Witte dwerg is een ster die veel voorkomt in onze ruimte. Wetenschappers noemen het het resultaat van de evolutie van sterren, de laatste ontwikkelingsfase. In totaal zijn er twee scenario's voor de modificatie van een stellair lichaam, in het ene geval is de laatste fase een neutronenster, in het andere geval een zwart gat. Dwergen zijn de laatste evolutionaire stap. Ze hebben planetenstelsels om zich heen. Wetenschappers konden dit bepalen door met metaal verrijkte exemplaren te onderzoeken.
Achtergrond
Witte dwergen zijn sterren die in 1919 de aandacht van astronomen trokken. Voor het eerst werd zo'n hemellichaam ontdekt door een wetenschapper uit Nederland, Maanen. Voor zijn tijd deed de specialist een nogal atypische en onverwachte ontdekking. De dwerg die hij zag zag eruit als een ster, maar had niet-standaard kleine maten. Het spectrum was echter alsof het een massief en groot hemellichaam was.
De redenen voor zo'n vreemd fenomeen trekken wetenschappers al geruime tijd aan, dus er is veel moeite gedaan om de structuur van witte dwergen te bestuderen. De doorbraak werd gemaakt toen ze de aanname van de overvloed aan verschillende metalen structuren in de atmosfeer van een hemellichaam tot uitdrukking brachten en bewezen.
Het is noodzakelijk om te verduidelijken dat metalen in de astrofysica allerlei soorten elementen zijn, waarvan de moleculen zwaarder zijn dan waterstof, helium, en hun chemische samenstelling is progressiever dan deze twee verbindingen. Helium en waterstof zijn, zoals wetenschappers hebben kunnen vaststellen, meer verspreid in ons universum dan welke andere stof dan ook. Op basis hiervan werd besloten om al het andere als metalen aan te merken.
Thema ontwikkeling
Hoewel in de jaren twintig voor het eerst witte dwergen werden gezien die in grootte heel anders waren dan de zon, ontdekten mensen pas een halve eeuw later dat de aanwezigheid van metalen structuren in de sterrenatmosfeer geen typisch fenomeen is. Het bleek dat ze, wanneer ze in de atmosfeer worden opgenomen, naast de twee meest voorkomende stoffen, zwaardere, worden verplaatst naar de diepere lagen. Zware stoffen, die deel uitmaken van de moleculen van helium, waterstof, moeten uiteindelijk naar de kern van de ster gaan.
Er waren verschillende redenen voor dit proces. De straal van een witte dwerg is klein, dergelijke stellaire lichamen zijn erg compact - het is niet voor niets dat ze hun naam hebben gekregen. Gemiddeld is de straal vergelijkbaar met die van de aarde, terwijl het gewicht vergelijkbaar is met het gewicht van een ster die ons planetenstelsel verlicht. Deze verhouding van afmetingen en gewicht veroorzaakt een uitzonderlijk grote zwaartekracht oppervlakteversnelling. Dientengevolge vindt de afzetting van zware metalen in de waterstof- en heliumatmosfeer slechts enkele aardse dagen plaats nadat het molecuul de totale gasmassa is binnengegaan.
Kenmerken en duur
Soms kenmerken van witte dwergenzijn zodanig dat het sedimentatieproces van moleculen van zware stoffen lange tijd kan worden vertraagd. De meest gunstige opties, vanuit het oogpunt van een waarnemer vanaf de aarde, zijn processen die miljoenen, tientallen miljoenen jaren duren. Toch zijn zulke perioden uitzonderlijk kort in vergelijking met de levensduur van het stellaire lichaam zelf.
De evolutie van een witte dwerg is zodanig dat de meeste formaties die momenteel door de mens worden waargenomen al enkele honderden miljoenen aardse jaren oud zijn. Als we dit vergelijken met het langzaamste proces van absorptie van metalen door de kern, is het verschil meer dan significant. Daarom stelt de detectie van metaal in de atmosfeer van een bepaalde waarneembare ster ons in staat om met zekerheid te concluderen dat het lichaam aanvankelijk niet zo'n atmosferische samenstelling had, anders zouden alle metalen insluitsels allang verdwenen zijn.
Theorie en praktijk
De hierboven beschreven waarnemingen, evenals informatie die gedurende vele decennia is verzameld over witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten, suggereerden dat de atmosfeer metalen insluitsels van externe bronnen ontvangt. Wetenschappers besloten eerst dat dit het medium tussen de sterren is. Een hemellichaam beweegt door dergelijke materie, hecht het medium aan op het oppervlak en verrijkt zo de atmosfeer met zware elementen. Maar verdere observaties toonden aan dat een dergelijke theorie onhoudbaar is. Zoals de experts aangaven, zou de dwerg, als de verandering in de atmosfeer op deze manier zou plaatsvinden, voornamelijk waterstof van buitenaf ontvangen, aangezien het medium tussen de sterren in zijn bulk werd gevormd door waterstof enhelium moleculen. Slechts een klein percentage van het medium bestaat uit zware verbindingen.
Als de theorie gevormd door primaire waarnemingen van witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten zichzelf zou rechtvaardigen, zouden dwergen bestaan uit waterstof als het lichtste element. Dit zou zelfs het bestaan van hemellichamen van helium niet toestaan, omdat helium zwaarder is, wat betekent dat waterstofaccretie het volledig zou verbergen voor het oog van een externe waarnemer. Op basis van de aanwezigheid van heliumdwergen kwamen wetenschappers tot de conclusie dat het interstellaire medium niet kan dienen als de enige en zelfs niet de belangrijkste bron van metalen in de atmosfeer van stellaire lichamen.
Hoe uit te leggen?
Wetenschappers die in de jaren 70 van de vorige eeuw zwarte gaten, witte dwergen, bestudeerden, suggereerden dat metalen insluitsels kunnen worden verklaard door de val van kometen op het oppervlak van een hemellichaam. Toegegeven, ooit werden dergelijke ideeën als te exotisch beschouwd en kregen ze geen steun. Dit was grotendeels te wijten aan het feit dat mensen nog niet wisten van de aanwezigheid van andere planetenstelsels - alleen ons "thuis"-zonnestelsel was bekend.
Een belangrijke stap voorwaarts in de studie van zwarte gaten, witte dwergen, werd gemaakt aan het einde van het volgende, het achtste decennium van de vorige eeuw. Wetenschappers beschikken over bijzonder krachtige infraroodinstrumenten voor het waarnemen van de diepten van de ruimte, waardoor het mogelijk werd om infraroodstraling rond een van de bekende witte dwergastronomen te detecteren. Dit werd precies onthuld rond de dwerg, waarvan de atmosfeer metaalachtig bevatteinclusie.
Infraroodstraling, die het mogelijk maakte om de temperatuur van de witte dwerg te schatten, vertelde wetenschappers ook dat het stellaire lichaam is omgeven door een stof die stellaire straling kan absorberen. Deze stof wordt verwarmd tot een bepaald temperatuurniveau, lager dan dat van een ster. Hierdoor kun je de geabsorbeerde energie geleidelijk ombuigen. Straling vindt plaats in het infraroodbereik.
Wetenschap gaat vooruit
De spectra van de witte dwerg zijn het object van studie geworden van de geavanceerde geesten van de wereld van astronomen. Het bleek dat je van hen behoorlijk veel informatie kunt krijgen over de kenmerken van hemellichamen. Van bijzonder belang waren waarnemingen van stellaire lichamen met een overmaat aan infraroodstraling. Op dit moment is het mogelijk om ongeveer drie dozijn systemen van dit type te identificeren. Hun belangrijkste percentage werd bestudeerd met behulp van de krachtigste Spitzer-telescoop.
Wetenschappers die hemellichamen observeerden, ontdekten dat de dichtheid van witte dwergen aanzienlijk minder is dan deze parameter, die kenmerkend is voor reuzen. Er werd ook gevonden dat overtollige infraroodstraling te wijten is aan de aanwezigheid van schijven gevormd door een specifieke stof die energiestraling kan absorberen. Het is het die dan energie uitstra alt, maar in een ander golflengtebereik.
De schijven zijn uitzonderlijk dichtbij en beïnvloeden de massa van witte dwergen tot op zekere hoogte (die de Chandrasekhar-limiet niet kan overschrijden). De buitenste straal wordt de detritale schijf genoemd. Er is gesuggereerd dat het werd gevormd tijdens de vernietiging van een lichaam. Gemiddeld is de straal vergelijkbaar in grootte met de zon.
Als je aandacht besteedt aan ons planetenstelsel, wordt het duidelijk dat we relatief dicht bij het "thuis" een soortgelijk voorbeeld kunnen waarnemen - dit zijn de ringen rond Saturnus, waarvan de grootte ook vergelijkbaar is met de straal van onze ster. In de loop van de tijd hebben wetenschappers ontdekt dat deze functie niet de enige is die dwergen en Saturnus gemeen hebben. Zowel de planeet als de sterren hebben bijvoorbeeld zeer dunne schijven, die niet transparant zijn wanneer ze door het licht proberen te schijnen.
Conclusies en ontwikkeling van de theorie
Omdat de ringen van witte dwergen vergelijkbaar zijn met die rond Saturnus, is het mogelijk geworden om nieuwe theorieën te formuleren die de aanwezigheid van metalen in de atmosfeer van deze sterren verklaren. Astronomen weten dat de ringen rond Saturnus worden gevormd door de getijdenverstoring van sommige lichamen die zich dicht genoeg bij de planeet bevinden om door het zwaartekrachtsveld te worden beïnvloed. In een dergelijke situatie kan het externe lichaam zijn eigen zwaartekracht niet handhaven, wat leidt tot een schending van de integriteit.
Ongeveer vijftien jaar geleden werd een nieuwe theorie gepresenteerd die de vorming van witte dwergringen op een vergelijkbare manier verklaarde. Aangenomen werd dat de dwerg aanvankelijk een ster was in het centrum van het planetenstelsel. Het hemellichaam evolueert in de loop van de tijd, wat miljarden jaren duurt, zwelt op, verliest zijn schaal, en dit veroorzaakt de vorming van een dwerg, die geleidelijk afkoelt. Trouwens, de kleur van witte dwergen wordt precies verklaard door hun temperatuur. Voor sommigen wordt het geschat op 200.000 K.
Het planetenstelsel in de loop van zo'n evolutie kan overleven, wat leidt totuitzetting van het buitenste deel van het systeem gelijktijdig met een afname van de massa van de ster. Als gevolg hiervan wordt een groot systeem van planeten gevormd. Planeten, asteroïden en vele andere elementen overleven de evolutie.
Wat nu?
De voortgang van het systeem kan leiden tot instabiliteit. Dit leidt tot het bombardement van de ruimte rondom de planeet door stenen, en asteroïden vliegen gedeeltelijk uit het systeem. Sommigen van hen komen echter in banen om zich vroeg of laat binnen de zonnestraal van de dwerg te bevinden. Aanvaringen komen niet voor, maar getijdenkrachten leiden tot aantasting van de integriteit van het lichaam. Een cluster van dergelijke asteroïden neemt een vorm aan die lijkt op de ringen rond Saturnus. Zo wordt een puinschijf gevormd rond de ster. De dichtheid van de witte dwerg (ongeveer 10^7 g/cm3) en zijn afvalschijf verschillen aanzienlijk.
De beschreven theorie is een redelijk complete en logische verklaring geworden van een aantal astronomische verschijnselen. Hierdoor kan men begrijpen waarom schijven compact zijn, omdat een ster gedurende zijn hele bestaan niet kan worden omringd door een schijf met een straal die vergelijkbaar is met die van de zon, anders zouden dergelijke schijven zich eerst in zijn lichaam bevinden.
Door de vorming van schijven en hun grootte uit te leggen, kan men begrijpen waar de bijzondere toevoer van metalen vandaan komt. Het kan op het steroppervlak terechtkomen en de dwerg besmetten met metaalmoleculen. De beschreven theorie, zonder de geopenbaarde indicatoren van de gemiddelde dichtheid van witte dwergen (in de orde van 10^7 g/cm3) tegen te spreken, bewijst waarom metalen worden waargenomen in de atmosfeer van sterren, waarom de meting van de chemische stofcompositie door middelen die mogelijk toegankelijk zijn voor de mens en om welke reden de verdeling van elementen vergelijkbaar is met die van onze planeet en andere bestudeerde objecten.
Theorieën: is er enig voordeel?
Het beschreven idee werd veel gebruikt als basis om uit te leggen waarom de schillen van sterren zijn verontreinigd met metalen, waarom puinschijven verschenen. Bovendien volgt daaruit dat er een planetenstelsel rond de dwerg bestaat. Deze conclusie is weinig verrassend, omdat de mensheid heeft vastgesteld dat de meeste sterren hun eigen planetenstelsel hebben. Dit is kenmerkend voor zowel degenen die vergelijkbaar zijn met de zon, als degenen die veel groter zijn dan zijn afmetingen - namelijk, daaruit worden witte dwergen gevormd.
Onderwerpen nog niet uitgeput
Zelfs als we de hierboven beschreven theorie als algemeen aanvaard en bewezen beschouwen, blijven er tot op de dag van vandaag enkele vragen voor astronomen openstaan. Van bijzonder belang is de specificiteit van de overdracht van materie tussen de schijven en het oppervlak van een hemellichaam. Zoals sommigen suggereren, komt dit door straling. Theorieën die op deze manier het transport van materie beschrijven, zijn gebaseerd op het Poynting-Robertson-effect. Dit fenomeen, onder invloed waarvan deeltjes langzaam in een baan rond een jonge ster bewegen, geleidelijk spiraalsgewijs naar het centrum en verdwijnen in een hemellichaam. Vermoedelijk zou dit effect zich moeten manifesteren in de puinschijven rond de sterren, dat wil zeggen, de moleculen die in de schijven aanwezig zijn, bevinden zich vroeg of laat in uitzonderlijke nabijheid van de dwerg. vaste stoffenzijn onderhevig aan verdamping, gas wordt gevormd - zoals in de vorm van schijven is opgenomen rond verschillende waargenomen dwergen. Vroeg of laat bereikt het gas het oppervlak van de dwerg en transporteert het metalen hierheen.
De onthulde feiten worden door astronomen geschat als een belangrijke bijdrage aan de wetenschap, omdat ze suggereren hoe de planeten worden gevormd. Dit is belangrijk omdat de onderzoeksobjecten die specialisten aantrekken vaak niet beschikbaar zijn. Planeten die rond sterren draaien die groter zijn dan de zon zijn bijvoorbeeld uiterst zeldzaam om te bestuderen - het is te moeilijk op het technische niveau dat beschikbaar is voor onze beschaving. In plaats daarvan hebben mensen planetaire systemen kunnen bestuderen na de transformatie van sterren in dwergen. Als we erin slagen om ons in deze richting te ontwikkelen, zal het zeker mogelijk zijn om nieuwe gegevens over de aanwezigheid van planetenstelsels en hun onderscheidende kenmerken te onthullen.
Witte dwergen, in de atmosfeer waarvan metalen zijn gedetecteerd, stellen ons in staat een idee te krijgen van de chemische samenstelling van kometen en andere kosmische lichamen. In feite hebben wetenschappers gewoon geen andere manier om de samenstelling te beoordelen. Als je bijvoorbeeld de reuzenplaneten bestudeert, kun je alleen een idee krijgen van de buitenste laag, maar er is geen betrouwbare informatie over de innerlijke inhoud. Dit geldt ook voor ons "thuis"-systeem, aangezien de chemische samenstelling alleen kan worden bestudeerd vanaf dat hemellichaam dat naar het aardoppervlak is gevallen of waar het mogelijk was om het onderzoeksapparaat te laten landen.
Hoe gaat het?
Vroeg of laat wordt ons planetenstelsel ook het 'thuis' van een witte dwerg. Zoals wetenschappers zeggen, heeft de stellaire kerneen beperkte hoeveelheid materie om energie te verkrijgen, en vroeg of laat zijn thermonucleaire reacties uitgeput. Het gas neemt in volume af, de dichtheid stijgt tot een ton per kubieke centimeter, terwijl in de buitenste lagen de reactie nog gaande is. De ster zet uit en wordt een rode reus, waarvan de straal vergelijkbaar is met honderden sterren gelijk aan de zon. Wanneer de buitenste schil stopt met "branden", is er binnen 100.000 jaar een dispersie van materie in de ruimte, die gepaard gaat met de vorming van een nevel.
De kern van de ster, bevrijd van de schaal, verlaagt de temperatuur, wat leidt tot de vorming van een witte dwerg. In feite is zo'n ster een gas met een hoge dichtheid. In de wetenschap worden dwergen vaak gedegenereerde hemellichamen genoemd. Als onze ster zou worden samengedrukt en de straal zou slechts een paar duizend kilometer zijn, maar het gewicht zou volledig behouden blijven, dan zou hier ook een witte dwerg plaatsvinden.
Kenmerken en technische punten
Het beschouwde type kosmisch lichaam kan gloeien, maar dit proces wordt verklaard door andere mechanismen dan thermonucleaire reacties. De gloed wordt residu genoemd, het wordt verklaard door een daling van de temperatuur. De dwerg wordt gevormd door een stof waarvan de ionen soms kouder zijn dan 15.000 K. Oscillerende bewegingen zijn kenmerkend voor de elementen. Geleidelijk wordt het hemellichaam kristallijn, wordt de gloed zwakker en evolueert de dwerg naar bruin.
Wetenschappers hebben een massalimiet vastgesteld voor zo'n hemellichaam - tot 1,4 het gewicht van de zon, maar niet meer dan deze limiet. Als de massa deze limiet overschrijdt,de ster kan niet bestaan. Dit komt door de druk van een stof in gecomprimeerde toestand - het is minder dan de zwaartekracht die de stof comprimeert. Er is een zeer sterke compressie, wat leidt tot het verschijnen van neutronen, de stof wordt geneutroniseerd.
Het compressieproces kan leiden tot degeneratie. In dit geval wordt een neutronenster gevormd. De tweede optie is voortdurende compressie, wat vroeg of laat tot een explosie leidt.
Algemene parameters en functies
De bolometrische helderheid van de beschouwde categorie hemellichamen ten opzichte van de karakteristiek van de zon is minder dan ongeveer tienduizend keer. De straal van de dwerg is minder dan honderd keer de zon, terwijl het gewicht vergelijkbaar is met dat van de hoofdster van ons planetenstelsel. Om de massalimiet voor een dwerg te bepalen, werd de Chandrasekhar-limiet berekend. Wanneer deze wordt overschreden, evolueert de dwerg naar een andere vorm van een hemellichaam. De fotosfeer van een ster bestaat gemiddeld uit dichte materie, geschat op 105-109 g/cm3. Vergeleken met de hoofdreeks is deze ongeveer een miljoen keer dichter.
Sommige astronomen geloven dat slechts 3% van alle sterren in de melkweg witte dwergen zijn, en sommigen zijn ervan overtuigd dat elke tiende tot deze klasse behoort. Schattingen lopen zo uiteen over de reden voor de moeilijkheid om hemellichamen te observeren - ze zijn ver van onze planeet en gloeien te zwak.
Verhalen en namen
In 1785 verscheen er een lichaam in de lijst met dubbelsterren die Herschel aan het observeren was. De ster heette 40 Eridani B. Zij is het die wordt beschouwd als de eerste persoon gezien vanuit de witte categorie.dwergen. In 1910 merkte Russell op dat dit hemellichaam een extreem lage helderheid heeft, hoewel de kleurtemperatuur vrij hoog is. Na verloop van tijd werd besloten dat hemellichamen van deze klasse in een aparte categorie moesten worden opgedeeld.
In 1844 besloot Bessel, die de informatie bestudeerde die was verkregen door het volgen van Procyon B, Sirius B, dat ze allebei van tijd tot tijd van een rechte lijn verschoven, wat betekent dat er satellieten in de buurt zijn. Een dergelijke veronderstelling leek de wetenschappelijke gemeenschap onwaarschijnlijk, aangezien er geen satelliet kon worden gezien, terwijl de afwijkingen alleen konden worden verklaard door een hemellichaam waarvan de massa uitzonderlijk groot is (vergelijkbaar met Sirius, Procyon).
In 1962 identificeerde Clark, toen hij met de grootste telescoop werkte die er was, een heel zwak hemellichaam in de buurt van Sirius. Hij was het die Sirius B heette, dezelfde satelliet die Bessel al lang eerder had voorgesteld. In 1896 toonden studies aan dat Procyon ook een satelliet had - het heette Procyon B. Daarom werden Bessel's ideeën volledig bevestigd.
