KERDIL PUTIH: CIRI, KOMPOSISI, PEMBENTUKAN, JENIS - ARTE - 2025

A kerdil putih adalah bintang dalam peringkat terakhir evolusi, yang telah menggunakan semua hidrogen dalam teras, dan juga sebagai bahan api dalam reaktor yang batin. Dalam keadaan seperti ini, bintang itu menjadi sejuk dan menguncup kerana graviti sendiri.

Panas itu hanya tersimpan semasa keberadaannya, jadi, kerdil putih seperti belang yang tinggal setelah memadamkan api unggun. Ia akan memakan masa berjuta-juta tahun sebelum nafas terakhir panasnya meninggalkannya, menjadikannya objek sejuk dan gelap.

Gambar 1. Close-up sistem binari Sirius A (bintang utama) dan Sirius B (kerdil putih) dalam sinar-X yang diambil oleh Chandra. Sumber: Wikimedia Commons.

Penemuan

Walaupun sekarang dikenal banyak, mereka tidak pernah mudah dilihat kerana sangat kecil.

Kerdil putih pertama ditemui oleh William Herschel pada tahun 1783, sebagai sebahagian dari sistem bintang Eridani 40, di buruj Eridano, yang bintangnya paling terang adalah Achernar, terlihat di selatan (di hemisfera utara) semasa musim sejuk.

40 Eridani terdiri daripada tiga bintang, salah satunya, 40 Eridane A. dapat dilihat dengan mata kasar, tetapi 40 Eridani B dan 40 Eridani C jauh lebih kecil. B adalah kerdil putih, sementara C adalah kerdil merah.

Bertahun-tahun kemudian, setelah penemuan sistem Eridani 40, ahli astronomi Jerman Friedrich Bessel mendapati pada tahun 1840 bahawa Sirius, bintang paling terang di Canis Major, mempunyai teman yang bijaksana.

Bessel memerhatikan sinuositas kecil di lintasan Sirius, yang penjelasannya tidak lain hanyalah jarak bintang lain yang lebih kecil. Ia disebut Sirius B, kira-kira 10,000 kali lebih redup daripada Sirius A. yang indah.

Ternyata Sirius B sama kecil atau lebih kecil daripada Neptunus, tetapi dengan ketumpatan yang sangat tinggi dan suhu permukaan 8000 K. Dan kerana sinaran Sirius B sesuai dengan spektrum putih, ia dikenali sebagai "kerdil putih."

Sejak saat itu, setiap bintang dengan ciri-ciri ini disebut itu, walaupun kerdil putih juga bisa berwarna merah atau kuning, kerana mereka mempunyai pelbagai suhu, putih adalah yang paling biasa.

ciri

Sehingga kini, sekitar 9000 bintang yang diklasifikasikan sebagai kerdil putih telah didokumentasikan, menurut Sloan Digital Sky Survey (SDSS), sebuah projek yang didedikasikan untuk membuat peta tiga dimensi terperinci mengenai alam semesta yang diketahui. Seperti yang telah kami katakan, mereka tidak mudah dijumpai kerana cahaya yang lemah.

Terdapat beberapa kerdil putih di sekitar Matahari, banyak di antaranya ditemui oleh ahli astronomi G. Kuyper dan W. Luyten pada awal tahun 1900-an. Oleh itu, ciri utamanya telah dikaji dengan mudah, menurut teknologi yang ada.

Yang paling cemerlang adalah:

- Saiz kecil, setanding dengan planet.

- Ketumpatan tinggi.

- Luminositi rendah.

- Suhu dalam lingkungan 100000 dan 4000 K.

- Mereka mempunyai medan magnet.

- Mereka mempunyai atmosfer hidrogen dan helium.

- Medan graviti yang kuat.

- Kehilangan tenaga yang rendah disebabkan oleh radiasi, sebab itulah mereka menyejuk dengan perlahan.

Terima kasih kepada suhu dan cahaya, diketahui bahawa jari-jari mereka sangat kecil. Kerdil putih yang suhu permukaannya serupa dengan Matahari, hampir tidak mengeluarkan seperseribu kilauannya. Oleh itu, permukaan kerdil mestilah sangat kecil.

Rajah 2. Sirius B dan planet Venus mempunyai diameter yang hampir sama. Tagged

Gabungan suhu tinggi dan radius kecil ini menjadikan bintang tampak putih, seperti yang disebutkan di atas.

Mengenai strukturnya, ada spekulasi bahwa mereka memiliki inti padat yang bersifat kristal, dikelilingi oleh bahan dalam keadaan gas.

Ini mungkin berlaku kerana transformasi berturut-turut yang berlaku dalam reaktor nuklear bintang: dari hidrogen ke helium, dari helium ke karbon, dan dari karbon ke unsur-unsur yang lebih berat.

Ini kemungkinan besar, kerana suhu di dalam inti kerdil cukup rendah untuk wujudnya teras yang padat.

Sebenarnya, seekor kerdil putih yang dipercayai mempunyai inti berlian berdiameter 4000 km baru-baru ini ditemui, terletak di buruj Alpha Centauri, 53 tahun cahaya dari Bumi.

Ketumpatan kerdil putih

Persoalan mengenai kepadatan kerdil putih menyebabkan kegelisahan besar di kalangan ahli astronomi pada akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20. Pengiraan menunjukkan kepadatan yang sangat tinggi.

Kerdil putih boleh mempunyai jisim hingga 1.4 kali dari Matahari kita, dimampatkan dengan ukuran Bumi. Dengan cara ini, ketumpatannya berjuta kali lebih besar daripada air dan inilah yang menopang kerdil putih. Bagaimana mungkin?

Mekanika kuantum mendakwa bahawa zarah seperti elektron hanya dapat menempati tahap tenaga tertentu. Terdapat juga prinsip yang membatasi susunan elektron di sekitar inti atom: prinsip pengecualian Pauli.

Mengikut sifat jirim ini, mustahil dua elektron mempunyai keadaan kuantum yang sama dalam sistem yang sama. Dan lebih jauh lagi, dalam perkara biasa tidak semua tahap tenaga yang dibenarkan biasanya dihuni, hanya sebilangannya.

Ini menjelaskan mengapa ketumpatan bahan daratan hanya mengikut urutan beberapa gram per sentimeter padu.

Jirim merosot

Setiap tahap tenaga menempati isipadu tertentu, sehingga wilayah yang menempati satu tingkat tidak tumpang tindih dengan yang lain. Dengan cara ini, dua tahap dengan tenaga yang sama dapat wujud tanpa masalah, selagi tidak bertindih, kerana ada kekuatan degenerasi yang menghalangnya.

Ini mewujudkan sejenis penghalang kuantum yang membatasi pengecutan jirim dalam bintang, mewujudkan tekanan yang mengimbangi keruntuhan graviti. Ini mengekalkan integriti kerdil putih.

Sementara itu, elektron mengisi semua kemungkinan kedudukan tenaga, dengan cepat mengisi yang paling rendah dan hanya yang mempunyai tenaga tertinggi yang ada.

Dalam keadaan seperti ini, dengan semua keadaan tenaga dihuni, jirim berada dalam keadaan yang dalam Fizik disebut keadaan merosot. Ini adalah keadaan ketumpatan maksimum yang mungkin, menurut prinsip pengecualian.

Tetapi kerana ketidakpastian dalam kedudukan △ x elektron adalah minimum, kerana ketumpatan tinggi, oleh prinsip ketidakpastian Heisenberg, ketidakpastian pada momen linier △ p akan sangat besar, untuk mengimbangi kecil △ x dan memenuhi Jadi:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Di mana ћ adalah h / 2π, di mana h adalah pemalar Planck. Oleh itu, kelajuan elektron mendekati kelajuan cahaya dan tekanan yang diberikannya meningkat, kerana perlanggaran juga meningkat.

Tekanan kuantum ini, yang disebut tekanan Fermi, tidak bergantung pada suhu. Inilah sebabnya mengapa kerdil putih dapat mempunyai tenaga pada suhu apa pun, termasuk sifar mutlak.

Evolusi

Berkat pemerhatian astronomi dan simulasi komputer, pembentukan bintang khas seperti Matahari kita dilakukan seperti berikut:

- Pertama, gas dan debu kosmik melimpah dalam hidrogen dan helium mengembun berkat graviti, untuk menimbulkan protostar, objek bintang muda. Protostar adalah sfera yang cepat berkontrak, suhunya meningkat secara beransur-ansur selama berjuta-juta tahun.

- Setelah jisim kritikal tercapai dan dengan suhu meningkat, reaktor nuklear dihidupkan di dalam bintang. Apabila ini berlaku, peleburan hidrogen bermula dan bintang bergabung dengan urutan utama yang disebut (lihat gambar 3).

- Setelah sekian lama, hidrogen dalam nukleus habis dan pencucuhan hidrogen di lapisan terluar bintang bermula, begitu juga dengan helium dalam nukleus.

- Bintang mengembang, bertambah terang, menurunkan suhunya dan berubah menjadi merah. Ini adalah fasa gergasi merah.

- Lapisan bintang terluar terlepas berkat angin bintang dan membentuk nebula planet, walaupun tidak ada planet di dalamnya. Nebula ini mengelilingi inti bintang (jauh lebih panas), yang, apabila simpanan hidrogen habis, mula membakar helium untuk membentuk unsur yang lebih berat.

- Nebula hilang, meninggalkan inti kontraksi bintang asal, yang menjadi kerdil putih.

Walaupun peleburan nuklear telah berhenti walaupun masih memiliki bahan, bintang itu masih memiliki simpanan panas yang luar biasa, yang memancarkan pancaran dengan sangat perlahan. Fasa ini berlangsung lama (kira-kira 10 ¹⁰ tahun, anggaran usia alam semesta).

- Setelah sejuk, cahaya yang dipancarkannya hilang sepenuhnya dan kerdil putih menjadi kerdil hitam.

Rajah 3. Kitaran hidup bintang. Sumber: Wikimedia Commons. RN Bailey

Evolusi Matahari

Kemungkinan besar, Matahari kita, kerana ciri-cirinya, melalui tahap yang dijelaskan. Hari ini Matahari adalah bintang dewasa dalam urutan utama, tetapi semua bintang meninggalkannya pada suatu ketika, cepat atau lambat, walaupun sebahagian besar hidup mereka dihabiskan di sana.

Perlu berjuta-juta tahun untuk memasuki tahap gergasi merah seterusnya. Ketika itu berlaku, Bumi dan planet-planet dalaman yang lain akan diliputi oleh Matahari yang terbit, tetapi sebelum itu, lautan kemungkinan besar akan menguap dan Bumi akan menjadi padang pasir.

Tidak semua bintang melalui tahap ini. Ia bergantung pada jisimnya. Mereka yang jauh lebih besar daripada Matahari mempunyai pengakhiran yang lebih hebat kerana mereka berakhir sebagai supernova. Sisa dalam kes ini boleh menjadi objek astronomi yang pelik, seperti lubang hitam atau bintang neutron.

Had Chandrasekhar

Pada tahun 1930, ahli astrofizik Hindu berusia 19 tahun bernama Subrahmanyan Chandrasekhar menentukan kewujudan jisim kritikal pada bintang.

Bintang yang jisimnya berada di bawah nilai kritikal ini mengikuti jalan kerdil putih. Tetapi jika jisimnya berada di puncak, hari-harinya berakhir dengan letupan besar. Ini adalah had Chandrasekhar dan kira-kira 1.44 kali jisim Matahari kita.

Ia dikira seperti berikut:

Di sini N adalah bilangan elektron per unit jisim, ћ ialah pemalar Planck dibahagi dengan 2π, c adalah kelajuan cahaya dalam vakum dan G adalah pemalar graviti sejagat.

Ini tidak bermaksud bahawa bintang yang lebih besar daripada Matahari tidak boleh menjadi kerdil putih. Sepanjang berada di urutan utama, bintang itu terus kehilangan jisim. Ia juga berlaku di peringkat nebula gergasi merah dan planetnya.

Sebaliknya, setelah berubah menjadi kerdil putih, graviti bintang yang kuat dapat menarik jisim dari bintang lain yang berdekatan dan meningkatkannya sendiri. Setelah had Chandrasekhar terlampaui, ujung kerdil - dan bintang yang lain - mungkin tidak lambat seperti yang dijelaskan di sini.

Kedekatan ini dapat menghidupkan semula reaktor nuklear yang pupus dan menyebabkan letupan supernova yang luar biasa (supernova Ia).

Komposisi

Apabila hidrogen dalam inti bintang telah berubah menjadi helium, ia mula menyatukan atom karbon dan oksigen.

Dan apabila cadangan helium habis pada gilirannya, kerdil putih terdiri terutamanya dari karbon dan oksigen, dan dalam beberapa kes neon dan magnesium, dengan syarat bahawa inti mempunyai tekanan yang cukup untuk mensintesis unsur-unsur ini.

Gambar 4. Bintang AE Aquarii adalah kerdil putih yang berdenyut. Sumber: NASA melalui Wikimedia commons.

Mungkin kerdil memiliki atmosfer helium atau hidrogen yang tipis, kerana ketika graviti permukaan bintang tinggi, unsur-unsur berat cenderung berkumpul di tengah, meninggalkan yang lebih ringan di permukaan.

Pada beberapa orang kerdil, mungkin menyatukan atom neon dan membuat inti besi padat.

Latihan

Seperti yang telah kita katakan di seluruh perenggan sebelumnya, kerdil putih terbentuk setelah bintang menghabiskan simpanan hidrogennya. Kemudian ia membengkak dan mengembang dan kemudian mengeluarkan bahan dalam bentuk nebula planet, meninggalkan inti di dalamnya.

Inti ini, terdiri dari bahan degenerasi, adalah apa yang dikenali sebagai bintang kerdil putih. Setelah reaktor peleburannya dimatikan, ia berkontrak dan menyejukkan secara perlahan, kehilangan semua tenaga haba dan cahaya.

Jenis kerdil putih

Untuk mengelaskan bintang, termasuk kerdil putih, jenis spektrum digunakan, yang seterusnya bergantung pada suhu. Untuk menamakan bintang-bintang kerdil, huruf D digunakan, diikuti oleh salah satu huruf berikut: A, B, C, O, Z, Q, X. Huruf-huruf lain: P, H, E dan V menunjukkan rangkaian ciri lain lebih khusus.

Setiap huruf ini menunjukkan ciri khas spektrum. Sebagai contoh, bintang DA adalah kerdil putih yang spektrumnya mempunyai garis hidrogen. Dan kerdil DAV mempunyai garis hidrogen dan, selanjutnya, V menunjukkan bahawa ia adalah bintang yang berubah-ubah atau berdenyut.

Akhirnya, nombor antara 1 dan 9 ditambahkan pada rangkaian huruf untuk menunjukkan indeks suhu n:

n = 50400 / T berkesan bintang

Klasifikasi kerdil putih lain berdasarkan jisimnya:

- Lebih kurang 0.5 M Matahari

- Jisim purata: antara 0.5 dan 8 kali M Sol

- Antara 8 hingga 10 kali jisim Matahari.

Contohnya kerdil putih

- Sirius B dalam buruj Can Major, pendamping Sirius A, bintang paling terang di langit malam. Ia adalah kerdil putih terdekat.

- AE Aquarii adalah kerdil putih yang memancarkan denyutan sinar-X.

- 40 Eridani B, jarak jauh 16 tahun cahaya. Ia dapat dilihat dengan teleskop

- HL Tau 67 tergolong dalam buruj Taurus dan merupakan kerdil putih berubah-ubah, yang pertama seumpamanya ditemui.

- DM Lyrae adalah sebahagian daripada sistem binari dan kerdil putih yang meletup sebagai nova pada abad ke-20.

- WD B1620 adalah kerdil putih yang juga tergolong dalam sistem binari. Bintang pendamping adalah bintang yang berdenyut. Dalam sistem ini ada planet yang mengorbit mereka berdua.

- Procyon B, pendamping Procyon A, dalam buruj Dog Lesser.

Rajah 5. Sistem perduaan Procyon, kerdil putih adalah titik kecil di sebelah kanan. Sumber: Giuseppe Donatiello melalui Flickr.

Rujukan

1. Carroll, B. Pengenalan Astrofizik Moden. Ke-2. Edisi. Pearson.
2. Martínez, D. Evolusi bintang. Dipulihkan dari: Buku Google.
3. Olaizola, I. Kerdil putih. Dipulihkan dari: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Astronomi Moden. Reverté Pengarang.
5. Wikipedia. Kerdil Putih Dipulihkan dari: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Senarai Kerdil Putih. Dipulihkan dari en.wikipedia.org.