Hvite dverger er ekstremt tette stjerner . De har massen av omtrent halvparten solens masse, men er bare litt større enn jorden. Hvite dverger er 200 000 ganger tettere enn Jordens . En teskje av hvit dverg materiale ville veie 5,5 tonn på Jorden . Kun nøytronstjerner og sorte hull er tettere enn hvite dverger .
Temperatur på en White Dwarf
Fordi det er ingen fusjon finner sted innenfor hvite dverger , de kontinuerlig kult ned. I utgangspunktet overflatetemperaturer er rundt 100 000 Kelvin . Ikke alle hvite dverger er hvite ; snarere er deres farge relatert til deres temperatur , opptrer som en visuell termometer . De vises blå på rundt 50.000 Kelvin , hvit på rundt 10.000 Kelvin , og gult og rødt under 6000 Kelvin . Blå hvite dverger er sjelden å finne , som hvite dverger kjøle svært raskt i starten. Gule og røde hvite dverger er like vanskelig å finne fordi de er veldig svak . Når hvite dverger helt kald , blir de sorte dverger .
Sammensetningen av en hvit dverg
Kjernen i en hvit dverg er sammensatt av en krystallinsk gitter av karbon -og oksygenatomer . Denne avkjøling hunk av karbon er sluttproduktet av trippel -alfa -prosessen, hvorved helium er smeltet inn i karbon. Dette skjer mens stjernen er en rød kjempe . Stjerner som danner hvite dverger ikke har nok masse til å generere varme som kreves for å smelte karbon til tyngre grunnstoffer .
Hvilken størrelse Stars blir hvite dverger ?
Hvite dverger er dannet av hoved sekvens stjerner ; imidlertid , med stjerner , betyr størrelsen noe . Størrelsen av stjerner er målt i solcelle masser , med en sol- massen som tilsvarer massen av solen. Bare stjerner som er mindre enn fire solmasser blir hvite dverger .
Dannelsen av hvite dverger
Stars balansere sin massive gravitasjonen med ytre kraft genereres ved fusjon av hydrogen til helium . Når stjerner mindre enn fire solcelle massene drives av hydrogen, de kollapser under tyngdekraften. Som de kollapser , genererer de varme . Denne varmen reignites den siste gjenværende hydrogen og de utvider til å danne røde kjemper . I løpet av denne fasen , er de i stand til å fusjonere deres helium til karbon . Stjernen så kollapser igjen , blåser av sin ytre masse for å danne en planetarisk tåke . Kjernen som blir igjen i midten danner en hvit dverg , sakte avkjøling over milliarder av år .
Forskjellen mellom hvite dverger og nøytronstjerner
Hvite dverger er holdt fra kollapse ytterligere ved Pauliprinsippet . Enkelt sagt , de har ikke nok masse til å tvinge sine elektroner noe nærmere , kjent som elektronet degeneracy barriere . Den maksimale kjernemassefor en hvit dverg er 1,44 solmasser , kjent som Chandrasekhar grensen . Imidlertid vil kjernene enn 1,44 solmasser fortsetter å bryte sammen før de når nøytronet degenerasjon barriere og danner nøytron -stjerner. Kjerner enn tre solmasser vil kollapse å danne sorte hull .