen Zwerg, der aufgrund der geringen Leuchtkraft nicht sichtbar ist

Die Anwesenheit nahegelegener Sternbegleiter verlängert deren Leben, da Materie durch die Bildung einer Akkretionsscheibe an die Oberfläche fällt. Merkmale der Materieansammlung in gepaarten Systemen können zur Ansammlung von Materie auf der Oberfläche von Weißen Zwergen führen, was letztendlich zur Explosion einer Nova oder Supernova (bei besonders massereichen) vom Typ Ia führt.

Künstlerische Darstellung einer Supernova-Explosion

Wenn die Akkretion im System „Weißer Zwerg – Roter Zwerg“ instationär ist, kann das Ergebnis eine Art Explosion eines Weißen Zwergs (z. B. U Gem (UG)) oder novaartig sein veränderliche Sterne, dessen Explosion katastrophale Folgen hat.

Der Supernova-Überrest SN 1006 ist ein explodierter Weißer Zwerg duales System. Es erfasste nach und nach die Materie des Begleitsterns und die zunehmende Masse löste eine thermonukleare Explosion aus, die den Zwerg auseinanderriss

Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm

Im Diagramm nehmen sie den unteren linken Teil ein und gehören zu dem Sternenzweig, der die Hauptreihe aus dem Zustand der Roten Riesen verlassen hat.

Es gibt eine Region heißer Sterne mit geringer Leuchtkraft, die die zweitgrößte unter den Sternen im beobachtbaren Universum ist.

Spektrale Klassifizierung

Viele Weiße Zwerge im Kugelsternhaufen M4, Hubble-Bild

Sie werden einer speziellen Spektralklasse D (von englisch Dwarfs – Zwerge, Gnome) zugeordnet. Doch 1983 schlug Edward Zion eine genauere Klassifizierung vor, die die Unterschiede in ihren Spektren berücksichtigt, nämlich: D (Unterklasse) (Spektralmerkmal) (Temperaturindex).

Es gibt die folgenden Unterklassen von Spektren DA, DB, DC, DO, DZ und DQ, die das Vorhandensein oder Fehlen von Linien von Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff und Metallen angeben. Und die spektralen Merkmale von P, H, V und

1. Welcher Weiße Zwerg ist der Sonne am nächsten? Der nächstgelegene ist Van Maanens Stern, ein schwaches Objekt, das nur 14,4 Lichtjahre von der Sonne entfernt ist. Es befindet sich im Zentrum des Sternbildes Fische.

   

   Van Maanens Stern ist der nächstgelegene einzelne Weiße Zwerg

   Van Maanens Stern ist zu schwach, als dass wir ihn mit bloßem Auge erkennen könnten Größe 12.2. Wenn wir jedoch einen Weißen Zwerg in einem System mit einem Stern betrachten, dann ist Sirius B der nächstgelegene, der 8,5 Lichtjahre von uns entfernt ist. Der bekannteste Weiße Zwerg ist übrigens Sirius B.

   

   Vergleich der Größen von Sirius B und der Erde

2. Der größte Weiße Zwerg befindet sich im Zentrum des planetarischen Nebels M27 (NGC 6853), der besser als Hantelnebel bekannt ist. Es befindet sich im Sternbild Vulpecula, etwa 1360 Lichtjahre von uns entfernt. Sein Zentralstern ist größer als jeder andere derzeit bekannte Weiße Zwerg.

   

3. Der kleinste Weiße Zwerg trägt den kakophonen Namen GRW +70 8247 und befindet sich etwa 43 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Drache. Seine Helligkeit beträgt etwa 13 und ist nur durch ein großes Teleskop sichtbar.
4. Die Lebensdauer eines Weißen Zwergs hängt davon ab, wie langsam er abkühlt. Manchmal sammelt sich genügend Gas auf seiner Oberfläche an und es entsteht eine Supernova vom Typ Ia. Die Lebenserwartung ist sehr hoch – Milliarden von Jahren bzw. 10 hoch 19 und noch mehr. Ihre lange Lebenserwartung ist auf die Tatsache zurückzuführen, dass sie sehr langsam abkühlen und alle Chancen haben, bis zum Ende des Universums zu überleben. Und die Abkühlzeit ist proportional zur vierten Potenz der Temperatur.

   

5. Der durchschnittliche Weiße Zwerg ist 100-mal kleiner als unsere Sonne und bei einer Dichte von 29.000 kg/Kubikzentimeter beträgt das Gewicht von 1 Kubikzentimeter 29 Tonnen. Es ist jedoch zu bedenken, dass die Dichte je nach Größe zwischen 10*5 und 10*9 g/cm3 variieren kann.
6. Unsere Sonne wird sich irgendwann in einen Weißen Zwerg verwandeln. So traurig es auch klingen mag, die Masse unseres Sterns lässt es nicht zu, dass er sich in einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch verwandelt. Die Sonne wird sich in einen Weißen Zwerg verwandeln und in dieser Form Milliarden von Jahren existieren.
7. Wie verwandelt sich ein Stern in einen Weißen Zwerg? Im Grunde kommt es auf die Masse an, schauen wir uns das Beispiel unserer Sonne an. Es werden noch ein paar Milliarden Jahre vergehen und die Sonne wird an Größe zunehmen und sich in einen Roten Riesen verwandeln, da der gesamte Wasserstoff in ihrem Kern verbrennt. Nachdem der Wasserstoff ausgebrannt ist, beginnt die Synthesereaktion von Helium und Kohlenstoff.

   Als Folge dieser Prozesse wird der Stern instabil und es können sich Sternwinde bilden. Denn Verbrennungsreaktionen schwererer Elemente als Helium führen zu einer größeren Wärmefreisetzung. Durch die Synthese von Helium können sich Teile der erweiterten Außenhülle der Sonne lösen und es entsteht ein planetarischer Nebel um unseren Stern. Infolgedessen bleibt von unserem Stern nur noch ein Kern übrig, und wenn sich die Sonne in einen Weißen Zwerg verwandelt, werden die Kernfusionsreaktionen darin aufhören.

8. Ein planetarischer Nebel, der durch die Ausdehnung und Ablösung seiner äußeren Hüllen entsteht, leuchtet oft sehr hell. Der Grund dafür ist, dass der vom Stern (man denke an einen Weißen Zwerg) verbleibende Kern sehr langsam abkühlt und hohe Temperatur Oberflächen von Hunderttausenden und Millionen Grad Kelvin emittieren hauptsächlich im fernen Ultraviolett. Die Gase des Nebels absorbieren diese UV-Quanten und emittieren sie im sichtbaren Teil des Lichts wieder, wobei sie gleichzeitig einen Teil der Quantenenergie absorbieren und sehr hell leuchten, während der Rest im sichtbaren Bereich sehr schwach ist.

   

Antworten auf Fragen

1. Was ist der Unterschied zwischen einem Weißen Zwerg und einem Weißen Zwerg? Die gesamte Entwicklung eines Sterns basiert auf seiner Anfangsmasse; von diesem Parameter hängen seine Leuchtkraft, seine Lebenserwartung und seine letztendliche Verwandlung ab. Für einen Stern mit einer Masse von 0,5 bis 1,44 Sonnenmassen endet das Leben damit, dass sich der Stern ausdehnt und sich in einen Roten Riesen verwandelt, der, nachdem er seine äußeren Hüllen abgeworfen hat, einen planetarischen Nebel bildet und nur einen Kern aus entartetem Gas zurücklässt.

   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   
   

   Dies ist ein vereinfachter Mechanismus zur Entstehung eines Weißen Zwergs. Wenn die Masse des Sterns größer als 1,44 Sonnenmassen ist (die sogenannte Chandrasekhar-Grenze, bei der der Stern als Weißer Zwerg existieren kann. Wenn die Masse diese überschreitet, wird er zu einem Neutronenstern), dann wird der Stern Nachdem der gesamte Wasserstoff im Kern verbraucht ist, beginnt die Synthese schwererer Elemente bis hin zum Eisen. Eine weitere Synthese von Elementen, die schwerer als Eisen sind, ist aus diesem Grund unmöglich benötigt mehr Energie, als beim Fusionsprozess freigesetzt wird und der Kern des Sterns kollabiert zu einem Neutronenstern. Elektronen verlassen ihre Umlaufbahnen und fallen in den Kern, wo sie mit Protonen verschmelzen und schließlich Neutronen bilden. Neutronenmaterie wiegt Hunderte und Millionen Mal mehr als jede andere.

2. Unterschied zwischen einem Weißen Zwerg und einem Pulsar. Es sind die gleichen Unterschiede wie bei einem Neutronenstern, nur ist zu bedenken, dass sich ein Pulsar (und das ist ein Neutronenstern) ebenfalls sehr schnell dreht, Dutzende Male pro Sekunde, und die Rotationsperiode eines Weißen Zwergs beträgt: im Beispiel eines Sterns 40 Eri B, 5 Stunden 17 Minuten. Der Unterschied ist spürbar!

   

   Pulsar PSR J0348 +0432 – Neutronenstern und Weißer Zwerg

3. Warum leuchten Weiße Zwerge? Es finden also keine thermonuklearen Reaktionen mehr statt; die gesamte verfügbare Strahlung ist thermische Energie. Warum leuchten sie also? Im Wesentlichen kühlt es langsam ab, wie ein heißes Bügeleisen, das zunächst strahlend weiß ist und dann rot wird. Das entartete Gas leitet die Wärme sehr gut vom Zentrum ab und kühlt sich über Hunderte von Millionen Jahren um 1 % ab. Mit der Zeit verlangsamt sich die Abkühlung und sie kann Billionen von Jahren anhalten.
4. In was verwandeln sich Weiße Zwerge? Das Alter des Universums ist zu gering, als dass sich sogenannte Schwarze Zwerge bilden könnten. letzte Stufe Evolution. Wir haben also noch keine sichtbaren Beweise. Basierend auf Berechnungen ihrer Abkühlung wissen wir nur eines: Ihre Lebenserwartung ist wirklich enorm, übersteigt das Alter des Universums (13,7 Milliarden Jahre) und beträgt theoretisch Billionen Jahre.
5. Gibt es einen Weißen Zwerg mit einem starken Magnetfeld wie einen Neutronenstern? Einige von ihnen verfügen über starke Magnetfelder, viel stärker als alle, die wir auf der Erde geschaffen haben. Beispielsweise beträgt die magnetische Feldstärke an der Erdoberfläche nur 30 bis 60 ppm Tesla, während die magnetische Feldstärke eines Weißen Zwergs bis zu 100.000 Tesla betragen kann.

   

   Aber ein Neutronenstern hat ein wirklich starkes Magnetfeld – 10 * 11 Tesla und wird Magnetar genannt! Auf der Oberfläche einiger Magnetare können sich Erschütterungen bilden, die Schwingungen im Stern erzeugen. Diese Schwankungen führen oft zu riesigen Gammastrahlenausbrüchen des Magnetars. Beispielsweise explodierte am 27. August 1998 der 20.000 Lichtjahre entfernte Magnetar SGR 1900+14 im Sternbild Aquila. Der starke Gammastrahlungsblitz war so stark, dass die Anlage abgeschaltet werden musste Raumfahrzeug NEAR Schuhmacher für Konservierungszwecke.

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