Hvit dverg
stjernetype / From Wikipedia, the free encyclopedia
En hvit dverg, også kalt en degenerert dverg, er en stjernerest bestående primært av elektrondegenerert materie. Hvite dverger er svært kompakte, med masser sammenlignbare med solens og volum sammenlignbare med jordens. En hvit dvergs svake lysstyrke kommer av at utslipp av opplagret termisk energi.[1] Den nærmeste kjente hvite dvergen er Sirius B, som ligger 8,6 lysår unna jorden og er den minste bestanddelen av dobbeltstjernesystemet Sirius. Det antas at det finnes åtte hvite dverger blant de hundre stjernesystemene nærmest solen.[2] Den uvanlige lyssvakheten til hvite dverger ble først anerkjent i 1910.[3] Begrepet hvit dverg ble skapt av Willem Luyten i 1922.[4]
Hvite dverger anses å være den siste fasen i stjerners utvikling (inkludert vår egen sol) hvis masse ikke er tilstrekkelig høy til å bli en nøytronstjerne – tilsvarende 97 % av stjernene i Melkeveien.[5] Etter at en hovedseriestjerne med liten eller medium masse er ferdig med sin periode av fusjonering av hydrogen, vil stjernen ekspandere til en rød kjempe samtidig som den fusjonerer helium til karbon og oksygen i kjernen gjennom trippel-alfaprosessen. Hvis en rød kjempe har for lite masse til å generer kjernetemperaturen som kreves for å fusjonere karbon, rundt 1 milliard K, vil det bygge seg opp en inert masse av karbon og oksygen i sentrum. Etter at de ytre lagene har blitt kastet ut, og danner en planetarisk tåke, vil kun kjernen gjenstå. Denne vil danne en hvit dverg.[6] Derfor består hvite dverger vanligvis av karbon og oksygen. Hvis massen til opphavet ligger mellom 8 og 10,5 M☉, vil kjernetemperaturen være tilstrekkelig til å fusjonere karbon, men ikke neon, hvorpå det kan dannes en hvit dverg av oksygen, neon og magnesium.[7] Stjerner med svært lav masse vil ikke være i stand til å fusjonere helium, derav kan hvite dverger av helium dannes av massetap i binærsystemer.[8][9]
Materialet i hvite dverger gjennomgår ikke lengre fusjonreaksjoner, og stjernen har dermed ingen energikilde. Som et resultat av dette, kan ikke den varmen som ble generert gjennom fusjoner motvirke en gravitasjonskollaps. Kollapsen forhindres bare av elektron-degenerasjonstrykket, men det er ikke tilstrekkelig til å forhindre at den blir ekstremt kompakt. Fysikken til en degenerering gir en maksimal masse for en ikke-roterende dverg, Chandrasekhars grense på omtrent 1,4 M☉. Forbi dette punktet kan den ikke lengre opprettholdes av elektron-degenerasjonstrykket. En hvit dverg av karbon og oksygen som nærmere seg denne massegrensen kan eksplodere som en type Ia-supernova via en prosess kjent som karbondetonasjon.[1][6][lower-alpha 1]