Hvid dværg

Fra Wikipedia, den frie encyklopædi
Gå til: navigation, søg
Billede af Sirius A og Sirius B fra Hubble. Sirius B, der er en hvid dværg, kan skimtes som en prik mod venstre under den meget lysere Sirius A

En hvid dværg er en stjernetype: Når "små" stjerner som f.eks. vores egen Sol løber tør for brint, udvides og afkøles den så den for en tid er en stjerne af den slags der kaldes en rød kæmpe. Efter en, i astronomiske sammenhænge, forholdsvis kort tid kollapser den røde kæmpe og bliver til en hvid dværg: En hvid dværg producerer ikke "ny" energi ved atomkerneprocesser som "normale" stjerner gør. Den unge hvide dværg er varm fordi den dels har været central-delen af en stjerne, og dels fordi den er opvarmet af gravitationel energi frigivet da den oprindelige stjerne's kerne faldt sammen.

I løbet af milliarder af år køler den hvide dværg ned, hvorefter stjernen er et "koldt lig", en stjerne af den type man kalder for en sort dværg. Der menes endnu ikke, at eksistere sorte dværge, idet nedkølingen af af hvid dværg til en sort dværg, regnes for at være en del længere end universet nuværende alder på 13,7 milliarder år.

Idet afkølingsprocessen er den længste i en hvid dværgs liv, kan man måle alderen af de stjerner, der danner hvide dværge ved at måle de koldeste hvide dværges egenskaber og sammenligne med teorien for afkøling. Dermed kan man sætte nedre grænser for Universets alder. Afkølingsprocessen styres af den tynde atmosfæres egenskaber, samt processerne omkring krystalliseringen af stofferne i den afkølende hvide dværg. Består denne hovedsagelig af kul, mener man at krystalliseret carbon er slutproduktet – dvs. diamant!

Hvide dværge kan højest blive 1,4 solmasser tunge – er de tungere, kollapser stoffet i stjernens kerne, og en neutronstjerne eller et sort hul dannes. Disse kolaps også kendt som supernovaer af typen Ia menes at være meget ensartede og bruges som en standardlyskilde til at bestemme afstande til fjerne galakser. De fleste hvide dværge har en masse på en halv solmasse, idet processerne omkring opbygningen af en tung stjernekerne, samt processerne der styrer masse-tab i udviklingsfasen som rød kæmpe, dikterer dette.

Teorien for kvantemekanik beskriver det forventede forhold imellem radius og masse på de hvide dværge – idet kvantemekanikkens love styrer de specielle tilstande, der hersker i en hvid dværg – og observationer af hvide dværges masse og radius kan derfor bruges til at bekræfte kvantemekanikkens postulater.

Hvide dværges spektre falder hovedsagelig i to kategorier – dem der hovedsagelig viser brintlinjer, og dem der hovedsagelig viser heliumlinjer. Dertil kommer en lille andel spektre der viser blandinger af brint og helium, samt tungere grundstoffer som især kul og ilt. Oprindelsen af disse karakteristiske klasser skal søges i stjernens tidligere udviklingsfaser. Især massetab under de sidste faser af udviklingen som rød kæmpe i farve-lysstyrke diagrammet styrer hvor meget af en stjernes ydre brintlag der mistes, hvorved de underliggende heliumlag, og lag af tungere grundstoffer, afsløres.

Idet den tabte masse spredes ud i rummet og siden samles i nye stjerner bindes studiet af hvide dværges struktur og karakteristik sammen med Mælkevejens kemiske udvikling.

Hvide og sorte dværge skal ikke forvæksles med brune dværge. En brun dværg er en "mislykket" stjerne, dvs. et himmellegeme med en masse under 0,08 gange vores egen sol eller ca. 75 gange Jupiters masse.

Eksterne henvisninger[redigér | redigér wikikode]

Commons-logo.svg
Wikimedia Commons har medier relateret til: