Biały karzeł
Z Wikipedii
Biały karzeł jest to niewielki (rzędu rozmiarów Ziemi) obiekt astronomiczny emitujący m.in. promieniowanie widzialne. Powstaje po ustaniu reakcji w mało lub średnio masywnej gwieździe. Mało masywne gwiazdy (od 0,08 do 0,4 masy Słońca), nie osiągają w trakcie swojej ewolucji warunków wystarczających do zapłonu helu w reakcjach syntezy termojądrowej i powstają z nich białe karły helowe. Średnio masywne gwiazdy (od 0,4 do 1,4 masy Słońca) spalają hel dając białe karły węglowe, lub węglowo-tlenowe.
Gwiazda macierzysta podczas spalania wodoru w otoczce zwiększa promień (stadium czerwonego olbrzyma), zaś zewnętrzne warstwy po oddzieleniu się stają się mgławicą planetarną z gorącym jądrem (powstałym po błysku helowym), zawierającym często głównie tlen i węgiel. Jądro to, nie produkując energii, stopniowo ochładza się poprzez wypromieniowywanie nagromadzonego ciepła. Zmniejszone ciśnienie promieniowania po ustaniu reakcji termojądrowych we wnętrzu sprawia, że obiekt zapada się pod własnym ciężarem osiągając ogromną gęstość – rzędu 108 gramów na centymetr sześcienny; gwiazda o masie Słońca staje się wówczas kulą o promieniu porównywalnym z ziemskim. Dalszemu zapadaniu białego karła przeciwstawia się jedynie ciśnienie materii, w tym elektronów. Maksymalna masa stabilnego białego karła nazywana jest granicą Chandrasekhara i wynosi ok. 1,4 masy Słońca. Po przekroczeniu tej wielkości w wyniku akrecji materii z drugiego składnika układu podwójnego, biały karzeł wybucha jako supernowa typu Ia lub (hipotetycznie) w procesie tzw. cichej supernowej, pozostawiając po sobie gwiazdę neutronową. Wspomniany przepływ musi być jednak dużo intensywniejszy niż w przypadku nowych, znacznie zwiększający całkowitą masę gwiazdy i znoszący degenerację materii w białym karle, co umożliwia zapoczątkowanie syntezy bardziej masywnych pierwiastków. W stanie pozbawionym degeneracji poprawnym opisem stanu materii w gwieździe jest rozkład Boltzmanna lub Fermiego-Diraca, ale w zakresie temperatur znacznie wyższych, niż temperatura Fermiego.
W przypadku białego karła nieakreującego materii, jego temperatura zmniejsza się, aż przestaje być widoczny – staje się czarnym karłem. Jednakże szacowany wiek Wszechświata jest zbyt krótki (ok. 15 mld lat), by takie obiekty zdążyły powstać nawet z najdłużej istniejących białych karłów.
Spis treści |
[edytuj] Historia odkrycia
Pierwszym znanym białym karłem była gwiazda 40 Eridani B, odkryta w 1783 roku przez Williama Herschela[1]. W 1862 Alvan Graham Clark odkrył ciemnego towarzysza Syriusza (Alpha Canis Majoris). Dopiero w XX wieku ustalono jednak, że towarzysz Syriusza, nazywany Syriuszem B ma temperaturę powierzchniową około 25 000K. Jego jasność jest znacznie mniejsza niż Syriusza A, stąd jego powierzchnia musi być znacznie mniejsza. Pozwala to oszacować promień Syriusza B na promień rzędu Ziemi. Analiza orbity Syriusza B pozwala wyznaczyć masę gwiazdy, jest ona tego samego rzędu co masa Słońca. Oznacza to, że gęstość Syriusza B jest ogromna.
Wkrótce odkryto inne białe karły, zdano sobie sprawę, że występują często w naszej Galaktyce.
W 1926 roku R.H. Fowler (Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114–122) wytłumaczył ogromną gęstość białych karłów opisując własności zdegenerowanego gazu elektronowego poprzez zastosowanie statystyki Fermiego-Diraca opracowanej kilka miesięcy wcześniej. W oparciu o tę statystykę zastosowaną do relatywistycznego gazu elektronowego w białym karle S. Chandrasekhar w 1930 roku (Astroph. J. 74, 81–82) w swoim artykule The maximum mass of ideal white dwarfs wyprowadził relację na masę maksymalną białego karła rzędu 1,2–1,4 masy Słońca. W 1983 otrzymał za to nagrodę Nobla z fizyki.
[edytuj] Aksjony
Istnieje pewna teoretyczna rozbieżność pomiędzy obserwowalną jasnością białych karłów, a teoretycznym modelem powstawania tych gwiazd. Według opublikowanych w 2008 badań ta niewielka rozbieżność może być wytłumaczona emitowaniem przez białe karły hipotetycznych cząsteczek subatomowych zwanych aksjonami[2].
[edytuj] Zobacz też
- podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii
- brązowy karzeł
- czerwony karzeł
- czarny karzeł
- czarna dziura
- zdegenerowana materia
- G29-38 – pulsujący biały karzeł
Przypisy
- ↑ Holberg, J. B. "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs", Bulletin of the American Astronomical Society, (2005) 37:2, 1503 (en)
- ↑ Axions and the white dwarf luminosity function. [dostęp 2009-01-11]. ss. 2008-12-16.
