Hvit dverg

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Hvit dverg

HR-diag-no-text-2.svg

Hvite dverger

En hvit dverg er siste fase i utviklingen til stjerner som Solen. Stjerner med opp til 6 solmasser blir hvite dverger. Når slike stjerner går gjennom sin andre utviklingsfase som rød kjempe, blir de mer ustabile. De feller sine ytre lag som planetariske tåker slik at det til slutt bare er kjernen igjen. Så snart kaskaden av kjernefusjon har ebbet ut, er det bare temperaturen i stjernens indre og trykket mellom partiklene i kjernen som motvirker gravitasjonskreftene slik at stjernen ikke kollapser. Kjernen er nå en «partikkelsuppe» av hydrogen, helium og forskjellige tyngre atomerkjerner, for eksempel karbon, som svever i en «sjø» av negativt ladde elektroner. Etter hvert som stjernen avkjøles, blir den gradvis mer og mer kompakt. Til slutt, når kjernen er omtrent på størrelse med Jorden, er det bare elektrondegeneringstrykket, som oppstår som et resultat av at elektroner ikke kan presses tettere sammen enn til en viss grense før massen kollapser til et svart hull, som hindrer at stjernen ikke kollapser ytterligere. Etter hvert som den hvite dvergen avkjøles gjennom millioner av år begynner karbonatomer dypt inne i stjernen å binde seg sammen og danne krystaller, og under så ekstremt trykk er det bare én form disse krystallene kan anta – de blir diamanter. Gjennom milliarder av år vil dvergen bli stadig mer avkjølt og lyssvak. Til slutt vil den ikke avgi noe lys i det hele tatt – bare en svak signatur av restvarme fra den tidlige så glovarme kjernen; den har blitt en svart dverg.

De minste stjernene  med en opprinnelig masse på mellom 0,08 og 0,26 solmasser går ikke gjennom stadiet som kjempestjerne, men går rett over til å bli en hvit dverg.  De minste stjernene får heller ingen planetarisk tåke. [1]

Den nærmeste hvite dvergen vi kjenner til, er Sirius B som er 8,6 lysår unna og som er en mindre del av Sirius binære stjerne.  For tiden antas det at det finnes åtte hvite dverger  blant de hundre stjernesystemene nærmest sola. [2]

Hvite  dverger ble først anerkjent i 1910 av Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering, og Williamina Fleming[3], mens navnet hvit dverg ble skapt av Willem Luyten i 1922[4].

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ Callin, P., Pålsgård J., Stadsnes, R., Tellefsen, C.T (2007) Fysikk 1 H. Aschehoug & Co. (W. Nygaard) 2007
  2. ^ Henry, T. J. (1. januar 2009). «The One Hundred Nearest Star Systems». Research Consortium On Nearby Stars. Besøkt 21. juli 2010. 
  3. ^ White Dwarfs, E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958.
  4. ^ Holberg, J. B. (2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Society Meeting 207 207: 1503.