Vita dvärgstjärnor

Dvärgstjärnor, vanligtvis kallade vita dvärgstjärnor, bildas när stjärnor av genomsnittlig storlek eller mindre dör i och med att fortsatt elementsyntes inte kan fortsatta p g a att den begränsade massan innebär för låg temperatur och tryck. I dessa stjärnor hindras materien att falla samman till en punkt av elektronernas degenerationstryck som orsakas av att elektronerna lyder Wolfgang Paulis (1900-1958) uteslutningsprincip.

Vita dvärgar har massor som varierar från ca 0,1 solmassor upp till Subrahmanyan Chandrasekhars (1910-1995) gräns för dessa vid ungefär 1,44 solmassor. Den lägre gränsen bestäms av att det inte kan bildas stjärnor med lägre massa än denna eller att det inte behövs något degerationstryck för att hindra stjärnan/planeten från att kollapsa vidare och den övre av att elektronernas degenerationstryck inte orkar hålla emot trycket utan att vidare kollaps istället sker till neutronstjärna.

Den närmsta vita dvärgstjärnan finns 8,6 ljusår bort tillsammans med Sirius som är den ljusstarkaste stjärnan på våran stjärnhimmel. Dubbelstjärnan Sirius B, ofta kallad "Valpen" eftersom det är en mindre följeslagare till Sirius A som brukar kallas för "Hundstjärnan" eftersom det är den starkaste stjärnan i stjärntecknet Hunden (Canis). Valpens massa är 0,98 solmassor, dess diameter bara är ungefär 2 procent av vår moderstjärnas samt dess yttemperatur är ungefär 8700 Kelvin.

Apparenta banan hos Sirius A och B (Courtesy Robert Burnham Jr)Paret genom 105 mm refraktor (Courtesy Sue French)
Vänster: Den apparenta banan hos Sirius A och B. De håller nu på att avlägsna sig ifrån varandra vilket gör det enklare att observera "Valpen" under väldigt bra omständigheter i atmosfären. Höger: Paret genom 105 mm refraktor (Courtesy Robert Burnham Jr).

Den mest lättobserverade vita dvärgstjärnan är dock 40 Eridani B (även kallad Omicron 2 Eridani) som ingår i ett trippelstjärnesystem med stor seperation.

Dessa båda stjärnsystem med vita dvärgstjärnor är framtida kandidater till supernovautbrott av typ I. Redan en gång har massa förts över from Sirius B (0,98 solmassor), som tidigare var den tyngre komponenten och därmed levde ett kortare och mer hektiskt liv, till Sirius A (2,35 solmassor). Förs 0,46 solmassor tillbaka till Sirius B vid dess dödsryckningar kommer "Valpen" att uppnå chandrasekhargränsen och förvandlas till en rabiessmittad pittbullterrier. Det kommer förmodligen att leda till att livet på Jorden utrotas av chockvågen ifall vi inte är på ett mer behörigt avstånd. Supernovan kommer att lysa lika starkt som Solen på himlen. Detta kommer att inträffa innan Solen dör.

Densiteten hos materien i en vit dvärgstjärna är så pass stor att en cm^3 skulle väga flera ton vid Jordens yta.

Hur fungerar Paulis uteslutningsprincip i en vit dvärgstjärna? Fermi-Dirac statistiken berättar hur den fungerar och den inbegriper både kvantmekanik och speciell relativitetsteori. Stjärnor utövar normalt sett både ett utåtriktat strålningstryck och ett gastryck. Vid elektrondegeneration så är gastrycken klart större än strålningstrycket. Paulis uteslutningsprincip säger att två elektroner runt samma atom inte kan ha samma kvanttal. Det krävs att man räknar med den vita dvärgstjärnan som en polytropisk gassfär.

Metandvärgar

Relativitetsteorin har obetydlig betydelse för strukturen av dvärgstjärnor men ett påtagligt inflytande på stabilitet, pulsationsfrekvenser, elektronfångning och mass/radie-kurvans form nära Chandrasekhargränsen.

Ansamling på vita dvärgar (Courtesy Bryan Christie and Icko Iben)
Vilken typ av utbrott som kommer ske när en stjärna ansamlar materia på en vit dvärgstjärna beror på hur mycket massa som ansamlas per tidsenhet (Courtesy Bryan Christie & Icko Iben).

Ju mindre materia som ansamlas per tidsenhet och ju massivare den vita dvärgstjärnan är desto större är sannolikheten för tillfällig explosiv förbränning.

Det finns två typer av vita dvärgstjärnor. Det som består av helium, som är skapade av stjärnor med låg massa, och de som består av kol, med större ursprungsmassa.

Vita dvärgstjärnor är väldigt heta även väldigt lång tid efter stjärnans död och temperaturen avtar mycket långsamt. När temperaturen hos en vit dvärgstjärna av helium kallnar till ungefär 10000 till 13000 Kelvin så börjar den att oscillera.

 

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida