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Ich habe eine Frage zu Weißen Zwergen und Sauerstoff.
Ich habe in einem Buch gelesen, dass eine Temperatur von 100 Millionen Grad erforderlich ist, um Helium im Kern eines Roten Riesen zu fusionieren. Das Helium verschmilzt durch den Triple-Alpha-Prozess zu Kohlenstoff.
Es steht auch geschrieben, dass nach Erreichen einer Temperatur von 350 Millionen Grad der Kern eines Roten Riesen nicht mehr entartet ist. So kann sich der Kern ausdehnen und seine Temperatur wird kontrolliert. Der Kern wird keine Temperatur von mehr als 350 Millionen erreichen.
Aber mein Lehrer hat gesagt, dass eine Temperatur von 600 Millionen Grad benötigt wird, um Sauerstoff aus Kohlenstoff zu bilden: Kohlenstoff verschmilzt zu Neon und ergibt durch Photozerfall Sauerstoff.
Wie kann es also Sauerstoff in Weißen Zwergen geben, wenn wir keine Temperatur über 350 Millionen Grad erreichen? Durch welchen Prozess kann Sauerstoff in einem Roten Riesen gebildet werden?
Etwas Sauerstoff wird während der CNO-Zyklusverarbeitung von Wasserstoff produziert, beginnend mit Kohlenstoffkernen. Sauerstoff wird auch durch Alpha-Einfang auf Kohlenstoffkernen bei Temperaturen deutlich unter 350 Millionen K erzeugt.
Beide treten in und um die Kerne von Sternen mit geringer Masse auf, bevor sie zu Weißen Zwergen werden. Eine Neonproduktion ist nicht erforderlich.
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Beobachtungen bringen mehr Licht in die Atmosphäre des Weißen Zwergs GD 424
Astronomen haben spektroskopische Beobachtungen eines neu entdeckten Weißen Zwergsterns namens GD 424 durchgeführt. Die Ergebnisse der Beobachtungskampagne geben weitere Einblicke in die Atmosphäre dieses Objekts. Die Studie wurde in einem Papier vorgestellt, das am 23. Dezember auf arXiv.org veröffentlicht wurde.
Weiße Zwerge sind verbleibende kompakte Kerne massearmer Sterne, die ihren Kernbrennstoff erschöpft haben. Obwohl ihre Atmosphäre hauptsächlich aus Wasserstoff oder Helium besteht, zeigen zwischen 25 und 50 Prozent aller bekannten Weißen Zwerge Spuren von Metallen in ihren Spektren. Es wird angenommen, dass diese Metalle aus der Anlagerung von durch Gezeiten zerstörten Planetenkörpern stammen. Spektroskopische Beobachtungen von metallverseuchten Weißen Zwergen könnten ein wichtiges Werkzeug sein, um die Massenzusammensetzung der Mutterkörper zu messen.
Daher führte ein Astronomenteam unter der Leitung von Paula Izquierdo von der Universität La Laguna, Spanien, spektroskopische Beobachtungen von GD 424 durch – einem metallverschmutzten Weißen Zwerg mit Heliumatmosphäre vom Spektraltyp DB mit einer großen Menge an Spuren von Wasserstoff. Zu diesem Zweck setzten sie das Intermediate Dispersion Spectrograph and Imaging System (ISIS) am 4,2-m-William-Herschel-Teleskop (WHT) und das hochauflösende Echelle-Spektrometer (HIRES) des 10-m-Keck-I-Teleskops ein.
„Wir präsentierten die Entdeckung und chemische Häufigkeitsanalyse von GD 424, einem metallverschmutzten DBA-Weißen Zwerg mit einer der größten Mengen an Spuren von Wasserstoff, die bisher unter Weißen Zwergen mit ähnlichen Temperaturen gemessen wurden“, schreiben die Wissenschaftler in der Veröffentlichung.
Die Forscher verwendeten eine Hybridmethode, um synthetische Spektren, Vermessungsphotometrie und Daten der Gaia DR2-Parallaxe der ESA an das erhaltene optische WHT-Spektrum anzupassen, wodurch sie die photosphärischen Parameter von GD 424 bestimmen konnten. Es wurde festgestellt, dass der Weiße Zwerg eine effektive Temperatur hat von ca. 16.560 K, Masse von ca. 0,01 Sonnenmassen, Radius von ca. 0,0109 Sonnenradien und auf ca. 215 Millionen Jahre geschätztes Abkühlalter.
Bei der Analyse der Spektren von WHT und Keck identifizierte das Team 11 Metalle in der Atmosphäre von GD 424, nämlich Sauerstoff, Natrium, Mangan, Chrom, Nickel, Silizium, Eisen, Magnesium, Titan, Calcium und Aluminium. Die Astronomen nahmen an, dass das Vorhandensein dieser Elemente auf die Anlagerung eines Planetenkörpers an den Weißen Zwerg zurückzuführen ist.
Sie fügten hinzu, dass GD 424 höchstwahrscheinlich trockene, felsige Trümmer entweder im zunehmenden oder im stationären Zustand ansammelt. Die photometrischen Ergebnisse ermöglichten es den Forschern auch, die Zusammensetzung des Mutterkörpers abzuschätzen.
„Die geschätzte Zusammensetzung des Mutterkörpers stimmt sowohl mit den CI-Chondriten als auch mit der Masse der Erde überein. (.) Die Zusammensetzung des Mutterkörpers zeigte keinen Sauerstoffüberschuss. Dies deutet darauf hin, dass die große Menge an Spuren von Wasserstoff wahrscheinlich das Ergebnis der frühere Akkretion wasserreicher Planetesimale", schlossen die Autoren des Papiers.
Weitere Beobachtungen von GD 424, die sich auf die Messung der Häufigkeit flüchtiger Elemente konzentrieren, sind erforderlich, um mehr Einblicke in die Natur des Mutterobjekts zu erhalten.
Weißer Zwerg mit fast reiner Sauerstoffatmosphäre entdeckt
Ein Forschertrio, zwei von der Bundesuniversität Rio Grande do Sul und das andere von der Universität Kiel, hat etwas ganz Einzigartiges entdeckt – einen Weißen Zwerg mit einer Atmosphäre, die fast vollständig aus Sauerstoff besteht. In ihrem in der Zeitschrift veröffentlichten Artikel Wissenschaft, Kepler de Souza Oliveira, Detlev Koester und Gustavo Ourique beschreiben, wie sie die Kuriosität entdeckten und geben Anregungen, wie sie entstanden sein könnte. Boris Gänsicke von der University of Warwick bietet in derselben Zeitschriftenausgabe einen Essay über die Arbeit des Teams.
Wissenschaftler glauben, dass Weiße Zwerge entstehen, wenn einem relativ „kleinen“ Stern der Brennstoff ausgeht und er seine äußere Schicht verliert, wenn der Stern aufgrund der Schwerkraft schrumpft – die stärkere Gravitationskraft führt dann normalerweise dazu, dass die schwersten Elemente in Richtung des Kerns gezogen werden die leichteren wie Helium und Wasserstoff an die Oberfläche. Doch dieser neue Weiße Zwerg sei anders, berichten die Forscher, statt der üblichen Mischung aus Lichtelementen an der Oberfläche gebe es fast nur noch reinen Sauerstoff. Der Stern mit dem Spitznamen Dox ist der erste überhaupt, der eine Außenschicht aus fast reinem Sauerstoff hat.
Ein solches Phänomen wurde schon vorher vorhergesagt, aber die meisten in der Branche glaubten nie, dass ein solcher Stern jemals beobachtet werden würde. Daher war es für Teammitglied Gustavo Ourique eine ziemliche Überraschung, als er Tausende von einfachen Grafiken übergoss, die aus Daten des Observatorium von New Mexico. Erst nach weiteren Tests wurde bestätigt, dass die einzigartige Grafik, die er gefunden hatte, Daten des seltsamen Weißen Zwergs darstellte.
Obwohl es zu diesem Zeitpunkt unmöglich ist, mit Sicherheit zu sagen, was die einzigartige Sternentstehung verursacht hat, glauben die Forscher, dass es wahrscheinlich mit einem früheren Ereignis zusammenhängt – sie glauben, dass Dox einst einer von zwei Sternen gewesen sein könnte, die ein Doppelsternsystem bildeten. und als dem anderen Stern der Treibstoff ausging, wäre er ein roter Riese geworden, der vielleicht in der Lage gewesen wäre, direkt mit seinem Partner zu interagieren. Das Ergebnis, so schlagen die Forscher vor, könnte den Grundstein für eine spätere Explosion gelegt haben, die dazu führte, dass Dox seine anderen leichteren Elemente verlor und hauptsächlich reiner Sauerstoff in seiner äußeren Schicht zurückblieb.
Forscher haben einen Weißen Zwergstern mit einer von Sauerstoff dominierten Atmosphäre entdeckt, eine Art Weißer Zwerg, die theoretisch existiert, aber bis heute nicht identifiziert wurde. Die Entdeckung könnte die Lehrbuchweisheit der Einzelsternentwicklung in Frage stellen und eine kritische Verbindung zu einigen Arten von Supernovae herstellen, die im letzten Jahrzehnt entdeckt wurden. Als relativ kleine Sterne (weniger als die zehnfache Masse unserer Sonne) gegen Ende ihres Lebens werfen sie ihre äußeren Schichten ab und werden zu weißen Zwergsternen, die sehr dicht sind. Die hohe Schwerkraft, die unter einer solchen Dichte auftritt, lässt die leichteren Elemente wie Wasserstoff oder Helium an die Oberfläche des Sterns schweben und die schwereren Elemente darunter maskieren. Beim Durchsuchen der Daten des Sloan Digital Sky Survey (SDSS) haben Souza Oliveira Kepler et al. identifizierte SDSS J124043.01+671034.68, einen Weißen Zwerg, dessen äußere Schicht aus leichten Elementen entfernt wurde und eine fast reine Sauerstoffschicht enthüllte. Mehrere verschiedene Theorien haben vorhergesagt, dass die äußere Schicht eines Weißen Zwergs abgestreift werden kann, aber die Identifizierung von SDSS J124043.01+671034.68 liefert den ersten Beweis für dieses Phänomen. Eine Möglichkeit ist, dass Interaktionen mit einem nahen Begleiter in einem Doppelstern dazu führten, dass SDSS J124043.01+671034.68 seine Sauerstoffhülle freilegte. Eine andere Möglichkeit ist, dass ein massiver Puls brennenden Kohlenstoffs vom Zentrum des Sterns, der nach außen emuliert, die leichteren Elemente eliminiert. Eine Perspektive von Boris Gänsicke liefert weiteren Kontext.
Der sehr hungrige Weiße Zwerg
Weiße Zwerge sind die Überreste eines einst lebendigen Hauptreihensterns, wie unserer Sonne. Aber was passiert mit den Planeten, die sich in diesem Sonnensystem befanden, nachdem der Stern gestorben ist? In den letzten Jahren haben Astronomen in den Spektren von Weißen Zwergen unerwartete Metalle (Elemente schwerer als Wasserstoff und Helium) beobachtet, die auf die Zerstörung und Anlagerung eines Planeten in die Photosphäre des ehemaligen Sterns hinweisen.
Ohne diese Metalle zeigen die Spektren des Weißen Zwergs normalerweise hauptsächlich Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff oder Sauerstoff, da die äußeren Schichten des Sterns verloren gingen, als sie am Ende des Lebens des Sterns in einen planetarischen Nebel geblasen wurden und den Sternkern enthüllten. Es gibt viele Arten von Weißen Zwergen (je nachdem, welche dieser Elemente in ihren Spektren auftauchen), von denen einer der Helium-dominierte Weiße Zwerg ist. Wenn wir einen weißen Helium-Zwerg mit zusätzlichem Wasserstoff in seinem Spektrum beobachten, lautet die natürliche Frage: Woher kommt dieser Wasserstoff? Astronomen ziehen drei Möglichkeiten in Betracht: Wasserstoff, der einfach von früher im Leben des Sterns übrig geblieben ist, Wasserstoff, der aus einer externen Quelle (wie dem interstellaren Medium oder einem Planeten) angelagert wurde, oder Wasserstoff, der aus den tieferen Schichten des Sterns ausgebaggert wurde.
Frühere Forschungen untersuchten eine Reihe von Weißen Zwergen und fanden heraus, dass Wasserstoff in Sternen mit Metallverschmutzung fast doppelt so häufig vorkommt als in solchen ohne, was darauf hindeutet, dass Planeten der Grund für den Wasserstoffüberschuss sein könnten. Eine andere Studie bestätigte, dass die Akkretion von Planeten zu Wasserstoff in metallverseuchten Weißen Zwergen beiträgt, indem sie Sauerstoffüberschüsse in ihren Spektren untersuchten. Sauerstoff wird so interpretiert, dass er aus der Anlagerung von Wasser stammt, also würde auch etwas Wasserstoff angelagert werden!
Der heutige Beitrag befasst sich ausführlich mit GD 424, einem metallbelasteten, heliumhaltigen Weißen Zwerg (mit viel Wasserstoff!). Durch die genaue Untersuchung des Spektrums dieses Sterns wollen die Autoren die Geschichte des sich ansammelnden Weißen Zwergs und die Zusammensetzung des zerstörten Planeten herausfinden.
Das Wichtigste zuerst: Kennen Sie Ihren Stern!
Unter Verwendung von Spektren- und Photometriebeobachtungen des William Herschel-Teleskops am Observatorio del Roque de los Muchachos auf La Palma, Spanien, beobachteten die Autoren GD 424 und stellten fest, dass es „eine Helium-dominierte Photosphäre mit Anwesenheit von Wasserstoff und einer Reihe von vielen“ schmalere metallische Absorptionslinien von Sauerstoff, Magnesium, Silizium und Kalzium.“ Sie mussten zunächst Modelle verwenden, um Eigenschaften der Photosphäre des Weißen Zwergs wie Temperatur und Oberflächengravitation zu verstehen. Nachdem diese bestimmt waren, konnten sie die Häufigkeiten für die verschiedenen beobachteten Metalle bestimmen (siehe Abbildung 1 für das Spektrum von GD 424, das Absorptionslinien für verschiedene Elemente zeigt).
Abbildung 1: Spektrum von GD 424, das eine starke Absorption von Helium und Wasserstoff sowie andere Absorptionsmerkmale wie Sauerstoff, Magnesium, Silizium und Kalzium zeigt. (Abbildung 1 aus dem Papier.)
Also, was ist dann mit dieser Akkretion los?
Um die Zusammensetzung des akkretierten Planeten zu bestimmen, müssten wir einige Annahmen darüber treffen, wann die Akkretion begann und wie schnell die Akkretion abläuft. Die Autoren verwenden ein einfaches Akkretionsmodell, das in drei Stufen abläuft: zunehmende Akkretion (was zu einer linearen Zunahme der Metallhäufigkeit führt), stationäre Akkretion (bei der die Metalle in der Photosphäre ein Gleichgewicht erreichen) und abnehmende Akkretion (bei der Metalle exponentiell Zerfall durch Diffusion und Einsinken in den Weißen Zwerg). All dies lässt sich auf eine Erkenntnis zurückführen: Die Metallhäufigkeit hängt vom Gleichgewicht zwischen Akkretion (wie viel in die Photosphäre gelangt) und Diffusion/Sinken (wie viel geht aus der Photosphäre heraus) ab.
Leider gibt es keine offensichtlichen Hinweise darauf, in welchem dieser drei Zustände sich der Star befindet, daher haben die Autoren alle drei getestet. Sowohl der ansteigende als auch der stationäre Zustand scheinen möglich und würden einen Planeten mit ähnlicher Zusammensetzung der Erde implizieren, jedoch mit etwas zu viel Kalzium (siehe Abbildung 2 für Vergleiche der Metallizität!). Die Akkretionsrate gehört zu den höchsten, die für Weiße Zwerge beobachtet wurden, und sie hat bereits mindestens die Masse des Sonnensystem-Asteroiden 10 Hygeia!
Abbildung 2: Abundanzen verschiedener Metalle (relativ zu Silizium) im akkretierenden planetarischen Körper in der Nähe von GD 424, normalisiert auf ihre Massenhäufigkeiten der Erde. Die dunkleren blauen Punkte beziehen sich auf die verschiedenen Modelle. „ss“ (Kreise) bezieht sich auf die Annahme der stabilen Akkretion, „is“ (Dreiecke) auf den zunehmenden Zustand und „ds“ (Quadrate) auf den abnehmenden Zustand. Zum Vergleich sind Abundanzen aus Teilen der Erde dargestellt (hohle Kreise und Dreiecke), ebenso wie andere Weiße Zwerge (hellrosa und blaue Punkte). (Abbildung 8 aus dem Papier.)
Ein weiteres interessantes Puzzleteil ist, herauszufinden, wie viel Wasser sich auf diesem erdähnlichen Planeten befand. Die Autoren ermitteln den Wassergehalt, indem sie sich überschüssigen Sauerstoff ansehen, der mit anderen gängigen Mineralien wie Magnesiumoxid (MgO) oder Titandioxid (TiO .) nicht erklärt werden kann2). Es stellte sich heraus, dass GD 424 derzeit trockene, felsige planetarische Trümmer ansammelt.
Woher kam dann sein überschüssiger Wasserstoff?!
Wenn der Planet, der gerade akkretiert wird, kein Wasser hatte, woher dann der ganze überschüssige Wasserstoff? Nun, damit Wasserstoff im Spektrum auftauchen konnte, musste er erst kürzlich akkretiert werden, nachdem der Weiße Zwerg ausreichend abgekühlt war, um den Wasserstoff in der Photosphäre zu halten. Dies bedeutet, dass der Wasserstoff wahrscheinlich von a kommen musste Bisherige Akkretionsepisode, bei der ein anderer wasserreicher Planet zerstört wurde und der Sauerstoff aus dieser Episode einfach weg ist, weil er sich in kürzerer Zeit ausbreitet.
Jetzt, da wir alle Teile kennen, können wir die ganze Geschichte zusammenfügen: Seit dem Übergang von der Hauptsequenz hat GD 424 einen ganzen wasserreichen Planeten gefressen und akkumuliert jetzt trockene, felsige Trümmer von einem anderen Planeten. Wer weiß, ob noch etwas auf der Speisekarte steht, aber eines ist sicher: GD 424 ist ein sehr hungriger Weißer Zwerg.
Die Atmosphären der Weißen Zwerge könnten die pulverisierten Krusten ihrer toten Planeten enthalten
Astronomen haben eine neue Technik entwickelt, um nach Exoplaneten zu suchen – indem sie in der Atmosphäre von Weißen Zwergen nach ihren zerquetschten Knochen suchen. Und es funktioniert.
Die Suche nach Planeten außerhalb des Sonnensystems, sogenannten Exoplaneten, hat eine wesentliche Einschränkung: Wir können nur Exoplaneten finden, die gerade existieren. Aber unser Universum existiert seit über 13 Milliarden Jahren, und viele Generationen von Planetensystemen sind in dieser riesigen kosmischen Zeit gekommen und gegangen.
Wenn Sterne sterben, nehmen sie leider normalerweise ihre Planeten mit. Besonders die massereichsten Sterne, die als Supernovae sterben – diese Todesfälle vernichten normalerweise jeden umkreisenden Planeten vollständig. Aber selbst wenn weniger massereiche Sterne wie die Sonne sterben, ist dies im Allgemeinen eine schlechte Nachricht für ihre Planeten.
Aber wie ein neues Forschungspapier gezeigt hat, entfernt dies nicht alle Beweise für das Planetensystem von der galaktischen Karte. Wenn Planeten (oder übrig gebliebene Planetenkerne) überleben, können sie sich gelegentlich durch die Gravitation voneinander lösen. Dies geschieht normalerweise nicht in stabilen Systemen, aber im Todeskampf eines Sterns ist alles möglich (gravitativ gesprochen).
Einige dieser verstreuten Objekte können sich nach innen zum Weißen Zwerg bewegen, dem übrig gebliebenen Kern des Muttersterns. Dieser Weiße Zwerg besteht aus fast vollständig reinem Kohlenstoff und Sauerstoff, umgeben von einer dichten, aber dünnen Hülle aus Wasserstoff und Helium. Natürlich wird jedes Objekt, das zu nahe kommt, durch die extreme Schwerkraft des Weißen Zwergs in Fetzen gerissen, wobei die Trümmer an die Oberfläche gelangen, um sich mit Wasserstoff und Helium zu vermischen.
Dort angekommen, können alle Elemente im zerstörten Objekt, wie Lithium und Kalzium, ihr eigenes Licht freisetzen und einen spektralen Fingerabdruck erzeugen, den Astronomen möglicherweise erkennen können. Die meisten Weißen Zwerge sind jedoch zu heiß, und dieses Licht überstrahlt jede Kontamination. Aber die jüngste Gaia-Mission war in der Lage, Dutzende von alten, kühlen Weißen Zwergen zu kartieren, und Astronomen haben die deutliche Signatur zerquetschter Planeten in ihrer Atmosphäre entdeckt.
Die Astronomen fanden heraus, dass die Fülle an angereicherten Elementen mit dem übereinstimmt, was wir aus unserem eigenen Sonnensystem wissen, was darauf hindeutet, dass Planetensysteme wie unseres schon sehr, sehr lange im Universum existieren.
Weiße Zwerge und Planetarische Nebel
| Nachdem ein Stern wie die Sonne seine Kernbrennstoffe erschöpft hat, verliert er seine äußeren Schichten als "planetarischer Nebel" und hinterlässt den verbleibenden "Weißen Zwerg"-Kern. Die Weißen Zwerge sind extrem kleine Sterne – sie sind die nackten Überreste von Sternen, nachdem sie ihr ganzes Leben durchgemacht haben. (aus Imagine the Universe, http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/black_holes.html) |
| Wir zeigen die Entwicklung eines Sterns wie der Sonne im H-R-Diagramm (links) und wie es aussehen könnte, wenn wir es beobachten (rechts) (von Jake Simon und Charles Hansen, http://rainman.astro.uiuc.edu/ddr/stellar/index.html). Es ist ziemlich langweilig, weil die Lebensdauer der Hauptsequenz so lang ist (eine gute Sache für uns!). Schließlich wird der Stern ein roter Riese - seine Leuchtkraft steigt, er schwillt an und seine Temperatur sinkt. Das hält nicht lange an - schnell stößt er seine äußeren Schichten aus und sein Kern schrumpft zu einem Weißen Zwerg. Wir sehen ihn kurz als planetarischen Nebel, aber das Gas verflüchtigt sich und wir enden mit einem isolierten Weißen Zwerg, der abkühlt, während er seine gespeicherte Energie verliert. Der Balken unten links zeigt das Alter des Sterns an. |
Ein früher Schritt beim Massenverlust und der Umwandlung in einen planetarischen Nebel ist, wenn sich winzige Staubkörner in der Nähe der Oberfläche des Sterns bilden und der Druck der Lichtphotonen auf sie ausstößt und einen Teil des Gases mitnimmt. Hier ist eine Simulation, wie es aussehen würde - der Durchmesser des Feldes ist etwa 10-mal so groß wie die Erdumlaufbahn
. (von Peter Woitke, http://www.strw.leidenuniv.nl/
| Wenn vom Stern nur noch der Weiße Zwergkern übrig ist, leuchtet er das ausgestoßene Material auf, weil der Weiße Zwerg sehr heiß ist. Hier ist ein sehr junger planetarischer Nebel, in dem noch viel von der Struktur des gerade ausgeworfenen Materials vorhanden ist. Das Bild mit sichtbarem Licht links zeigt Schatten durch eine Scheibe, Wellen von gepulstem Massenverlust und "Suchscheinwerfer" von Licht. Das rechte Infrarotbild zeigt molekularen Wasserstoff (rot) und das dichtere Material, das die sichtbaren Scheinwerfer formt. |  |
| Ältere planetarische Nebel nehmen viele wunderbare und schöne Formen an. Sie werden jedoch alle durch ähnliche Prozesse erstellt. Dieses wird Katzenauge genannt (Vicent Peris, HST, STScI) |  |
 | Von den Doppler-Verschiebungsgeschwindigkeiten haben die meisten planetarischen Nebel ein Alter von etwa
Die Natur der Weißen Zwerge Sobald die Kernreaktionen aufhören, hat der stellare Überrest keine Möglichkeit, der Schwerkraft entgegenzuwirken, und das Innere des Sterns kollabiert. Es kollabiert nicht für immer, weil sich eine neue Kraft entwickelt, die der Schwerkraft widerstehen kann. Diese Kraft ist Elektronendruck. Das Material eines Weißen Zwergs wurde durch die Schwerkraft so stark komprimiert, dass alle Elektronen von allen Atomkernen abgezogen wurden. Die Elektronen bilden ein Gas. Die Elektronen werden durch die Schwerkraft zusammengedrückt, aber wie von der Quantenmechanik beschrieben, widerstehen die Elektronen schließlich einem weiteren Zusammendrücken. So geschieht, wenn sie degenerieren: Entartete Materie : Keine zwei Elektronen können genau die gleiche Energie, denselben Spin und dieselbe Position haben (gemäß der Quantenmechanik). Wenn Elektronen also genug komprimiert sind, füllen sie alle verfügbaren Energiezustände aus. Eine solche dichte Materie wird als entartet bezeichnet. Ein Weißer Zwerg hat einen ähnlichen Durchmesser wie die Erde und eine Dichte, die so groß ist, dass ein Teelöffel eine Tonne wiegt! Modelle von Weißen Zwergen können mit den Gesetzen der Quantenmechanik berechnet werden -- Wenn die Masse 1,4 M überschreitet, ist die Elektronenentartung nicht mehr stark genug, um der Schwerkraft zu widerstehen, und der Weiße Zwerg kollabiert abrupt zu einem Neutronenstern. (Animation von G. Rieke) Die Sonne wird ihr Leben als Weißer Zwerg beenden. Neutronensterne: Das Schicksal der Sterne mit M>1.4M Massereiche Sterne können noch dramatischer an Masse verlieren als planetarische Nebel: Ein weiterer Kollaps wird durch den Druck des "Neutronengases" verhindert, das sich analog zum Verhalten von Elektronen in Weißen Zwergen als entartete Materie verhält. In den späten 1960er Jahren entdeckten Radioastronomen eine Art von Radioquelle, die sie "Pulsare" nannten 1) haben normalerweise keine sichtbaren Gegenstücke 2) ihre Funkausgabe variiert in einem präzisen, sich wiederholenden Muster 3) sie werden in oder in der Nähe von Supernova-Überresten gefunden Pulsare galten bei ihrer ersten Entdeckung als äußerst bemerkenswert, weil ihre Variationen extrem kurz waren (von Bruchteilen einer Sekunde bis zu einigen Sekunden, die sich stark von den 10-1000-Tage-Perioden für Rote Riese/Überriesen-Variablen unterschied) und wegen der extreme Konstanz ihrer Perioden --- sie sind extrem genaue Uhren. Ein normaler Stern könnte nicht so schnell und regelmäßig variieren, denn selbst bei Lichtgeschwindigkeit könnte er nicht schnell genug über seinen Durchmesser kommunizieren! Neutronensterne waren die einzigen vorhergesagten Objekte, die das Verhalten von Pulsaren aufweisen könnten 20 Tage Rotationsperiode, würde es sich auf eine pulsarähnliche Zeitskala beschleunigen, wenn es auf eine Größe von nur 10 km im Durchmesser geschrumpft würde. Später stellte sich heraus, dass alle Pulsare verlangsamen sich, aber so langsam, dass die Veränderung nur mit den genauesten Atomuhren erkannt werden kann. Eine weitere Bestätigung ergibt sich aus der Äquivalenz der Energiemenge im austretenden Teilchen- und Lichtstrahl und dem Energieverlust, der durch die Geschwindigkeit der Verlangsamung angezeigt wird. Informationen zum AutorMitgliedschaftenDepartment of Physics, The University of Warwick, Coventry, UK M.A. Hollands, P.-E. Tremblay, B. T. Gänsicke, P. Chote, N. P. Gentile-Fusillo, M. J. Hoskin, T. R. Marsh & D. Steeghs Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, La Plata, Argentinien M. E. Camisassa & A. H. Córsico Instituto de Astrofísica de La Plata, UNLP-CONICET, La Plata, Argentinien M. E. Camisassa & A. H. Córsico Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Universität Kiel, Kiel, Deutschland Department of Physics, Faculty of Science, Naresuan University, Phitsanulok, Thailand Institut für Physik und Astronomie, University of Sheffield, Sheffield, UK Instituto de Astrofísica de Canarias, Teneriffa, Spanien Europäische Südsternwarte, Garching, Deutschland Departamento de Astrofísca, Universidad de La Laguna, La Laguna, Spanien Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen Sie können auch in PubMed Google Scholar nach diesem Autor suchen BeiträgeM.A.H., P.-E.T. und B.T.G. leitete das Projekt, einschließlich der Interpretation von WD J0551+4135. M.E.C. berechnet die Innenraum-CO/ONE-Core-Modelle. D. K. berechnete die Hüllkurvenmodelle und beriet M.A.H. zur atmosphärischen Modellierung. NPG-F. erwarb die erste Lichtkurve des Liverpool Telescope. A.A., V.S.D. und T.R.M. die TNT-Lichtkurven erworben. PC kalibrierte das Liverpool-Teleskop und die TNT-Lichtkurven und ihre Amplitudenspektren. A.H.C. berechneten die Pulsationseigenschaften von WD J0551+4135 aus den CO/ONE-Innenraummodellen. M.J.H. und P. I. erfasste die WHT-spektroskopischen Daten von WD J0551+4135. D.S. hat die Swift-Photometrie von WD J0551+4135 erworben und kalibriert. Korrespondierender AutorWeiße Zwerge und die Chandrasekhar-Grenze
Interagieren Sie auf Desktop, Handy und Cloud mit dem kostenlosen Wolfram Player oder anderen Wolfram Language-Produkten. Ein Weißer Zwerg ist der Überrest eines Hauptreihensterns mit Masse Zu den ersten identifizierten Weißen Zwergen im Jahr 1915 gehört Sirius B, der Begleiter von Sirius. S. Chandrasekhar schlug 1931 vor, dass in einem stellaren Überrest mit einer Masse von mehr als ungefähr 1,44 Es wird manchmal gesagt, dass Weiße Zwerge Dichten in der Größenordnung von Tonnen pro Teelöffel haben, während Neutronensterne Dichten von Milliarden Tonnen pro Teelöffel haben (1 Tonne oder metrische Tonne entspricht 1000 kg). Wenn der Reststern eine Masse hat, die die Tolman&ndashOppenheimer&ndashVolkoff-Grenze von etwa . überschreitet Beigesteuert von: S. M. Blinder (April 2020) |
(weniger als etwa das Vierfache der Masse 
der Sonne), das seinen Wasserstoffbrennstoff durch Fusion zu Helium verbraucht hat. Ein solcher Stern wird sich zunächst zu einem Roten Riesen ausdehnen, wenn er Helium in seinem Kern durch Triple-Alpha-Prozesse zu Kohlenstoff und Sauerstoff verschmilzt. Nachdem der Stern seine äußeren Schichten abgeworfen und einen planetarischen Nebel ausgestoßen hat, besteht der Überrest hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff und ist für weitere Fusionsreaktionen unfähig. Die Oberflächentemperatur liegt zunächst im Bereich von 8000 bis 40.000 K, was eine weiße Farbe impliziert, daher die Bezeichnung weißer Zwerg. Das Gravitationsfeld des Weißen Zwergs lässt einen Körper von etwa der Größe der Erde kollabieren. Dabei eine der Sonne vergleichbare Masse, 
, wird auf einen mit der Erde vergleichbaren Radius komprimiert, 
. Einem weiteren Kollaps widerstehen die Elektronen der Kohlenstoff- und Sauerstoffatome, die a . bilden entartetes Elektronengas nach einer Fermi&ndashDirac-Verteilung. Der nach außen gerichtete Druck der Elektronen, der der Gravitationskompression entgegenwirkt, ist somit ein rein quantenmechanischer Effekt, der auf das Ausschlussprinzip zurückgeführt werden kann.
, bekannt als Chandrasekhar-Grenze, überwindet die Gravitation den Elektronenentartungsdruck und der Weiße Zwerg kollabiert auf einen Bruchteil seines Volumens zu a Neutronenstern. Dies hängt damit zusammen, dass die Elektronen in der Nähe des Fermi-Niveaus ultrarelativistisch werden, mit Energien, die sich der Elektronenruheenergie nähern 
. Ein Neutronenstern ist auch ein entartetes fermionisches Quantensystem von Neutronen, in das die Kohlenstoff- und Sauerstoffkerne kollabieren. In einem Neutronenstern wird eine Sternmasse auf einen Radius in der Größenordnung von 10 km komprimiert. Einige Neutronensterne können Strahlen elektromagnetischer Strahlung aussenden, wodurch sie als Pulsare nachweisbar sind.
, die Kombination aus Entartungsdruck und Kernkräften reicht nicht mehr aus, um den Neutronenstern zu unterstützen, und er kollabiert weiter, um ein Schwarzes Loch zu bilden.
