Athugaðu, opna í nýjum glugga. Prenta útSenda hlekk á þessa síðu til vinar

Facebook

Hvítir dvergar

 

Efnisyfirlit

Hvítir dvergar (e. white dwarfs) eru daufar og þéttar stjörnur á stærð við jörðina en álíka massamiklar og sólin. Hvítir dvergar marka endalok þróunarsögu flestra stjarna í alheiminum. Þegar sólin okkar hefur náð lokastiginu í þróunarsögu sinni endar hún ævi sína sem hvítur dvergur og löngu síðar svartur dvergur.

Fjölmarga hvíta dverga er að finna í nágreni sólarinnar okkar en allir eru þeir of daufir til að sjást með berum augum. Fyrsti hvíti dvergurinn sem fannst er fylgistjarna Síríusar í Stórahundi, björtustu stjörnu næturhiminsins. Þýski stjörnufræðingurinn Friedrich Bessel áttaði sig fyrstur manna á því að Síríus var tvístirni árið 1844 þegar hann tók eftir því að stjarnan virtist vagga til og frá eins og skopparakringla. Bessel dró þá ályktun að það sem hann sæi þar væru veik þyngdaráhrif óséðar fylgistjörnu við Síríus. Árið 1862 beindi bandaríski stjörnufræðingurinn Alvan Clark sjónauka sínum að Síríusi og tók þá eftir mjög daufri stjörnu skammt frá henni. Þetta reyndist fylgistjarna Síríusar og var hún nefnd Síríus B eða Hvolpurinn vegna þess að móðurstjarnan Síríus A er stundum kölluð Hundastjarnan.

Athuganir á Síríusi B sem fylgdu í kjölfarið sýndu að þarna var um mjög óvenjulega stjörnu að ræða. Litrófsmælingar bentu til að yfirborðshitastig hennar væri mjög hátt eða um 25.000°C, en birtan engu að síður 10.000 sinnum minni en birta Síríusar A. Það benti aftur til þess að stjarnan var mjög lítil að þvermáli eða á stærð við jörðina. Massa stjörnunnar var auðvelt að mæla með þriðja lögmáli Keplers og reyndist hann mjög hár miðað við þvermál eða álíka mikill og massi sólarinnar okkar. Eins og gefur að skilja kom þetta stjörnufræðingum mjög á óvart.

Á næstu áratugum fann fjöldi hvítra dverga til viðbótar og varð þá stjörnufræðingum ljóst að slíkar stjörnur eru algengar í Vetrarbrautinni okkar. Enginn gat hins vegar útskýrt eðli þeirra með góðu móti fyrr en skammtafræðin kom til sögunnar.

Myndun hvítra dverga

Endalok sólstjarna er háð massa þeirra. Massamiklar stjörnur eins og Betelgás og Rígel enda ævi sína sem nifteindastjörnur eða svarthol í kjölfar gríðarlegrar sprengingar. Annað er uppi á teningnum hjá massaminni stjörnum.

Sólstjarna með lítinn eða meðalmassa (innan við fjórir sólmassar), líkt og sólin okkar, lifir á því að umbreyta vetnissameindum í helíum í kjarna sínum eins og lesa má í grein okkar um þróun sólstjarna. Hitinn sem myndast við kjarnasamrunan þrýstir gasi út á við. Á sama tíma og þyngdarkrafturinn reynir að toga stjörnuna inn á við, þrýstir gasþrýstingurinn henni út á við og á meðan sólstjarnan er á meginröð ríkir jafnvægi milli þessa tveggja krafta. Þegar stjarnan klárar vetnisforða sinn lætur gasþrýstingurinn undan þyngdarkraftinum og stjarnan byrjar að falla saman. Samdrátturinn veldur því að innviðir hennar hitna aftur og í kringum kjarnann myndast vetnisskel sem þenur út ytri lög stjörnunnar. Þegar þetta gerist breytist hún í rauða risastjörnu og gleypir nálægustu reikistjörnur sínar.

Þegar stjarna stækkar í rauðan risa eykst yfirborðsflatarmál hennar og heildarhitastig yfirborðsins lækkar. Hitinn í kjarna rauðu risastjörnunnar heldur engu að síður áfram að aukast þar til hann er orðinn svo hár að stjarnan byrjar að brenna helíni í þyngri frumefni eins og kolefni samkvæmt þrí-alfa ferlinu. Lágmassastjarna eins og sólin okkar er ekki nógu stór og heit til að brenna kolefni í kjarna sínum og verður þess vegna enn og aftur að lúta í lægra haldi fyrir þyngdarkraftinum. Við það dregst kjarninn enn frekar saman og ytri efnislög stjörnunnar taka að kastast út í geiminn. Við það missir stjarnan mikið af efni og myndast þá falleg gasskel í kringum hana sem kallast hringþoka. Dæmi um þetta er hringþokan M57 í Hörpunni. Engin kjarnahvörf eiga sér lengur stað inni í stjörnunni og eftir situr hvítglóandi kjarni á stærð við jörðina í miðri hringþokunni sem skín vegna afgangshita. Þessi hvítglóandi kjarni er hvítur dvergur; útbrunnin leif stjörnunnar sem áður var.

Skömmu eftir myndun hvíta dvergsins er hitastigið á honum yfir 100.000°C. Hvíti dvergurinn kólnar hratt í fyrstu eða niður í um 20.000°C á aðeins um 100 milljón árum. Kólnunin er svo hægari eftir því sem á líður og tekur það um 800 milljón ár að kólna niður í 10.000°C og aðra fjóra til fimm milljarða ára að kólna niður í um 5000°C. Samfara kólnuninni dofnar birtan frá þeim. Eftir meira en hundrað milljarða ára hefur hvíti dvergurinn kólnað svo mjög að hann er ekki sýnilegur lengur (ólýsandi) og orðinn að svörtum dverg. Alheimurinn okkar er hins vegar ekki nema um 13,7 milljarða ára sem útskýrir hvers vegna elstu hvítu dvergarnir geisla enn frá sér orku sem er nokkur þúsund stiga heit og hvers vegna svartir dvergar hafa ekki enn haft tíma til að myndast í alheiminum. Köldustu þekktu hvítu dvergarnir eru um 4000°C heitir.

Kólnunartími hvítra dverga er nokkuð vel þekktur og má nota þá til að mæla aldur vetrarbrauta og stjörnuþyrpinga sem innihalda þá. Elstu þekktu hvítu dvergarnir í Vetrarbrautinni okkar eru um 9,3 milljarða ára gamlir og má því draga þá ályktun að Vetrarbrautin okkar sé um 10 milljarða ára gömul.
Sjá nánar: Þróun sólstjarna
Sjá nánar: Sprengistjörnur

Sjá nánar: Nifteindastjörnur
Sjá nánar: Svarthol

Samband massa og radíuss

Hefðbundinn hvítur dvergur hefur alíka mikinn massa og sólin okkar en er samt á stærð við jörðina. Eðlismassinn, eða þéttleikinn, er þar af leiðandi gríðarlegur eða um 106 sinnum meiri en eðlismassi vatns. Teskeið af efni úr hvítum dverg vegur um 5,5 tonn eða álíka mikið og fíll! Hvítir dvergar eru því eitt þéttasta efnisform sem þekkist en aðeins nifteindastjörnur og svarthol eru massameiri.

Ætla má að án kjarnahvarfa sem veita innri hita og þrýsting myndi hvítur dvergur halda áfram að skreppa saman og minnka af völdum þyngdarkraftsins þegar hann kólnar. Svo er hins vegar ekki og olli þetta mönnum miklu hugarangri um allangt skeið.

Lausnin á þessu vandamáli fékkst á þriðja áratug tuttugustu aldar þegar skammtafræðin var komin til sögunnar. Þegar stjarna dregst saman og kólnar heldur hún stærð sinni vegna þess að kjarninn er mjög þéttur. Atómin eru mjög þétt saman og hver einasta rafeind innan þeirra krefst þess að eiga sitt eigið rými og hleypir engri annarri inn á sitt svæði ef svo má segja, samkvæmt svokölluðu einsetulögmáli Paulis. Við þetta myndast gríðarlegur rafeindaþrýstingur sem kemur í veg fyrir að þyngdarkrafturinn felli stjörnuna enn frekar saman.

Ágæt leið til að sjá þetta fyrir sér er að ímynda sér konu sem sækir tónleika í Laugardalshöllinni. Ef konan mætir snemma er líklegt að hún sé innan um fáa eða jafnvel engan annan tónleikagest og hafi því allt plássið í Höllinni út af fyrir sig. Konan getur dansað af vild án þess að eiga á hættu að rekast utan í aðra manneskju. Þegar tónleikarnir eru um það bil að hefjast hefur tónleikagestum fjölgað verulega og Höllin nánast full. Fólk stendur þétt utan í hverju öðru og erfitt að hreyfa sig án þess að rekast utan í aðra. Þegar tónleikarnir hefjast og Höllin er full krefst konan þess að hafa ákveðið svæði út af fyrir sig og myndar þar með þrýsting á aðra. Hitastigið eykst.

Efni í ofurþéttu ástandi eins og í hvítum dvergi kallast kulefni. Kulefni hefur mjög sérstakt samband við þrýsting, þéttleika og hitastig en önnur venjuleg efni. Þar af leiðandi hafa hvítir dvergar óvenjulegt samband massa og radíuss: því meiri sem massi hvíta dvergsins er, því minni er hann.

Markmassi Chandrasekhar

Samband massa og radíuss sýnir að því meira efni sem hvítur dvergur inniheldur, því minni er hann. Engu að síður eru takmörk fyrir því hversu hár rafeindaþrýstingurinn getur orðið og eru þar af leiðandi til efri mörk á þeim massa sem hvítur dvergur getur haft.

Árið 1930 uppgötvaði indversk-bandaríski stjarneðlisfræðingurinn Subrahmanyan Chandrasekhar þennan hámarksmassa og greindi frá því í grein sem hann birti í Astrophysical Journal sama ár. Chandrasekhar var þá tæplega tvítugur að aldri og á leið frá Indlandi í háskólann í Cambridge. Í greininni sýndi Chandrasekhar fram á að hvítur dvergur getur ekki innihaldið meira en 1,4 sólmassa af efni, sem er svokallaður markmassi Chandrasekhar eða Chandrasekhar-mörk. Sé massinn undir markmassa Chandrasekhar heldur rafeindaþrýstingurinn þyngdarkraftinum í skefjum og hvítur dvergur myndast. Sé massinn yfir Chandrasekhar-mörkunum heldur rafeindaþrýstingurinn ekki lengur kjarnanum uppi og hann fellur saman og myndar nifteindastjörnu eða svarthol. Fyrir meðal annars þessa uppgötvun hlaut Chandrasekhar Nóbelsverðlaunin í eðlisfræði árið 1983 ásamt bandaríska stjarneðlisfræðingnum William Fowler.

Massi hvítra dverga getur því ekki farið yfir 1,4 sólarmassa af sjálfsdáðum og hafa flestir hvítir dverga massa sem er nálægt 0,6 sólarmössum. Ef hvítur dvergur er aftur á móti hluti af tvístirnakerfi getur hann dregið að sér efni frá móðurstjörnunni. Ef uppsafnaða efnið þrýstir massa hvíta dvergsins yfir Chandrasekhar-mörkin helst ekki lengur jafnvægi milli rafeindaþrýstingsins og þyngdarkraftsins og þyngdarhrun á sér þá stað. Aukinn þrýstingur í innviðum stjörnunnar verður til þess að hitastigið hækkar og kolefna- og súrefnishvörf eiga sér stað. Þessi kjarnahvörf leiða að lokum til þess að hvíti dvergurinn verður að sprengistjörnu af gerð 1a.

Sprengistjörnur af þessari tegund eru mikið notaðar til fjarlægðarmælinga í alheiminum. Árið 1988 var birtustig sprengistjarna af gerð 1a mæld í fjölmörgum vetrarbrautum og reyndust þær daufari en áður var talið. Út frá þessari staðreynd drógu stjörnufræðingar þá ályktun að alheimurinn var að auka útþensluhraða sinn en ekki draga úr honum eins og áður var talið.

Í öðrum tvístirnakerfum nær hvíti dvergurinn ekki að soga í sig nægilegt efni og komast yfir Chandrasekhar-mörkin. Þess í stað losar hann sig við efnið í miklum kjarnorkusprengingum sem við köllum nýstirni eða nova þegar slíkt sést á himninum. Tvístirnakerfi þar sem hvítur dvergur dregur í sig efni frá fylgistjörnu kallast hamfarastjarna.

Heimildir:

Facebook