Witte dwerg

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken
Witte dwergen in het Hertzsprung-Russelldiagram. Jongere witte dwergen met zijn aangegeven met DOV; oudere met DBV en DAV.
Sirius met Sirius B (linksonder)
Spectrumanalyse van wittedwergster G29-38

Een witte dwerg is een van de mogelijke eindfasen van een ster die aan het einde van haar levenscyclus is gekomen. In de witte dwerg vinden dus geen kernreacties meer plaats.

De massa van de kern moet kleiner zijn dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet) om de ster in een witte dwerg te laten veranderen. Is de massa groter, dan eindigt de ster als een neutronenster of een zwart gat.[noten 1]

Hoewel witte dwergen heel talrijk zijn, kan er geen enkele met het blote oog worden waargenomen. De eerst waargenomen witte dwerg (al werd die op het moment zelf nog niet als zodanig geklasseerd) was Sirius B in 1862 – aanwijzingen voor zijn aanwezigheid werden al in 1844 gevonden als onregelmatigheden in de baan van Sirius.

Algemene kenmerken[bewerken]

Voordat een ster een witte dwerg wordt, zwelt ze eerst op tot een rode reus en stoot een deel van de materie af in de vorm van een planetaire nevel. De overblijvende kern stort dan in elkaar. De witte dwerg die hierdoor ontstaat heeft een straal van enkele duizenden kilometers en een gigantische dichtheid van honderden ton per kubieke centimeter.

Van de momenteel bekende witte dwergen is de gemiddelde massa ca. 0,6 maal de massa van onze zon; de zwaarste heeft 1.33 keer de zonsmassa.[1] Het volume van de bekende witte dwergen varieert van 0,8% tot 2% van dat van de zon[noten 2]. De gemiddelde dichtheid van een witte dwerg bedraagt zo'n 106 gram per cm³, variërend van 104 gram tot 107 gram per cm³.[2] Dat betekent dat het zwaartekrachtsveld aan het oppervlak enkele honderdduizenden malen sterker is dan aan het aardoppervlak. Vanwege de kleine oppervlakte straalt een witte dwerg – ondanks zijn hoge oppervlaktetemperatuur – 100 tot 10.000 maal minder licht uit dan de zon.

Uiteindelijke lot[bewerken]

De temperatuur van een jonge witte dwerg bedraagt vele tienduizenden K, waarbij hij heel langzaam afkoelt totdat de temperatuur zo laag wordt dat de witte dwerg geen licht meer kan geven; in deze fase is de witte dwerg een zwarte dwerg geworden. Het afkoelen neemt tientallen miljarden jaren in beslag, maar volgens sommige theorieën nog veel langer, tot wel 1036 jaar (afhankelijk van het al dan niet optreden van protonverval en/of de geldigheid van bepaalde unificatietheorieën). Aangezien het heelal pas 13,7 miljard jaar oud is, wordt aangenomen dat zwarte dwergen in het huidige heelal niet bestaan. De oudste bekende witte dwergen (zoals WD 0346+246) hebben een temperatuur van 4000 Kelvin of iets minder.

Volgens nieuw onderzoek is het ook mogelijk dat verschillende witte dwergen botsen en als het ware samengroeien tot een massiever geheel, waarna er een supernova ontstaat. Dit zou zich met name voordoen in elliptische sterrenstelsels.[3]

Eerste ontdekkingen[bewerken]

De eerste ster die als een witte dwerg werd aangemerkt is 40 Eridani B (onderdeel van de drievoudige ster 40 Eridani), die samen met 40 Eridani C op 31 januari 1783 voor het eerst was waargenomen door William Herschel. In 1910 merkten Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering en Williamina Fleming op dat Eridani B tot de spectraalklasse A (wit) behoorde, ondanks het feit dat de ster maar weinig licht uitstraalde. In 1915 ontdekte Walter Adams dat de al eerder ontdekte ster Sirius B tot dezelfde spectraalklasse behoorde.

De benaming white dwarf (in het Nederlands vertaald als "witte dwerg") voor dit type compacte sterren is naar verluidt in 1922 voor het eerst gebruikt door de Nederlands-Amerikaanse astronoom Willem Luyten, en vond hierna algemeen ingang dankzij Arthur Eddington.[4]

In 1917 ontdekte Adriaan van Maanen een derde witte dwerg, nu bekend als de Ster van Van Maanen. Sindsdien werden er aan de hand van hun eigenbeweging snel meer witte dwergen ontdekt; omstreeks 1950 waren er bijna 100 bekend.[5] In 1999 waren er al meer dan 2.000 witte dwergen bekend. Dankzij Sloan Digital Sky Survey worden ze tegenwoordig in grote aantallen gevonden.

Ontaarding[bewerken]

Een witte dwerg stort niet verder in door het uitsluitingsprincipe van Pauli in combinatie met het onzekerheidsprincipe van Heisenberg.

  • Het uitsluitingsprincipe van Pauli zegt dat hooguit twee elektronen dezelfde positie en impuls mogen hebben.
  • Het onzekerheidsprincipe van Heisenberg (, met de constante van Dirac) zegt dat als elektronen ruimtelijk (x) dichter bij elkaar komen, hun impuls (p) moet toenemen.

In een witte dwerg zijn de elektronen zo dicht op elkaar gedrukt dat er geen lage energieniveaus meer beschikbaar zijn, waardoor de elektronen een grotere impuls moeten krijgen. Die impuls zorgt voor het ontstaan van een druk waardoor de witte dwerg ondanks zijn eigen zwaartekracht niet verder kan instorten. Elektronen in deze toestand heten ontaard.

De natuurkundige vergelijkingen die voor ontaarde materie gelden, zijn relatief eenvoudig: de druk hangt alleen af van de dichtheid, de temperatuur doet er niet toe. Witte dwergen waren hierdoor de eerste sterren waarvoor nauwkeurige theoretische modellen konden worden berekend. Subramanyan Chandrasekhar heeft op dit gebied in de jaren 1930 pionierswerk verricht. Het bleek onder meer dat er voor witte dwergen een eenvoudig verband geldt tussen massa en straal: hoe zwaarder de witte dwerg is, des te kleiner hij moet zijn – precies het tegendeel van wat men intuïtief zou verwachten.

Wiskundig model[bewerken]

Een model voor een witte dwerg is veel eenvoudiger dan een model voor een gewone ster. Dit is een gevolg van de ontaarding, waardoor de druk, dichtheid en massaverdeling kunnen berekend worden doorheen de witte dwerg zonder de temperatuur nodig te hebben. Een eenvoudig model bestaat uit drie vergelijkingen:

  • De vergelijking die de massaverdeling beschrijft:
  • Het verband tussen druk en dichtheid in geval van elektronenontaarding. Dit maakt gebruik van de hulpfunctie f(x):
Druk en dichtheid zijn dan gekoppeld door:

waarbij de gemiddelde molaire massa is. In het inwendige van een witte dwerg is dit gelijk aan 2. Concreet wordt gestart van een centrale dichtheid. Deze dient als beginvoorwaarde voor de vergelijking van hydrostatisch evenwicht. De beginvoorwaarde van de massavergelijking is 0, want binnen een bol met straal 0 kan zich geen massa bevinden. De eerste stap vanuit het centrum moet worden uitgevoerd door Taylorreeksontwikkelingen van de twee genoemde differentiaalvergelijkingen ten einde een deling door nul te vermijden. De twee differentiaalvergelijkingen (voor de massaverdeling en voor hydrostatisch evenwicht) worden numeriek opgelost. Bij elke stap doorheen de witte dwerg kan dan de bijhorende dichtheid berekend worden vanuit de druk. Dit vereist het oplossen van de hulpfunctie f(x), hetgeen snel en efficiënt kan gebeuren door gebruik te maken van de methode van Newton-Raphson. De waarde van x van de vorige stap kan hierbij als startwaarde gebruikt worden. De iteraties worden gestopt wanneer de druk negatief geworden is, hetgeen betekent dat de rand van de ster overschreden is. De rand zelf kan dan geïnterpoleerd worden tussen de laatste laag met positieve druk en de laag met negatieve druk. Dit eenvoudige model houdt geen rekening met een eventuele atmosfeer.

Onderstaande tabel toont de resultaten van dit wiskundige model van een witte dwerg. Links de logaritme van de centrale dichtheid, daarnaast de massa uitgedrukt in zonnemassa en vervolgens de straal uitgedrukt in kilometer. Centrale dichtheden van witte dwergen zijn gesitueerd tussen en . Uit de tabel blijkt dat de massa niet boven de 1.44 zonnemassa kan uitstijgen, en dat een zwaardere witte dwerg ook een kleinere straal heeft.

Log(centr.dichtheid) Massa (Zonsmassa) Straal (km)
8.39 0.22 13887
9.29 0.50 9607
10.20 0.89 6495
11.00 1.16 4291
11.83 1.33 2708
13.00 1.42 1326
14.00 1.44 665

Koolstof en zuurstof[bewerken]

Men denkt dat witte dwergen bestaan uit koolstof en zuurstof (volledig geïoniseerd in de vorm van een dicht plasma), met een atmosfeer van waterstof en helium.

Deze elementen zijn, toen de ster nog een "gewone" ster was, ontstaan bij het volgende fusieproces:

Eerst werd waterstof omgezet in helium:

4(1H) → 4He+2 positronen+2 neutrino's


Toen de waterstof was "opgebrand", nam de druk door de zwaartekracht toe en vond de volgende stap plaats waarbij helium fuseerde tot koolstof:

3(4He) → 12C


Daarna volgde een reactie waarbij zuurstof werd gevormd

12C +4He → 16O

Externe links[bewerken]