Hvit dverg

En hvit dverg er et himmelobjekt med høy tetthet, som følge av utviklingen av en stjerne med moderat masse ( maksimalt fra tre til fire solmasser ) etter den fasen termonukleære reaksjoner oppstår . Dette objektet har da en meget liten størrelse, sammenlignet med en stjerne, og opprettholder en høy overflatetemperatur i lang tid , derav navnet "hvite dverg".

En hvit dverg har vanligvis en lavere masse, selv om den kan sammenlignes med solens for et volum som ligner det på jorden . Dens tetthet er således av størrelsesorden noen tonn per kubikkcentimeter , flere titalls tusen ganger høyere enn den av materialet som observeres på jorden. Dens overflatetemperatur, som i utgangspunktet kan overstige 100.000  Kelvin , kommer fra varmen som er lagret av sin morsstjerne, varme hvis varmeoverføring er veldig langsom på grunn av stjernens lille overflate. Det er også på grunn av dette lille overflatearealet at, til tross for sin høye temperatur, forblir lysstyrken til en hvit dverg begrenset til en verdi i størrelsesorden tusendels sollysstyrke , og avtar over tid.

Tidlig i 2009 tellet Research Consortium on Nearby Stars-prosjektet åtte hvite dverger i de 100 nærmeste stjernesystemene solsystemet , men gitt mangelen på store massestjerner, representerer de skjebnen til 96% av stjernene i vår galakse .

På grunn av utviklingen til deres morsstjerne (diktert av massen), består hvite dverger som eksisterer i dag vanligvis av karbon og oksygen . Når foreldrestjernen er massiv nok (sannsynligvis mellom åtte og ti solmasser), er det mulig at den gir opphav til en hvit dverg uten karbon, men som inneholder neon og magnesium i tillegg til oksygen. Det er også mulig at en hvit dverg hovedsakelig er sammensatt av helium , hvis foreldrestjernen har blitt utsatt for materieoverføring i et binært system . I begge disse tilfellene tilsvarer den hvite dvergen den bare kjerne til moderstjernen, mens dens ytre lag er utvist og dannet en planetarisk tåke . Det er ingen hvite dverger fra stjerner med mindre enn en halv solmasse, fordi levetiden til disse er større enn universets alder . Disse stjernene vil med stor sannsynlighet utvikle seg til hvite dverger som består av helium.

Den indre strukturen til en hvit dverg bestemmes av balansen mellom tyngdekraften og trykkreftene , her produsert av et fenomen av kvantemekanikk som kalles degenerasjonstrykk . Beregninger indikerer at denne likevekten ikke kan eksistere for stjerner med mer enn 1,4 solmasse ( ). Det er derfor den maksimale massen som en hvit dverg kan ha under dannelsen eller utviklingen. Det er denne maksimale massen som fikser den opprinnelige maksimale massen på åtte solmasser som en stjerne kan ha, slik at den utvikler seg til en hvit dverg, forskjellen mellom disse to verdiene tilsvarer massetapene som stjernen har gjennomgått under utviklingen. En isolert hvit dverg er et objekt med veldig stor stabilitet, som ganske enkelt vil kjøle seg ned over tid og på veldig lang sikt bli en svart dverg . Hvis en hvit dverg derimot har en fantastisk følgesvenn, vil den til slutt kunne samhandle med denne følgesvennen og dermed danne en katastrofal variabel . Det vil manifestere seg i forskjellige former, avhengig av samhandlingsprosessen: klassisk nova , supermyk kilde , dverg nova , polær eller mellompol . Disse interaksjonene har en tendens til å øke massen til den hvite dvergen ved tilvekst . I tilfelle den når den kritiske massen på 1,4 (ved tilvekst eller til og med ved kollisjon med en annen hvit dverg), vil den avslutte sitt liv på en paroksysmal måte i en gigantisk termonukleær eksplosjon kalt type Ia supernova . M⊙{\ displaystyle M _ {\ odot}}M⊙{\ displaystyle M _ {\ odot}}

I spektroskopi danner hvite dverger klasse D av den spektrale klassifiseringen av stjerner og deres rester. De er fordelt på flere underklasser - DA, DB, DC, DO, DQ og DZ - i henhold til egenskapene til deres spektrum.

Funn

Den første hvite dvergen ble oppdaget i Eridani trippel 40- stjernesystem . Denne er visuelt dominert av 40 Eridani A , en relativt klar hoveddelen stjerne, i en viss avstand fra hvilken bane et tettere binære system bestående av en hvit 40 Eridani B dverg og en rød dverg fra den sekvensen. Hoved 40 Eridani C . De 40 Eridani B- og C- parene ble oppdaget av William Herschel den31. januar 1783 ; den ble observert igjen av Friedrich Georg Wilhelm von Struve i 1825 og av Otto Wilhelm von Struve i 1851. I 1910 oppdaget Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering og Williamina Fleming at selv om hun var en svak stjerne, var 40 Eridani B en stjerne av spektral type A, eller til og med hvit. I 1939 husket Russell oppdagelsen:

«Jeg besøkte min venn og sjenerøse velgjører, professor Edward C. Pickering. Med sin karakteristiske godhet hadde han meldt seg frivillig til å observere spektrene til alle stjernene, inkludert referansestjernene, som hadde blitt observert i de fantastiske parallaksstudiene som Hinks og jeg hadde gjort i Cambridge, og jeg pratet. Dette tilsynelatende rutinearbeidet viste seg å være veldig fruktbart: det førte til oppdagelsen at alle stjerner av veldig lav absolutt størrelse var av spektral type M. Da jeg diskuterte dette emnet (slik jeg husker det) spurte jeg Pickering om noen andre svakere stjerner som var ikke på min liste, og nevner spesielt 40 Eridani b . På sin karakteristiske måte sendte han et notat til Observatory-kontoret, og kort tid tilbake kom svaret (jeg tror fra fru Fleming) at denne stjernens spøkelse var type A. Jeg visste nok, selv i disse dager. , for øyeblikkelig å innse at det var en ekstrem inkonsekvens mellom det vi da kunne ha kalt "mulige" verdier av overflateglans og tetthet. Jeg måtte vise at jeg ikke bare var forvirret, men skuffet over dette unntaket fra det som virket en ganske elegant regel om stjernekarakterisering; men Pickering smilte til meg og sa: "Det er bare disse unntakene som gir fremskritt i vår kunnskap," og så kom de hvite dvergene inn i studiet! "

Den spektrale typen av 40 Eridani offisielt ble beskrevet i 1914 av Walter Adams .

Sirius 'følgesvenn ( α Canis Majoris ), Sirius B , blir deretter oppdaget. I løpet av XIX -  tallet blir målingene av noen stjernes posisjoner presise nok til å måle små endringer i deres posisjon. Friedrich Bessel bruker nøyaktig denne presisjonen i målingene for å bestemme modifiseringene av stjernene Sirius og Procyon ( α Canis Minoris ). I 1844 spådde han eksistensen av usynlige følgesvenner av disse to stjernene:

“Hvis vi skulle se på Sirius og Procyon som dobbeltstjerner, ville deres bevegelsesendringer ikke overraske oss: vi ville betrakte dem som nødvendige, og ville bare måtte engasjere seg i deres kvantitative observasjon. Men lys er ikke en virkelig eiendom for massen. Eksistensen av utallige synlige stjerner kan ikke bevise noe mot eksistensen av utallige usynlige stjerner. "

Bessel anslår perioden til Sirius 'følgesvenn til et halvt århundre; CHF Peters beregnet sin bane i 1851. Det var først 31. januar 1862 at Alvan Graham Clark observerte en aldri før sett stjerne, nær Sirius, senere identifisert som den forutsagte følgesvennen. Walter Adams kunngjorde i 1915 at han hadde funnet ut at spekteret av Sirius B var likt det for Sirius.

I 1917 oppdaget Adriaan Van Maanen Van Maanens stjerne , en isolert hvit dverg. Disse tre hvite dvergene, den første som ble oppdaget, kalles de "klassiske hvite dvergene". Til slutt oppdages mange stjerner i lite lys med høye selvbevegelser , noe som indikerer at de sannsynligvis er stjerner i lite lys nær Jorden, og derfor hvite dverger. Willem Luyten ser ut til å ha vært den første til å bruke begrepet "hvit dverg" da han undersøkte denne stjerneklassen i 1922.

Til tross for disse mistankene ble den første "ukonvensjonelle" hvite dvergen ikke identifisert før på 1930-tallet. I 1939 ble det oppdaget atten hvite dverger. Luyten og andre fortsatte å lete etter hvite dverger på 1940-tallet. I 1950 var mer enn hundre kjent, og innen utgangen av 1999 var mer enn 2000 oppført. Siden den gang har Sloan Digital Sky Survey funnet mer enn 9000, men mindre enn 200 på nøyaktig målte avstander. Antallet hvite dverger eksploderte da takket være Gaia-satellittens observasjon av 2,8 milliarder stjerner, inkludert mer enn 200 000 hvite dverger på kjente avstander.

Fysiske egenskaper

Massedistribusjon

Temperatur og stråling

Hvite dverger har lite lys . På tidspunktet for dannelsen er temperaturen imidlertid ekstremt høy på grunn av energien som er lagret under stjernens tyngdekollaps. De fyller derfor nedre venstre hjørne av Hertzsprung-Russell-diagrammet , det av svake, men varme stjerner når de dannes, og driver til høyre over tid når de avkjøles. Den synlige strålingen som sendes ut av en hvit dverg kan således presentere et bredt utvalg av farger, fra den blåhvite av en stjerne av hovedsekvensen av type O til den røde av en rød dverg av typen M. bør ikke forveksles med lav- lette gjenstander på slutten av hovedsekvensen der objekter med lav masse, for eksempel røde dverger i ferd med å smelte deres hydrogen , er lokalisert , og hvis kjerne delvis er støttet av termisk trykk, eller de brune dvergene , med enda lavere temperatur.

Den virkelige temperaturen på overflaten av en hvit dverg kan variere fra mer enn 150 000  K til mindre enn 4000  K , men det er stort sett hvit dverg observert mellom 40 000  K og 8000  K . I følge Stefan-Boltzmanns lov øker lysstyrken med overflatetemperaturen; dette spekteret av overflatetemperaturer tilsvarer lysstyrken fra 100 ganger opp til 1/10 000. gang av solens. Varm hvite dverger, med temperaturer på 30 000  K , er observert som kilder til myk, dvs. lav energi, x- stråler. Dette gjør at sammensetningen og strukturen til deres atmosfære kan studeres ved observasjon i det myke X- og langt ultrafiolette domenet .

Som Leon Mestel forklarte i 1952, med mindre en hvit dverg akkreterer materie fra en nærliggende følgesvenner eller annen kilde, kommer strålingen fra lagret varme, som ikke fornyes. Hvite dverger utstråler et ekstremt lite område. De avkjøles derfor veldig sakte, og forblir varme i veldig lang tid. Når en hvit dverg avkjøles, synker overflatetemperaturen, den utstrålte strålingen rødner og lysstyrken avtar. På grunn av det faktum at det ikke har noe energilager, reduseres kjøleprosessen over tid. Bergeron, Ruiz og Leggett, for eksempel foreta følgende estimater for en 0,59 M hvit karbon dverg med en atmosfære av hydrogen  : det tar omtrent 1,5 milliarder år å avkjøle til 7140 K , etter avkjøling til 500 K ekstra ta ca. 300 millioner og 0,4 og 1,1 milliarder år. ⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}  

Det er få hvit dverg temperatur lavere enn 4000  K og en kjøler av til nå, WD 0346 + 246 , har en omtrentlig overflatetemperatur på 3900  K . Årsaken er at, da alderen til Universet er over, har hvite dverger ennå ikke fått nok tid til å kjøle seg ned under denne temperaturen. Du kan bruke den hvite dvergens lysstyrkefunksjon for å finne startdatoen for stjernedannelse i en region. Dannelsen av den galaktiske skiven anslås således til 8 milliarder år.

En hvit dverg vil likevel til slutt kjøle seg ned og bli en svart dverg som ikke lenger utstråler, i tilnærmet termisk likevekt med omgivelsene og med strålingen fra den kosmiske diffuse bakgrunnen . Imidlertid ville det ennå ikke være en svart dverg. Som en første tilnærming, og spesielt ved å neglisjere skjermeffekten på grunn av atmosfæren, hvis den hvite dvergen har en jevn temperatur, i følge Stefan-Boltzmanns lov , synker temperaturen som omvendt av tidens rotkubikk. Hvis de eldste hvite dverger i vår galakse (8 milliarder år) har en temperatur på 3900  K , de som har opprinnelse er fra starten av Big Bang ville (13,5 milliarder år) være mindre enn 3 000  K .

Atmosfære og spektrum

Hvite dverger er veldig kompakte gjenstander med svært høy overflatevekt . De har ikke noe konveksjonsfenomen, og dens tetthet gjør dem veldig ugjennomsiktige for stråling. Disse forholdene er opprinnelsen til et fenomen av stratifisering av materie i hvite dverger, nemlig at de letteste elementene finnes alene på overflaten til stjernen, og er de eneste som kan påvises ved spektroskopi . Dette fenomenet, noen ganger kalt "gravitasjonssortering", ble opprinnelig spådd av den franske astrofysikeren Evry Schatzman på 1940-tallet. Denne situasjonen er veldig forskjellig fra stjernene i hovedsekvensen som en sterk konveksjon kombinert med et mye større gravitasjonsfelt. Moderat gjør atmosfæren rikere på kjemiske elementer og mer komplisert å analysere.

Klassifiseringen som for tiden er i bruk av spektrene til hvite dverger ble opprinnelig foreslått i 1983 av Edward Sion og hans samarbeidspartnere, og deretter videreutviklet, den siste versjonen fra 1993 - 1994 . Andre klassifiseringssystemer hadde tidligere blitt foreslått, for eksempel de av Gerard Kuiper , Willem Luyten , men ble forlatt.

Flertallet av hvite dverger viser et spektrum som viser spektrale linjer av hydrogen i absorpsjon. Den spektrale typen av disse hvite dvergene er notert DA, linjene er de fra Balmer-serien . Når heliumspektrallinjer er synlige, betegnes spektraltypen DB eller DO avhengig av om det er oppdaget forenet helium (He I i vanlig spektroskopisk notasjon , spektraltype DB) eller en gang ionisert (He II, spektral type DO). Når spekteret viser linjer assosiert med atom- eller molekylært karbon, betegner vi spektraltypen DQ. Når andre grunnstoffer enn hydrogen, helium eller karbon oppdages, betegnes den spektrale typen DZ generisk. Til slutt, når spekteret ikke avslører markerte linjer, blir DC-typen betegnet, definisjonen av en markert linje her er at dybden ikke overstiger 5% av spektrumkontinuumet. Det er mulig at spekteret avslører mer enn ett element, i hvilket tilfelle spektraltypen er betegnet med samme innledende "D", etterfulgt av bokstavene assosiert med de forskjellige elementene som sees, i avtagende rekkefølge av linjens intensitet.

Spectroscopy tillater, fra den generelle form av spekteret, for å bestemme overflatetemperaturen av stjernen, eller heller dens effektive temperatur , ettersom utslipp av overflaten ikke svarer nøyaktig til et sort legeme (den effektive temperatur representerer den temperatur som en svart kropp av samme overflate ville ha utstråling av samme mengde energi). Temperaturen er betegnet med et halvt heltall etter spektraltypen, hvor tallet blir bestemt som nærmeste halvtall til forholdet 50,400  K  / Θ eff , hvor Θ eff er stjernens effektive temperatur. Dermed tildeles en hvit dverg hvis overflate er sammensatt av hydrogen og utstyrt med en effektiv temperatur på 10.000 Kelvin, en spektral type DA5, som inkluderer hvite dverger med samme overflatesammensetning hvis temperatur er mellom 9600 K og 10,610 K, disse to temperaturene tilsvarer til et 50.400 K  / Θ eff- forhold  på henholdsvis 5,25 og 4,75. Når tallet er komma, blir det notert med et desimaltegn og ikke et komma, ifølge den angelsaksiske typografiske konvensjonen. Halvtallet som således blir funnet kan muligens overstige 10 når den hvite dvergen er tilstrekkelig kald. I den andre enden av temperaturskalaen har veldig varme hvite dverger altså et tall assosiert med temperatur mindre enn 1, som i dette tilfellet er notert med større presisjon og uten den innledende 0, for ikke å generere forvirring med "O" av spektraltypen som betegner tilstedeværelsen av ionisert helium. Dermed finner vi .25 til en temperatur av størrelsesorden 200 000  K , eller 0,3 til en temperatur på 170 000  K .

Til disse primære karakteristikkene blir tilleggsindikasjoner lagt til spekteret, om nødvendig, med hensyn til visse uthevede særegenheter. Symbolene P eller H blir således lagt til for de magnetiserte hvite dvergene, P tilsvarer tilfellet der en polarisering er påviselig, H der den ikke er påviselig. Bokstaven E brukes når utslippslinjer blir oppdaget. Til slutt brukes den valgfrie bokstaven V for å betegne en variasjon av stjernen. I alle tilfeller, en bokstav fulgt av symbolene “? "Eller": "indikerer at den forrige karakteristikken ikke er etablert med sikkerhet.

Noen eksempler :

• en hvit dverg hvis spektrum bare viser He I- linjer og en temperatur på 15 000  K vil bli klassifisert DB3, eller hvis nøyaktigheten av temperaturmålingen er garantert, DB3.5;
• en hvit dverg med et polarisert magnetfelt , en effektiv temperatur på 17.000  K og et spektrum dominert av He I- linjer som også ville ha egenskaper av hydrogen , ville oppnå DBAP3-klassifiseringen.

Befolkningsegenskaper

Atmosfæren til primære spektralklasse DA hvite dverger domineres av hydrogen. De utgjør majoriteten (~ 75%) av de observerte hvite dvergene.

En liten brøkdel (~ 0,1%) har en karbondominert atmosfære, den varme DQ-klassen (over 15.000  K ). De andre kategoriene som kan klassifiseres (kald DB, DC, DO, DZ og DQ) har en atmosfære dominert av helium, forutsatt at karbon og andre metaller ikke er tilstede, hvis spektralklasse avhenger av temperaturen . For omtrentlige temperaturer på 100.000  K til 45.000  K er spektret klasse DO, dominert av bare ionisert helium. Fra 30 000  K til 12 000  K er spekteret DB, med nøytrale heliumlinjer, og under ca. 12 000  K er spektret ikke karakterisert og vil bli klassifisert DC.

Årsaken til fraværet av hvite dverger med en atmosfære der helium dominerer, i området 30 000  K til 45 000  K , kalt "  DB gap  " er ikke klar. Det ville være på grunn av sammenhengen mellom evolusjonære prosesser i atmosfæren, som gravitasjonsseparasjon og konvektiv blanding.

Atmosfærens struktur og betydning

Atmosfæren er den eneste delen av en hvit dverg som er synlig. Den tilsvarer enten den øvre delen av en gjenværende konvolutt av stjernens i sin fase av den asymptotiske grenen til gigantene (AGB), eller resultatet av den oppvoksede saken kommer fra det interstellare mediet eller fra en ledsager. I det første tilfellet vil konvolutten bestå av et lag rikt på helium, med en masse som ikke overstiger en hundredel av den totale massen til stjernen, som i tilfelle en atmosfære dominert av hydrogen er belagt med 'et hydrogen- rikt lag med en masse på omtrent en ti tusen av den totale massen til stjernen.

Til tross for sin finhet spiller disse ytre lagene en avgjørende rolle i den termiske utviklingen av hvite dverger, fordi de alene konditionerer varmevekslingen med utsiden. Faktisk er det indre av en hvit dverg fullstendig ionisert, og de frie elektronene gir det en flott termisk ledning , slik at det indre av en hvit dverg er utstyrt med en ekstremt jevn temperatur. På den annen side diffunderer de ytre lagene varmen veldig dårlig, og temperaturgradienten er veldig høy når du krysser de ytre lagene. Således, en hvit dverg med en overflatetemperatur på mellom 8000  K og 16 000  K vil ha temperaturen av hjertet mellom 5.000.000 og 20.000.000  K .

Magnetfelt

Patrick Blackett hadde presentert fysiske lover som hevdet at en roterende, ikke-ladet kropp måtte generere et magnetfelt proporsjonalt med vinkelmomentet . Som et resultat forutsa han i 1947 at hvite dverger hadde magnetfelt på overflaten med en intensitet på ~ 1 million gauss (eller ~ 100 tesla ). Denne antatte loven, noen ganger referert til som Blackett-effekten , vant aldri konsensus, og på 1950-tallet følte Blackett at den hadde blitt tilbakevist. På 1960-tallet ble ideen foreslått at hvite dverger kunne ha magnetfelt på grunn av bevaringen av den totale overflatemagnetiske strømmen under utviklingen av en ikke-degenerert stjerne til en hvit dverg. Et overflatemagnetisk felt på ~ 100 gauss (0,01 T) i den innledende stjernen vil bli et overflatemagnetisk felt på ~ 100 × 100 2 = 1 million gauss (100 T), når stjernens radius er konsentrert d 'en faktor på 100. Den første magnetiske hvite dvergen som ble observert var GJ 742, hvis magnetfelt ble oppdaget i 1979 takket være det sirkulært polariserte lysutslippet . Det antas å ha et overflatemagnetisk felt på 3  × 10 8  gauss (30 kT). Det er også mulig å observere overflatemagnetfeltene til disse stjernene ved endring av deres lysstråling indusert av Zeeman-effekten .

Siden da, har magnetiske felt blitt funnet på godt over 100 hvit dverg, i et område fra 2  x 10 3  gauss til 10 9  gauss (fra 0,2 T til 10 5  t). Bare et lite antall hvite dverger er undersøkt for magnetfelt, og minst 10% av hvite dverger har blitt anslått å ha et magnetfelt som overstiger 1 million gauss (100 T).

Variasjon

De første beregningene antydet eksistensen av hvite dverger med variabel lysstyrke , med en periode i størrelsesorden 10 sekunder, men forskning på 1960-tallet tillot ikke at de ble observert.

I 1965 og 1966 oppdaget Arlo Landolt HL Tau 76 , den første variable hvite dvergen, med en halveringstid på omtrent 12,5 minutter. Årsaken til denne lengre enn forventede perioden er at variasjonen av HL Tau 76 , i likhet med andre kjente pulserende variable hvite dverger, oppstår fra ikke-radial pulsasjonsmodus. Kjente typer pulserende hvite dverger inkluderer DAV, eller ZZ Ceti-stjerner, inkludert HL Tau 76 , med hydrogendominerte atmosfærer og en spektral type DA, DBV eller V777 Hennes stjerner, med atmosfærer dominert av hydrogen. Helium og en spektral type DB, og GW Vir-stjernene (noen ganger delt inn i DOV- og PNNV-stjerner), i atmosfærer dominert av helium, karbon og oksygen.

GW Vir-stjernene er ikke, streng for sensu , hvite dverger, men stjerner hvis posisjon på Hertzsprung-Russell-diagrammet ligger mellom gigantens asymptotiske gren og de hvite dvergene. De er "  hvite før-dverger  ". Disse variablene viser alle små variasjoner i lysutslipp, som skyldes en superposisjon av vibrasjonsmodi med perioder som varierer fra hundre til tusen sekunder. Observasjon av disse variasjonene gir asteroseismologisk informasjon om det indre av hvite dverger.

Ekstrem tetthet

Selv om det er hvit dverg med masse så lav som 0,17 M og andre så høy som 1,33 M , fordeling av massene danner en topp sentrert ved 0,6 M , og de fleste er funnet i et området fra 0,5 til 0,7M . De estimerte radiene til de observerte hvite dvergene er imidlertid vanligvis 0,008 til 0,02 ganger solradien R  ; Dette er sammenlignbart med radien av jorden , ca 0,009 R . En hvit dverg inneholder derfor en masse som kan sammenlignes med solens i et volum som vanligvis er millioner av ganger mindre enn solens; den gjennomsnittlige tettheten til en hvit dverg må derfor være omtrent en million ganger større enn den gjennomsnittlige tettheten til solen, eller omtrent 1 tonn per kubikkcentimeter . Hvite dverger består av et av de tetteste materialene som er kjent, bare overgått av andre kompakte stjerner ( nøytronstjerner og hypotetiske kvarkstjerner ) og sorte hull , så langt vi kan snakke om "tetthet" for sistnevnte. ⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}

Oppdagelsen av den ekstreme tettheten av hvite dverger fulgte like etter oppdagelsen av deres eksistens. Hvis en stjerne tilhører et binært system , som i tilfelle Sirius B og 40 Eridani B , er det mulig å estimere massen ut fra observasjonene av de respektive banene til de to kroppene som utgjør systemet. Dette ble gjort for Sirius B i 1910, noe som førte til å estimere massen til 0,94 millioner . Et nyere estimat anslår 1 million . Siden varme legemer utstråler mer enn kalde kropper, kan lysstyrken til en stjernes overflate estimeres ut fra dens effektive overflatetemperatur , og dermed fra formen på spektret . Hvis avstanden til stjernen er kjent, kan den totale lysstyrken estimeres. Sammenligningen av disse to verdiene gjør det mulig å beregne stjernens radius. Denne typen resonnement førte til erkjennelsen, mye til den tidens astronomer, at Sirius B og 40 Eridani B må ha vært veldig tette. For eksempel da Ernst Öpik i 1916 estimerte tettheten til et antall visuelle binære stjerner, fant han ut at 40 Eridani B hadde en tetthet større enn 25 000 ganger solens, så høy at han erklærte det "umulig" . Som Arthur Stanley Eddington uttalte senere, i 1927: ⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}

“Vi lærer om stjernene ved å motta og tolke meldingene deres lys gir oss. Når Sirius 'følgesvenn meldte seg brutt: "Jeg er laget av materie 3000 ganger tettere enn noe du har opplevd så langt; massevis av materialet mitt ville være en liten klump som du kunne slippe i en fyrstikkeske. »Hvordan kan vi svare på en slik melding? Svaret fra de fleste av oss i 1914 var: ”Hold kjeft! Ikke snakk tull! ""

Som Eddington påpekte i 1924, innebærer tettheter av denne ordenen, ifølge teorien om generell relativitet , at lyset til Sirius B skulle flyttes gravitasjonelt mot det røde. Dette ble bekreftet i 1925 da Adams målte rødskiftet.

Degenerering av indre materie

Slike tettheter er mulige fordi saken til hvite dverger ikke er sammensatt av atomer bundet av kjemiske bindinger , men snarere består av et plasma av båndløse kjerner og elektroner . Det er derfor ingen hindring for å plassere kjerner nærmere hverandre enn elektroniske orbitaler , regionene okkupert av elektroner bundet til et atom tillater ikke dette under mindre ekstreme forhold. Eddington lurte imidlertid på hva som ville skje når dette plasmaet ble avkjølt og energien som holdt atomene sammen ikke lenger var til stede. Dette paradokset ble løftet i 1926 av Ralph H. Fowler ved anvendelse av nylig utviklet kvantemekanikk .Siden elektroner adlyder Pauli-utelukkelsesprinsippet , kan ikke to elektroner oppta samme kvantetilstand , og de må adlyde Fermi-Dirac-statistikken , også publisert i 1926, for å bestemme den statistiske fordelingen som tilfredsstiller d-prinsippet. Eksklusjon av Pauli.

Ved 0  K kan ikke alle elektroner oppta minimum energitilstand eller jordtilstand  ; noen av dem blir tvunget til å okkupere høyere energinivå, og danner dermed et bånd av de laveste energiene tilgjengelig, Fermihavet . Denne tilstanden av elektroner, kalt "  degenerert  ", betyr at en hvit dverg kan kjøle seg ned til absolutt null og fortsatt ha høy energi. En annen måte å oppnå dette resultatet på er ved bruk av usikkerhetsprinsippet  ; den høye tettheten av elektroner i en hvit dverg fører til at deres posisjon er relativt lokalisert, og skaper en tilsvarende usikkerhet i deres øyeblikk. Dette betyr at noen elektroner har høy vinkelmoment og derfor høy kinetisk energi .

Komprimering av en hvit dverg øker antall elektroner i et gitt volum. Ved å anvende Pauli-ekskluderingsprinsippet så vel som usikkerhetsprinsippet , resulterer dette i en økning i elektronenes kinetiske energi som genererer trykket. Dette degenererende trykket fra elektronene forhindrer gravitasjonskollapsen til den hvite dvergen. Det avhenger bare av tetthet, ikke temperatur. Degenerert materie er relativt komprimerbar; Dette betyr at tettheten til en hvit dverg med høy masse er mye høyere enn den for en hvit dverg med lav masse, slik at radien til en hvit dverg avtar når massen øker.

Eksistensen av en begrensende masse, som ingen hvit dverg kan overstige, er en konsekvens av likevekten mellom gravitasjon og trykket av degenerering av elektroner. Denne messen ble opprinnelig utgitt i 1929 av Wilhelm Anderson og i 1930 av Edmund C. Stoner. Den moderne verdien av grensen ble først publisert i 1931 av Subrahmanyan Chandrasekhar i sin artikkel "  The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs  ". For en hvit dverg som ikke roterer, er den omtrent lik 5,7 / μ e ² M , der μ e er den gjennomsnittlige molekylmassen per stjerneelektron. Siden karbon 12 og oksygen 16, dominerende i sammensetningen av en hvit karbon-oksygendverg, begge har et atomantall på halvparten som er dets atommasse , kan vi ta 2 som verdien av μ e for en slik stjerne, som fører til verdi som vanligvis siteres på 1,4M . (Ved begynnelsen av det XX th  -tallet var det gode grunner til å anta at stjernene ble i hovedsak består av tunge elementer, som i sin 1,931 artikkel, Chandrasekhar tok gjennomsnittlig molekylvekt pr elektron μ e lik 2,5, og følgelig gi en grense på 0,91 M ). I 1983 mottok Chandrasekhar , sammen med William Alfred Fowler , Nobelprisen i fysikk "[for] sine teoretiske studier av fysiske prosesser som er viktige for stjernenes struktur og utvikling" . Den begrensende massen kalles nå "  Chandrasekhar-massen  ". ⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}

Hvis massen av en hvit dverg overskrider chandrasekhars grense, og at reaksjonene fusjonen ikke starter, er det trykk som utøves av elektronene er ikke lenger i stand til å kompensere for tyngdekraften , og deretter hun kollapser inn i en tettere gjenstand slik som en nøytron stjerne . Imidlertid initierer det hvite karbon-oksygen-dvergene som akkreterer seg fra massen til en nærliggende stjerne like før den når grensen til en kjernefusjonsreaksjon som løper bort, og som fører til en type Ia-supernovaeksplosjon der den hvite dvergen blir ødelagt.

Krystallisering

Selv om saken med en hvit dverg i utgangspunktet er et plasma , en væske som består av kjerner og elektroner , er det teoretisk spådd, så tidlig som i 1960, at den på et sent kjølingstrinn kan krystallisere med utgangspunkt i sentrum. Krystallstrukturen ville da være av den sentrerte kubiske typen . I 1995 påpekte Winget at asteroseismologiske observasjoner av pulserende hvite dverger førte til en mulig bekreftelse av teorien om krystallisering, og i 2004 estimerte Travis Metcalfe og et team av forskere fra Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , basert på disse observasjonene, at massen av BPM 37093 hadde krystallisert seg til omtrent 90%. Andre studier anslår den krystalliserte massen mellom 32 og 82%.

I 1968 viste Van Horn at frigjøring av latent varme ved krystallisering skulle manifestere seg i statistikken til hvite dverger. Rundt femti år senere viser studien av fordelingen i HR-diagrammet av 15.000 hvite dverger innenfor 100 parsec fra jorden (en delmengde av Gaia- inventaret ) den forventede toppen i en logaritmisk graf av antall hvite dverger mot den absolutte lysstyrken . Oksygenkjerner, med større elektrisk ladning enn karbon, bør være de første til å krystallisere (i et ansiktssentrert kubisk gitter ifølge teoretiske beregninger), og bør også, på grunn av den høyere tettheten av det faste, sedimentet i sentrum av stjernen og spre en potensiell gravitasjonsenergi som tilsettes den latente varmen. Mange av de hvite dvergene vi observerer må derfor avkjøles mindre raskt enn forutsagt av modeller som ikke inkluderer krystallisering, og derfor er eldre enn tidligere antatt, opptil to milliarder år eldre.

Dannelse og sammensetning

Treningsprosess

Hvite dverger vil utgjøre den gjenværende formen ved slutten av livet til stjerner i hovedsekvensen med en masse mellom 0,07 og 10 solmasser ( M ☉ ), og som ikke har eksplodert som en supernova . På slutten av livet har disse stjernene smeltet det meste av hydrogenet til helium . Fratatt drivstoff kollapser de på seg selv under påvirkning av tyngdekraften . Når trykket og temperaturen til kjernen øker, begynner smeltingen av helium og produserer tyngre grunnstoffer og spesielt karbon . Denne nye energien svulmer stjernen, som deretter blir en rød gigant .

Helium forbrukes imidlertid veldig raskt; når heliumfusjonen slutter, fortsetter stjernens sammentrekning. Den lave massen tillater ikke at det oppnås tilstrekkelige temperaturer og trykk for å starte karbonfusjonen, kjernen kollapser i en hvit dverg, mens stjernens ytre lag spretter voldsomt av denne faste overflaten og kastes i rommet som en planetarisk tåke . Resultatet av denne prosessen er derfor en veldig varm hvit dverg omgitt av en sky av gass som hovedsakelig består av hydrogen og helium (og litt karbon) som ikke forbrukes under fusjon.

Til slutt avhenger sammensetningen av en hvit dverg av den innledende massen til stjernen den kommer fra.

Hertzsprung-Russell-diagram Spektral type Brun dverg Hvite dverger Røde dverger Underdverger Hovedsekvens (dverger) Underkjemper Kjemper Luminous Giants Supergiant Hypergiant Omfanget absolutt (M V )

Svært lave stjerner

En hovedsekvensstjerne med en masse mindre enn omtrent 0,5 M blir aldri varm nok til å starte smelting av helium i kjernen. I løpet av en periode som overstiger universets alder (~ 13,7 milliarder år), forventes denne typen stjerner å brenne alt sitt hydrogen og fullføre utviklingen til en hvit heliumdverg, hovedsakelig sammensatt av kjerner. Av helium 4 . Tiden som kreves for denne prosessen antyder at det ikke er opprinnelsen til de observerte hvite heliumdvergene. Snarere er de et resultat av masseoverføring i et binært system , eller tap av masse fra en stor planetkammerat. ⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}

Lav og middels masse stjerner

Hvis massen til en hovedsekvensstjerne er mellom omtrent 0,5 og 8 M , vil kjernen varme opp nok til at helium smelter inn i karbon og oksygen fra prosessen med " reaksjon ".  Trippel alfa  ", men den vil aldri nå en temperatur høy nok til å smelte karbon i neon . Mot slutten av perioden da den utfører fusjonsreaksjoner, vil en slik stjerne ha en karbon-oksygenkjerne som ikke lenger engasjerer seg i en fusjonsreaksjon, omgitt av en indre kjerne av smeltet helium, så vel som 'en ytre kjerne av hydrogen, også i fusjon. På Hertzsprung-Russell-diagrammet vil det være plassert på den asymptotiske grenen til gigantene . Deretter vil den utvise det meste av sin ytre konvolutt og skape en tåke til bare karbon-oksygenkjernen er igjen. Denne prosessen er opprinnelsen til de hvite karbon-oksygen-dvergene som utgjør det store flertallet av de hvite dvergene som er observert. ⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}

Mellomliggende til høy masse stjerner

Hvis en stjerne er massiv nok, vil kjernen nå en temperatur som er høy nok til å starte fusjonen av karbon i neon, deretter neon i jern . En slik stjerne vil ikke bli en hvit dverg fordi massen av dens sentrale kjerne, som ikke er smeltet, og som støtter det degenererende trykket til elektronene , til slutt vil overstige den maksimale massen som tolereres av det degenerative trykket. På dette punktet vil stjernens kjerne kollapse og den vil eksplodere i en type II supernova ved kjernekollaps, som etterlater en rest en nøytronstjerne , et svart hull eller kanskje til og med en stjerne. Kompakt i en enda mer eksotisk form. Noen hovedsekvensstjerner, med en masse i størrelsesorden 8 til 10 M , selv om de er tilstrekkelig massive for å starte fusjonen av karbon i neon og magnesium, kan være av utilstrekkelig masse til å starte fusjonen av neon . En slik stjerne kan etterlate en hvit dvergrest som hovedsakelig består av oksygen , neon og magnesium , forutsatt at (1) kjernen ikke kollapser og (2) fusjon ikke forekommer med slik vold. At stjernen eksploderer i en supernova . Selv om noen få isolerte hvite dverger er identifisert som muligens tilhører denne typen, kommer de fleste bevisene for eksistensen av slike stjerner fra novaer kalt "ONeMg" eller "neon novae". Spekteret av disse novaene presenterer i overflod neon, magnesium og andre elementer av mellommasse som ser ut til å være forklarbare bare ved tilførsel av materie av en hvit oksygen-neon-magnesium-dverg. ⊙{\ displaystyle \ scriptstyle \ odot}

Mulige evolusjoner

Ensom hvit dverg

Når den er dannet, er en hvit dverg stabil og vil fortsette å avkjøles på ubestemt tid, og til slutt bli en svart dverg . Forutsatt at universet fortsetter å utvide seg, i løpet av 10 19 til 10 20 år vil galaksene fordampe, og stjernene deres rømmer ut i det intergalaktiske rommet. Det forventes generelt at hvite dverger vil overleve dette, selv om en og annen kollisjon mellom dem kan produsere en ny smeltet stjerne eller en hvit dverg av super-Chandrasekhar-masse som vil eksplodere i en Type I-supernova. Den påfølgende levetiden til den dverghvite ville være av den rekkefølgen av protonen , kjent for å være minst 10 32 år. Et par enkle store gjenforeningen teorier forutsi et proton halveringstid på mindre enn 10 49 år. Hvis disse teoriene ikke er gyldige, kan protonet forfalle i henhold til mer kompliserte kjerneprosesser, eller ved kvantegravitasjonsprosesser som involverer et virtuelt svart hull  ; i disse tilfellene kan levetiden være opptil 10.200 år. Hvis protonene forfaller, vil massen til en hvit dverg avta veldig gradvis over tid, ettersom kjernene forfaller , til den mister nok masse til å bli en ball av ikke-utartet materie, og forsvinner deretter helt.

Hvit dverg i et stjernesystem

En hvit dverg er stjerne og planetsystemer er arv fra moderstjernen, og de kan kommunisere med den hvite dvergen i en rekke måter. Observasjoner i infrarød spektroskopi av Spitzer romteleskop fra NASA på den sentrale stjernetåken Helix antyder at tilstedeværelsen av en støvsky kan forårsakes av kometkollisjoner. Det er mulig at det resulterende materialfallet er årsaken til den sentrale stjernens utslipp. Lignende observasjoner, utført i 2004, indikerte tilstedeværelsen rundt den unge hvite dvergen G29-38 (hvis formasjon er anslått til å være 500 millioner år gammel, fra dens stamfader som kommer fra gigantene asymptotiske ) av en støvsky som kan ha blitt skapt ved demontering av kometer som passerte i nærheten, på grunn av tidevannskrefter generert av den hvite dvergen. Hvis en hvit dverg er en del av et stjernesystem (og derfor har stjernekammerater), kan det oppstå et bredt spekter av fenomener, inkludert transformasjon til en nova eller supernova type I. Det kan også bli en kilde til røntgenstråler med veldig lav energi, hvis den er i stand til å ta materie fra ledsagerne raskt nok til å opprettholde kjernefusjonsreaksjoner på overflaten.

Supernova type Ia