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groß-
tude
(M_V)

Sirius mit Sirius B (unten links)

Spektrumanalyse des Weißen Zwergsterns G29-38

Ein weißer Zwerg ist eine der möglichen Endstufen von a Stern der am ende von ihr Lebenszyklus ist gekommen. Also im Weißen Zwerg finde nein Kernreaktionen mehr Platz.

Die Masse des Kerns muss kleiner als 1,4 Sonnenmassen sein (Chandrasekhar-Grenze), um den Stern in einen Weißen Zwerg zu verwandeln. Wenn die Masse größer ist, endet der Stern als a Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.^{[Anmerkungen 1]}

Obwohl Weiße Zwerge sehr zahlreich sind, kann keiner mit bloßem Auge gesehen werden. Der erste beobachtete Weiße Zwerg (obwohl er damals nicht als solcher klassifiziert wurde) war Sirius B 1862 (von Alvan Clark) – Hinweise auf seine Anwesenheit wurden bereits 1844 von . gefunden Friedrich Bessel als Unregelmäßigkeiten in der Umlaufbahn von Sirius.

Allgemeine Merkmale

Bevor ein Stern zum Weißen Zwerg wird, schwillt er zu einem an roter Riese und stößt einen Teil der Materie in Form von a . ab Planetennebel. Der verbleibende Kern (der Zentralstern des planetarischen Nebels) kollabiert. Der so entstandene Weiße Zwerg hat einen Radius von mehreren Tausend Kilometern und eine gigantische Dichte von Hunderten Tonnen pro Kubikzentimeter.

Die derzeit bekannten Weißen Zwerge haben eine durchschnittliche Masse von etwa dem 0,6-fachen der Masse unserer Sonne; der schwerste hat die 1,33-fache Masse der Sonne.^[1] Das Volumen der bekannten Weißen Zwerge reicht von 0,8% bis 2% des Sonnenvolumens.^{[Anmerkungen 2]} Die durchschnittliche Dichte eines Weißen Zwergs beträgt etwa 10⁶ Gramm pro cm³, von 10⁴ Gramm bis 10⁷ Gramm pro cm³.^[2] Das bedeutet, dass das Gravitationsfeld an der Erdoberfläche mehrere hunderttausend Mal stärker ist als an der Erdoberfläche. Aufgrund seiner geringen Größe ein Weißer Zwerg – trotz seines hohen Oberflächentemperatur – 100 bis 10.000 mal als kleines Licht draußen wie die Sonne.

Atmosphären- und Emissionsspektren

Während angenommen wird, dass die meisten Weißen Zwerge aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen, Spektroskopie weisen normalerweise darauf hin, dass ihre emittierte Strahlung eine Atmosphäre von hauptsächlich Wasserstoff oder Helium kommt. Das dominierende Element ist im Allgemeinen tausendmal präsenter als jedes andere. Wie Schatzman in den 1940er Jahren feststellte, wird die starke Schwerkraft an der Oberfläche für diese Reinheit verantwortlich gemacht und für die Trennung der leichteren von den schwereren Elementen, des schwereren unten und des leichteren oben.

Es wird angenommen, dass diese Atmosphäre, der einzige Teil des Weißen Zwergs, den wir beobachten können, der obere Teil einer Hülle ist, die ein Überbleibsel einer inneren Sternhülle aus dem riesige Zweigphase von Sternenentwicklung, und kann auch Materie aus dem interstellares Medium enthalten. Diese Hülle, so heißt es, besteht aus einer heliumreichen Schicht mit einer Masse von nicht mehr als 1% der gesamten stellaren Masse, die, wenn die Atmosphäre hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, darüber eine wasserstoffreiche Schicht hat , was weniger als 0,01% der Masse des Sterns ausmacht.Obwohl sehr dünn, bestimmen diese äußeren Schichten die thermische Entwicklung des Zwergs. Die Entarteten Elektronen (entartete Materie), die den Großteil des Weißen Zwergs ausmachen, Wärme sehr gut leiten. Der Großteil der Masse des Weißen Zwergs hat daher die gleiche hohe Temperatur (isotherm): Bei Oberflächentemperaturen zwischen 8.000 und 16.000 Kelvin haben diese Sterne eine Kerntemperatur von etwa fünf bis zwanzig Millionen Kelvin. Der langsame Abkühlprozess eines Weißen Zwergs wird durch die radioundurchlässige Beschaffenheit der äußeren Schichten verursacht.

Spektren von vier Weißen Zwergen in NGC 6397 mit einem Standardspektrum eines DA Weißen Zwergs (mit starkem Wasserstoffleitungen)

Der erste Versuch, Weiße Zwerge zu klassifizieren, scheint von Gerard Kuiper 1941 gewesen sein.^[3] Seitdem wurden mehrere Klassifikationsschemata vorgeschlagen und angenommen. Das aktuelle System wurde 1983 von Edward M. Sion, Jesse L. Greenstein und ihren Co-Autoren vorgeschlagen und seitdem mehrmals überarbeitet. Es klassifiziert ein Spektrum mit einer Reihe von Symbolen, beginnend mit dem Buchstaben D, dann einem Buchstaben, der die primäre Eigenschaft des Spektrums beschreibt, dann einem optionalen Buchstaben für sekundäre Eigenschaften (wie in der nebenstehenden Tabelle gezeigt) und einer Zahl, die die effektive Oberflächentemperatur, zu berechnen durch Division von 50.400 K durch den gefundenen Wert. Zum Beispiel:

• Ein Weißer Zwerg mit hauptsächlich neutralen Heliumionen in seinem Spektrum und einer effektiven Temperatur von 15.000 K kann als DB3 klassifiziert werden, oder bei einer genauen Temperaturmessung DB3.5
• Ein weißer Zwerg mit einem polarisierten Magnetfeld, eine effektive Temperatur von 17.000 K und ein Spektrum von hauptsächlich He-Ionen mit sekundären auch huhEmissionslinie(n) können als DBAP3 klassifiziert werden.

Die Symbole? und : kann auch verwendet werden, wenn die korrekte Klassifizierung nicht ganz sicher ist.

Weiße Zwerge, deren primäre Spektralklassifikation DA ist, haben eine überwiegend Wasserstoffatmosphäre. Dies betrifft die Mehrheit (ca. 80%) aller beobachteten Weißen Zwerge. Die nächstgrößere Klasse ist die DB mit ca. 16%. Die heiße (über 15.000 K) DQ-Klasse (ca. 0,1%) hat hauptsächlich Kohlenstoffatmosphären. Zwerge, die als DB, DC, DO, DZ und kühlere DQ klassifiziert werden, haben eine von Helium dominierte Atmosphäre. Geht man davon aus, dass Kohlenstoff und Metalle nicht vorhanden sind, richtet sich die Einstufung nach dem effektive Temperatur. Zwischen 100.000 K und 45.000 K wird das Spektrum mit DO bewertet, mit einer starken Emissionslinie von He. Von 30.000 K bis 12.000 K ist das Spektrum DB mit einer neutralen Heliumatmosphäre, und unter 12.000 K ist das Spektrum kontinuierlich und hat eine DC-Bewertung. huh₂ wurde auch in den Spektren einiger Weißer Zwerge nachgewiesen: Etwa 25-35% der Weißen Zwerge haben Metalllinien in ihren Spektren, was bemerkenswert ist, da schwere Elemente in einem Bruchteil der Zwergenlebensdauer in das Innere des Zwerges sinken sollten. Die beste Erklärung dafür ist, dass metallreiche Weiße Zwerge in letzter Zeit planetesimal habe gegessen.

Endgültiges Schicksal

Die Temperatur eines jungen Weißen Zwergs beträgt viele Zehntausend k, sehr langsam abkühlen, bis die Temperatur so niedrig wird, dass der Weiße Zwerg kein Licht mehr emittiert; In diesem Stadium ist der Weiße Zwerg a schwarzer Zwerg werden. Das Abkühlen dauert zig Milliarden Jahre, aber nach einigen Theorien viel länger, bis zu 10³⁶ Jahre (je nachdem ob oder nicht Protonenzerfall und/oder die Gültigkeit bestimmter Vereinigungstheorien). Da das Universum ist nur 13,7 Milliarden Jahre alt, wird angenommen, dass Schwarze Zwerge im aktuellen Universum überhaupt nicht existieren. Die ältesten bekannten Weißen Zwerge (wie WD 0346 246) haben eine Temperatur von 4000 Kelvin oder etwas darunter.

Nach neuen Forschungen ist es auch möglich, dass mehrere Weiße Zwerge kollidieren und zu einem massiveren Ganzen verschmelzen, woraufhin a Supernova Typ Ia entsteht. Dies würde insbesondere auftreten in elliptische Galaxien.^[4]

Erste Entdeckungen

Der erste Stern, der als Weißer Zwerg identifiziert wurde, ist 40 Eridani B (Teil des dreifacher Stern 40 Eridania), die zusammen mit 40 Eridani C erstmals am 31. Januar 1783 von . beobachtet wurde William Herschel. 1910 bemerkte Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering und Williamina Fleming darauf Eridani B zum Spektralklasse A (weiß) gehörte dazu, obwohl der Stern wenig Licht aussendete. 1915 entdeckt Walter Adams dass der zuvor entdeckte Stern Sirius B derselben Spektralklasse angehörte.

Der Name weißer Zwerg (übersetzt ins Niederländische als "weißer Zwerg") für diesen Typ kompakte Sterne soll erstmals 1922 von dem niederländisch-amerikanischen Astronomen verwendet worden sein Willem Luyten, und wurde dann dank Arthur Eddington.^[5]

1917 entdeckt Adrian van Maanen ein dritter weißer Zwerg, heute bekannt als der Stern von Van Maanen. Seitdem basierend auf ihren Eigenbewegung weitere weiße Zwerge schnell entdeckt; bis 1950 waren fast 100 bekannt.^[6] 1999 waren mehr als 2.000 Weiße Zwerge bekannt. Dank an Sloan Digital Sky Survey sie sind heute in großer Zahl zu finden.

Degeneration

Ein Weißer Zwerg kollabiert nicht weiter durch die Pauli .'s Ausschlussprinzip in Kombination mit dem Heisenbergsche Unschärferelation.

• Paulis Ausschlussprinzip besagt, dass höchstens zwei Elektronen haben die gleiche Position und den gleichen Impuls.
• Heisenbergs Unsicherheitsprinzip (${Anzeigestil Delta xcdot Delta p=hbar /2}$, von ${displaystyle hbar }$ das Konstante von Dirac) sagt, dass, wenn Elektronen räumlich sind (x) näher zusammenrücken, ihr Impuls (P) sollte steigen.

In einem Weißen Zwerg sind die Elektronen so dicht gepackt, dass keine niedrigen Energieniveaus mehr verfügbar sind, wodurch die Elektronen einen größeren Impuls gewinnen müssen. Dieser Impuls erzeugt einen Druck, der verhindert, dass der Weiße Zwerg trotz seiner eigenen Schwerkraft weiter zusammenbricht. Elektronen in diesem Zustand heißen degenerieren.

Die physikalischen Gleichungen, die für entartete Materie gelten, sind relativ einfach: Der Druck hängt nur von der Dichte ab, die Temperatur spielt keine Rolle. Weiße Zwerge waren daher die ersten Sterne, für die genaue theoretische Modelle berechnet werden konnten. Subramanyan Chandrasekhar Pionier auf diesem Gebiet in den 1930er Jahren. Unter anderem stellte sich heraus, dass für Weiße Zwerge ein einfacher Zusammenhang zwischen Masse und Radius besteht: Je schwerer der Weiße Zwerg ist, desto kleiner muss er sein – genau das Gegenteil von dem, was man intuitiv erwarten würde.

mathematisches Modell

Ein Modell für einen Weißen Zwerg ist viel einfacher als ein Modell für einen gewöhnlichen Stern. Dies ist eine Folge der Entartung, die es ermöglicht, die Druck-, Dichte- und Massenverteilung im gesamten Weißen Zwerg zu berechnen, ohne die Temperatur zu benötigen. Ein einfaches Modell besteht aus drei Gleichungen:

• Die Gleichung von hydrostatisches Gleichgewicht:

${displaystyle dP(r),=,-,{frac {ho GM_{r}}{r^{2}}},dr}$

• Die Gleichung zur Beschreibung der Massenverteilung:

${displaystyle dM_{r},=,4pi r^{2}ho dr}$

• Die Beziehung zwischen Druck und Dichte bei Elektronenentartung. Dies verwendet die Hilfsfunktion f(x):

${displaystyle f(x),=,(2x^{3}-3x){sqrt {1 x^{2}}}, ,3,ln(x {sqrt {1 x^{2}}})}$

Druck und Dichte sind dann verknüpft durch:

${Anzeigestil P,=,6.01,10^{22}f(x)}$

${displaystyle ho ,=,9.82,10^{5}mu _{e}x^{3}}$

bei welchem ${displaystyle mu_{e}}$ ist die durchschnittliche Molmasse. Im Inneren eines Weißen Zwerges ist dies gleich 2. Konkret gehen wir von einer zentralen Dichte aus. Dies dient als Anfangsbedingung für die Gleichung des hydrostatischen Gleichgewichts. Die Anfangsbedingung der Massengleichung ist 0, denn innerhalb einer Kugel mit Radius 0 kann es keine Masse geben. Der erste Schritt aus der Mitte muss ausgeführt werden von Entwicklungen der Taylor-Reihe der beiden genannten Differentialgleichungen, um eine Division durch Null zu vermeiden. Die beiden Differentialgleichungen (für die Massenverteilung und für das hydrostatische Gleichgewicht) werden numerisch gelöst. Bei jedem Schritt durch den Weißen Zwerg kann dann aus dem Druck die entsprechende Dichte berechnet werden. Dies erfordert das Lösen der Hilfsfunktion f(x), was schnell und effizient mit der Methode von Newton-Raphson. Als Startwert kann der Wert von x aus dem vorherigen Schritt verwendet werden Die Iterationen werden abgebrochen, wenn der Druck negativ wird, also die Kante des Sterns überschritten wurde. Die Kante selbst kann dann zwischen der letzten Überdruckschicht und der Unterdruckschicht interpoliert werden. Dieses einfache Modell berücksichtigt keine Atmosphäre.

Die folgende Tabelle zeigt die Ergebnisse dieses mathematischen Modells eines Weißen Zwergs. Links der Logarithmus der zentralen Dichte, daneben die Masse in Sonnenmasse und dann der Radius in Kilometern. Die zentralen Dichten der Weißen Zwerge liegen zwischen ${Displaystil 10^{8},kg/m^{3}}$ und ${Displaystil 10^{15},kg/m^{3}}$. Die Tabelle zeigt, dass die Masse 1,44 Sonnenmasse nicht überschreiten kann und dass ein massereicherer Weißer Zwerg auch einen kleineren Radius hat.

Kohlenstoff und Sauerstoff

Es wird angenommen, dass Weiße Zwerge bestehen aus Kohlenstoff und Sauerstoff (voll ionisiert in Form eines dichten Plasma), mit einer Atmosphäre von Wasserstoff und Helium.

Als der Stern noch ein „gewöhnlicher“ Stern war, entstanden diese Elemente während des folgenden Fusionsprozesses:

Zuerst wurde Wasserstoff in Helium umgewandelt:

4(¹H) → ⁴Hallo 2 Positronen 2 Neutrino'S

Als der Wasserstoff "ausgebrannt" war, stieg der Schwerkraftdruck an und der nächste Schritt erfolgte, wo Helium zu Kohlenstoff verschmolz:

3(⁴Hallo) → ¹²C

Dann folgte eine Reaktion, bei der Sauerstoff gebildet wurde

¹²C ⁴Hallo → ¹⁶Ö

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Externer Link

• NASA