National Aeronautics and Space Administration (Norsk)

• Advanced
• Basic

Hvor kommer hvite dverger fra?

Hvor en stjerne havner på slutten av livet, avhenger av massen den ble født med. Stjerner som har mye masse kan avslutte livet som sorte hull eller nøytronstjerner. En stjerne med lav eller middels masse (med en masse mindre enn 8 ganger solens masse) blir en hvit dverg. En typisk hvit dverg er omtrent like massiv som solen, men likevel bare litt større enn jorden. Dette gjør hvite dverger til en av de tetteste materieformene, bare overgått av nøytronstjerner og sorte hull.

Black Hole	Neutron Star	White Dwarf

Medium massestjerner, som solen vår, lever ved å smelte hydrogenet i kjernene til helium. Dette er hva solen vår gjør nå. Varmen Solen genererer ved sin kjernefysiske fusjon av hydrogen i helium skaper et utadrettet trykk. I løpet av ytterligere 5 milliarder år vil solen ha brukt opp alt hydrogenet i kjernen.

Denne situasjonen i en stjerne ligner på en trykkoker. Oppvarming av noe i en forseglet beholder forårsaker trykkoppbygging. Det samme skjer i solen. Selv om solen kanskje ikke strengt tatt er en forseglet beholder, får tyngdekraften den til å fungere som en, og trekke stjernen innover, mens trykket skapt av den varme gassen i kjernen skyver for å komme seg ut. Balansen mellom trykk og tyngdekraft er veldig delikat.

Når solen går tom for hydrogen for å smelte, taper balansen i tyngdekraftens favoritt, og stjernen begynner å kollapse. Men komprimering av en stjerne får den til å varme seg opp igjen, og den kan smelte det lille hydrogenet som er igjen i et skall viklet rundt kjernen.

(Betelgeuse)
15. januar 1996, Hubble Space Telescope Captures First Direct Image of a Star, A. Dupree (CfA) og NASA.

Dette brennende skallet av hydrogen utvider stjernens ytre lag. Når dette skjer, vil solen vår bli en rød gigant; den vil være så stor at kvikksølv vil bli svelget helt!

Når en stjerne blir større, sprer varmen seg ut og gjør den totale temperaturen kjøligere. Men kjernetemperaturen til den røde kjempesolen vår øker til den til slutt er varm nok til å smelte heliumet som er opprettet av hydrogenfusjon. Til slutt vil det forvandle heliumet til karbon og andre tyngre grunnstoffer. den røde kjempen, i motsetning til de nesten 10 milliardene den brukte travelt på å brenne hydrogen.

Vi vet allerede at mellomstore stjerner, som solen vår, blir røde kjemper. Men hva skjer etter det? Vår røde kjempesol vil fremdeles spiser helium og svever karbon. Men når det er ferdig med heliumet, er det ikke ganske varmt nok til å kunne brenne karbonet det skapte. Hva nå?

Siden solen vår vant » t være varm nok til å antenne karbonet i sin kjerne, vil det bukke under for tyngdekraften igjen. Når stjernens kjerne trekker seg sammen, vil den føre til frigjøring av energi som får stjernens konvolutt til å utvide seg. Nå har stjernen blitt en enda større gigant enn før! Solens radius vil bli større enn jordens bane!

Solen vil ikke være veldig stabil på dette tidspunktet og vil miste masse. Dette fortsetter til stjernen endelig blåser av seg de ytre lagene. Stjernens kjerne forblir imidlertid intakt og blir en hvitkvis. Den hvite dvergen vil være omgitt av et ekspanderende gassskall i en gjenstand kjent som en planetarisk tåke. De kalles dette fordi tidlige observatører trodde de så ut som planetene Uranus og Neptun. Det er noen planetariske tåker som kan sees gjennom et bakgårdsteleskop. På omtrent halvparten av dem kan den sentrale hvite dvergen ses ved hjelp av et teleskop med moderat størrelse.

Planetnebler ser ut til å markere overgangen til en middels massestjerne fra rød kjempe til hvit dverg. Stjerner som kan sammenlignes i masse med solen vår, blir hvite dverger innen 75 000 år etter at de har blåst av konvoluttene sine. Til slutt vil de, som solen vår, kjøle seg ned, utstråle varme ut i rommet og falme ned i svarte klumper av karbon. Det kan ta 10 milliarder år, men solen vår vil en gang komme til slutten av linjen og stille og rolig bli en svart dverg.

Hvite dverger kan fortelle oss om universets alder. Hvis vi kan estimere tiden det tar for en hvit dverg å avkjøles til en svart dverg, vil det gi oss en lavere grense for alderen til universet og galaksen, men fordi det tar milliarder av år for hvite dverger å avkjøles, tror ikke universet er gammelt nok ennå til at mange, om noen, hvite dverger har blitt svarte dverger.Å finne svarte dverger vil helt sikkert endre vår forståelse av kjøleprosessen i hvite dverger.

Observasjoner av hvite dverger

Pilen peker mot hvit dverg, Sirius B, ved siden av den store Sirius A.

Det er flere måter å observere hvite dvergstjerner på. Den første hvite dvergen som ble oppdaget ble funnet fordi den er en ledsagerstjerne til Sirius, en lys stjerne i konstellasjonen Canis Major. I 1844 la astronomen Friedrich Bessel merke til at Sirius hadde en svak bevegelse frem og tilbake, som om den kretset rundt en usett gjenstand. I 1863 oppdaget optikeren og teleskopprodusenten Alvan Clark dette mystiske objektet. Denne følgesvennen ble senere bestemt på å være en hvit dverg. Dette paret er nå referert til som Sirius A og B, med B som den hvite dvergen. Omløpstiden til dette systemet er omtrent 50 år.

Siden hvite dverger er veldig små og dermed veldig vanskelige å oppdage, er binære systemer en nyttig måte å finne dem på. Som med Sirius-systemet, hvis en stjerne ser ut til å ha en slags uforklarlig bevegelse, kan vi oppdage at enkeltstjernen virkelig er et flersystem. Ved nøye inspeksjon kan vi oppdage at den har en hvit dvergkammerat.

Hubble-romteleskopet, med sitt 2,4 meter speil og avanserte optikk, har med hell sett hvite dverger med sitt brede felt og planetkamera. I august 1995 observerte dette kameraet mer enn 75 hvite dverger i den kulehoben M4 i konstellasjonen Scorpius. Disse hvite dvergene var så svake at den lyseste av dem ikke var mer lysende enn en 100 watt lyspære sett ved månens avstand. M4 ligger 7 000 lysår unna, men er den nærmeste kuleklyngen til jorden. Den er også omtrent 14 milliarder år gammel , som er grunnen til at så mange av stjernene er nær slutten av livet.

ROSAT-bilde av HZ 43

Optiske teleskoper er ikke den eneste måten å se hvite dverger på. Den hvite dvergen HZ 43 ble observert av røntgensatellitten ROSAT. Røntgenstråler kommer fra innsiden av den hvite dvergen. Denne regionen er veldig tett og kan være så varm som 100.000 grader i en veldig ung hvit dverg. En hvit dverg ytre lag inneholder bare helium og hydrogen og er hovedsakelig soare y gjennomsiktig for røntgenstrålene som sendes ut av de mye varmere indre lagene.

Sist endret: desember 2006