Witte dwerg
Van Wikipedia
Een witte dwerg is 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 dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet) zijn, want anders eindigt de ster als een neutronenster, een quarkster of een zwart gat.
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 kern stort dan in tot een witte dwerg. Die heeft een straal van enkele duizenden kilometers en een dichtheid van honderden tonnen per kubieke centimeter.
Een doorsnee witte dwerg heeft ongeveer één zonnemassa, maar het volume is niet groter dan de aarde. Dat betekent dat het zwaartekrachtsveld aan de oppervlakte enkele honderduizenden malen sterker is dan aan het aardoppervlakte. Vanwege de kleine oppervlakte straalt een witte dwerg – ondanks de hoge oppervlaktetemperatuur – 100 tot 10.000 maal minder licht uit dan de zon. Hoewel de witte dwergen heel talrijk zijn, is er daarom geen enkele die met het blote oog kan worden waargenomen. De eerst waargenomen witte dwerg was Sirius B in 1862, aanwijzingen voor zijn aanwezigheid werden al in 1844 gevonden als onregelmatigheden in de baan van Sirius.
De temperatuur van een jonge witte dwerg is hoog: vele tienduizenden K, waarbij hij heel langzaam afkoelt tot een zwarte dwerg. Zwarte dwergen zijn nog nooit waargenomen omdat het afkoelen 10-tallen miljarden jaren in beslag neemt. Dat is langer dan de leeftijd van het heelal tot nu toe.
[bewerk] Ontaarding
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 (Δx·Δp > h/2π, met h de constante van Planck) 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 in kan storten. 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 moet hij zijn – precies het tegendeel van wat je intuïtief zou verwachten.
[bewerk] Koolstof en zuurstof
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 het 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
