Un enano blanco, también llamado un el enano degenerado, es una pequeña estrella integrada sobre todo por la materia Electrón-degenerada . Pues los enanos blancos tienen masa comparable al Sun 's y su volumen es comparable a la tierra 's, son mismo el denso. Su luminosidad débil viene de la emisión del calor almacenado . El faintness inusual de los enanos blancos primero fue reconocido en 1910 por el Henry Norris Russell, el Edward Charles Pickering y el Williamina Fleming ;, Por lo tanto, componen generalmente a los enanos blancos del carbón y del oxígeno. Es también posible que las temperaturas de base son suficientes fundir el carbón pero no el neón, en este caso un neón del oxígeno - el enano blanco del magnesio puede ser formado. También, algunos enanos blancos del helio aparecen haber sido formados por pérdida total en sistemas binarios.

El material en un enano blanco experimenta no más reacciones de fusión, así que la estrella no tiene ninguna fuente de energía, ni es apoyó contra el derrumbamiento gravitacional por el calor generado por la fusión. Es apoyada solamente por la presión de la degeneración del electrón, que le permite ser extremadamente densa. La física de la degeneración rinde una masa máxima para un enano blanco nonrotating, el &mdash del límite de Chandrasekhar ; aproximadamente 1.4 mdash solar de las masas ; más allá de cuál no puede ser apoyada por la presión de la degeneración. Un enano blanco del carbón-oxígeno que se acerca a este límite total, típicamente por transferencia total de una estrella de compañero, puede estallar como tipo supernova de Ia vía un proceso conocido como detonación del carbón.

Un enano blanco es muy caliente cuando se forma, pero puesto que no tiene ninguna fuente de energía, irradiará gradualmente lejos su energía y se refrescará abajo. Esto significa que su radiación, que tiene inicialmente una alta temperatura de color, disminuirá y enrojecerá con tiempo. Durante un rato muy largo, un enano blanco se refrescará a las temperaturas en las cuales es no más visible y hace un enano frío del negro. incluso los más viejos enanos blancos todavía irradian en las temperaturas unos miles Kelvins y no se piensa a ningunos enanos negros para existir yet. 73 fue observado otra vez por el Friedrich Jorge Wilhelm Struve en 1825 y por el Otto Wilhelm von Struve en 1851. En 1910, fue descubierto por el Henry Norris Russell, el Edward Charles Pickering y el Williamina Fleming que a pesar de ser una estrella dévil, 40 Eridani B era del tipo espectral A, o blanco. En 1939, Russell miraba detrás en el descubrimiento: ^{, P. 1} Visitaba a mi amigo y benefactor abundante, profesor Edward C. Con amabilidad característica, él se había ofrecido voluntariamente para tener los espectros observados para todo el stars— incluyendo stars&mdash de la comparación; cuál había sido observado en las observaciones para la paralaje estelar que Hinks e hice en Cambridge, y discutí. Este pedazo de trabajo al parecer rutinario probó mismo el fruitful— llevó al descubrimiento que todas las estrellas de la magnitud absoluta muy débil estaban de la clase espectral M. En la conversación sobre este tema (pues lo recuerdo), pedí Pickering acerca de ciertas otras estrellas débiles, no en mi lista, mencionando particularmente 40 Eridani B. característico, él envió una nota a la oficina del observatorio y después de poco tiempo la respuesta vino (pienso de señora Fleming) que el espectro de esta estrella era A. Sabía bastantes sobre ella, incluso en estos días paleozoicos, para realizar inmediatamente que había una inconsistencia extrema entre lo que entonces habríamos llamado `los' valores posibles del brillo y de la densidad superficiales. Debo haber demostrado que no sólo me desconcertaron pero cabizbajo, en esta excepción a lo que parecida una regla muy bonita de características estelares; pero Pickering sonrió sobre mí, y dijo: ¡`Es apenas estas excepciones que llevan a un avance en nuestro conocimiento', y así que los enanos blancos incorporaron el reino del estudio! El tipo espectral de 40 Eridani B fue descrito oficialmente en 1914 por el Gualterio Adams .

El compañero Sirius, Sirius B, estaba al lado de se descubra. Durante el siglo XIX, las medidas posicionales de algunas estrellas llegaron a ser bastante exactas para medir pequeños cambios en su localización. El Friedrich Bessel utilizó apenas tales medidas exactas para determinar que las estrellas Sirius (Canis Majoris del α) y el Procyon (Canis Minoris del α) cambiaba sus posiciones. En 1844 él predijo que ambas estrellas tenían compañeros no vistos: Si miráramos el Sirius y el Procyon del como estrellas dobles, el cambio de sus movimientos no nos sorprendería; debemos reconocerlos cuanto sea necesario, y tenemos investigar solamente su cantidad por la observación. Pero encenderse no es ninguna característica verdadera de Massachusetts. La existencia de estrellas visibles innumerables no puede probar nada contra la existencia invisibles las innumerables. Bessel estimaba áspero el período del compañero de Sirius para ser sobre medio siglo; No era hasta el 31 de enero, 1862 que el Alvan Graham Clark observó una estrella previamente no vista cerca de Sirius, identificado más adelante como el compañero previsto.

En 1917, el Adrián Van Maanen descubrió a Estrella, enano blanco aislado de Van Maanen. Estos tres enanos blancos, primero haber descubierto, son los enanos blancos clásicos del supuesto. el término fue popularizado más adelante por el Arturo Stanley Eddington . y antes de 1999, sobre 2. La encuesta sobre el cielo de Sloan Digital ha encontrado desde entonces sobre 9.000 enanos blancos, sobre todo nuevos.

Composición y estructura

Aunque conozcan a los enanos blancos con las masas estimadas de hasta sólo 0.17 y tan altas como 1.33 masas solares, la distribución en masa se enarbola fuerte en 0.6 masas solares, y la mentira de la mayoría entre 0.7 Massachusetts solares esto es comparable al radio de la tierra de aproximadamente 0. Un enano blanco, entonces, embala la masa comparable al Sun en un volumen que sea típicamente millón de veces más pequeño que el Sun; la densidad media de la materia en un enano blanco debe por lo tanto ser, muy áspero, 1.000 veces mayor que la densidad media del Sun, o los gramos (1 tonelada aproximadamente 10⁶) por el centímetro cúbico .

Encontraron a los enanos blancos para ser extremadamente densos pronto después de su descubrimiento. Si una estrella está en un sistema binario, al igual que el caso para Sirius B y 40 Eridani B, es posible estimar su masa de observaciones de la órbita binaria. Esto fue hecha para Sirius B antes de 1910, rindiendo una estimación total de 0. (Una estimación más moderna de A es Massachusetts solar 1.00) puesto que cuerpos más calientes irradian más los que más fríos, el brillo superficial de una estrella se puede estimar de su temperatura superficial eficaz, y por lo tanto de su espectro . Si se sabe la distancia de la estrella, su luminosidad total puede también ser estimada. Comparación el radio de las dos figuras producciones de la estrella. El razonamiento de esta clase llevó a la realización, desconcertando a los astrónomos en ese entonces, que Sirius B y 40 Eridani B debe ser muy denso. Por ejemplo, cuando el Ernst Öpik estimaba la densidad de un número de estrellas binarias visuales en 1916, él encontró que 40 Eridani B tenían una densidad durante de 25.000 veces el Sun 's, que era tan alto que él lo llamó " impossible". Como el Arturo Stanley Eddington lo puso más adelante en 1927: ^{, P. 50} Aprendemos sobre las estrellas recibiendo e interpretando los mensajes que su luz nos trae. El mensaje del compañero de Sirius cuando fue descifrado funcionó: `Me componen del material 3.000 veces más denso que cualquier cosa usted ha parecido nunca; una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que usted podría poner en una caja de fósforos.' ¿Qué contestación puede una hace a tal mensaje? La contestación que la mayor parte de hicimos en el was&mdash 1914; `Cerrado. No hablar el absurdo.' Como Eddington precisado en 1924, las densidades de esta orden implicaron que, según la teoría de la relatividad general, la luz de Sirius B debe ser el gravitacional redshifted. Esto fue confirmada cuando Adams midió este desplazamiento hacia el rojo en 1925.

Tales densidades son posibles porque el material del enano blanco no se compone de los átomos limitado por los vínculos químicos pero consisten en algo un plasma de los núcleos desatados y los electrones allí no son por lo tanto ningún obstáculo a poner núcleos más cercano a uno a que mdash de los orbitarios del electrón; las regiones ocupadas por los electrones limitan a un atom— permitiría normalmente. Esta paradoja fue resuelta por el cazador de aves R. en 1926 por un uso de los mecánicos de Quantum nuevamente ideados . Puesto que los electrones obedecen el principio de exclusión de Pauli, ningunos dos electrones pueden ocupar el mismo estado, y deben obedecer las estadísticas de Fermi-Dirac, también introducidas en 1926 para determinar la distribución estadística de las partículas que satisfacen el principio de exclusión de Pauli. En la temperatura cero, por lo tanto, los electrones no podían todos ocupar la bajo-energía, o el de tierra, estado del ; algunos de ellos tuvieron que ocupar los estados de la alto-energía, formando una venda de los estados de energía bajo-disponibles, el mar de Fermi. Este estado de los electrones, llamado el degenerado, significado que un enano blanco podría refrescarse a la temperatura cero y todavía poseer alta energía. Otra manera de derivar este resultado está por medio del principio de incertidumbre : la alta densidad de electrones en un enano blanco significa que sus posiciones están localizadas relativamente, creando una incertidumbre correspondiente en sus ímpetus. Esto significa que algunos electrones deben tener alto ímpetu y por lo tanto energía arriba cinética. Esta presión de la degeneración del electrón es qué apoya a enano blanco contra el derrumbamiento gravitacional . Depende solamente de densidad y no de temperatura. La materia degenerada es relativamente compresible; esto significa que la densidad de un enano blanco de la alto-masa es tanto mayor que la de un enano blanco de la bajo-masa a que el el radio de un enano blanco disminuya como sus aumentos totales . y en 1930 de la deshuesadora de Edmundo C. El valor moderno del límite primero fue publicado en 1931 por el Subrahmanyan Chandrasekhar en su " de papel; La masa máxima de Dwarfs" blanco ideal;. Para un enano blanco nonrotating, es igual al &mu de aproximadamente 5.7/; masas solares de _e², donde &mu del ; _e es el peso molecular medio por el electrón del star. (63) como los carbon-12 y los oxygen-16 que componen predominante a enano blanco ambos del carbón-oxígeno tienen número atómico igual a la mitad de su peso atómico, uno deben tomar &mu del ; _e igual a 2 para tal estrella, la masa limitadora ahora se llama el límite de Chandrasekhar .

Si un enano blanco excediera el límite de Chandrasekhar, y las reacciones nucleares no ocurriera, la presión ejercida por los electrones podría no más balancear la fuerza de la gravedad, y se derrumbaría en un objeto más denso tal como una estrella de neutrón o calabozo . Sin embargo, la masa de acrecentamiento de los enanos blancos del carbón-oxígeno de una estrella vecina experimenta una reacción de fusión nuclear del fugitivo, que lleva al un tipo explosión de la supernova de Ia en el cual destruyan al enano blanco, momentos antes de alcanzar el Massachusetts limitador.

Los enanos blancos tienen luminosidad baja y por lo tanto ocupan una tira en la parte inferior del diagrama, un gráfico de la luminosidad estelar contra color (o temperatura) de Hertzsprung-Russell. No deben ser confundidos con los objetos de la bajo-luminosidad en el extremo de la bajo-masa de secuencia principal, tal como el hidrógeno - que funde a los enanos rojos del cuyos corazones son apoyados en parte por la presión termal, o incluso a los enanos de Brown de la bajo-temperatura

relación del Masa-radio y límite de la masa

Es simple derivar una relación áspera entre la masa y los radios de enanos blancos que usan una discusión de la minimización de la energía. La energía del enano blanco puede ser aproximada tomándolo para ser la suma de su energía potencial gravitacional y de la energía cinética . La energía potencial gravitacional de un pedazo de la masa de unidad de enano blanco, E _g, estará en la orden de GM / R −, donde está el constante el G gravitacional, el M es la masa del enano blanco, y el R es su radio. La energía cinética de la masa de unidad, E _k, vendrá sobre todo del movimiento de electrones, así que será aproximadamente el m del p ²/2 del N, donde está el ímpetu el p medio del electrón, el m es la masa del electrón, y el N es el número de electrones por Massachusetts de la unidad. Puesto que los electrones son el degenerado, podemos estimar el p para estar en la orden de la incertidumbre en el ímpetu, Δ p, dado por el principio de incertidumbre, que dice ese Δ &Delta del p ; el x está en la pedido reducido Planck constante, ħ . Δ el x estará en la orden de la distancia media entre los electrones, que serán aproximadamente el n ^−1/3, es decir, el recíproco de la raíz cúbica de la densidad del número, n, de electrones por volumen de unidad. Puesto que hay electrones del M del N en el enano blanco y su volumen está en la pedido del R ³, el n estará en la pedido del M / R ³ del N .

Solucionando para cinético energía por unidad masa, E _k, nosotros encuentran ese


$E\_k\; \backslash \; aproximadamente\; \backslash \; frac\; \{\}\; \backslash \; aproximadamente\; \backslash \; n^\; N\; \backslash \; hbar^2\; del\; frac\; de\; N\; (\backslash \; del\; delta\; p)^2\}\; \{los\; 2m\; \{\{2/3\}\}\; \{los\; 2m\}\; \backslash \; aproximadamente\; \backslash \; frac\; \{M^\; \{2/3\}\; N^\; \{5/3\}\; \backslash \; hbar^2\}\; \{los\; 2m\; R^2\}.$ El enano blanco estará en el equilibrio cuando se reduce al mínimo su energía total, E _g + el E _k. A este punto, las energías potenciales cinéticas y gravitacionales deben ser comparables, así que podemos derivar una relación áspera del masa-radio comparando sus magnitudes:


$|E\_g|\backslash \; aproximadamente\; \backslash \; frac\; \{GM\}\; \{R\}\; =\; E\_k\; \backslash \; aproximadamente\; \backslash \; frac\; \{M^\; \{2/3\}\; N^\; \{5/3\}\; \backslash \; hbar^2\}\; \{los\; 2m\; R^2\}.$ Solucionando esto para el radio, el R, da para un enano blanco uniformemente giratorio, los aumentos totales limitadores solamente levemente. Sin embargo, si la estrella se permite girar nonuniformly, y la viscosidad se descuida, después, como fue precisado por el Fred Hoyle en 1947, no hay límite a la masa para la cual es posible que un enano blanco modelo esté en equilibrio estático. No todos los éstos modelan las estrellas, sin embargo, ser establo dinámicamente .

Radiación y enfriamiento

La radiación visible emitida por los enanos blancos varía sobre una gama ancha del color, del color azul-blanco de un O-tipo estrella de secuencia principal al rojo de la mañana - mecanografiar a el enano rojo . Las temperaturas superficiales eficaces del enano blanco extienden sobre de 150.000 K de acuerdo con la ley, aumentos de Stefan-Boltzmann de la luminosidad con el aumento de la temperatura superficial; esta gama de temperaturas superficial corresponde a una luminosidad a partir durante de 100 veces el Sun a 1/10,000o inferior el del Sun.

A menos que acreciente el del enano blanco materia de de la estrella de compañero o de la otra fuente, esta radiación viene de su calor almacenado, que no se llena. Los enanos blancos tienen una superficie extremadamente pequeña para irradiar este calor de, así que siguen siendo durante mucho tiempo. ^{caliente, tabla 2.} aunque el material del enano blanco sea inicialmente &mdash del plasma ; un líquido integrado por los núcleos y el mdash de los electrones ; fue predicho teóricamente en los años 60 que en una última etapa del enfriamiento, debe cristalizar, comenzando en el centro de la estrella. La estructura cristalina es probablemente un enrejado cúbico Body-centered . y en 2004, Travis Metcalfe y un equipo de investigadores en el Harvard-Smithsonian se centran para la astrofísica estimada, en base de tales observaciones, que el aproximadamente 90% de la masa BPM 37093 habían cristalizado. El otro trabajo da una fracción total cristalizada de entre el 32% y el 82%.

La mayoría de los enanos blancos observados tienen temperaturas superficiales relativamente altas, entre 8. Esta tendencia para cuando alcanzamos a enanos blancos extremadamente frescos; observan a pocos enanos blancos con las temperaturas superficiales debajo de 4.000 K, y una de la haber observado hasta ahora más fresca, el WD 0346+246, tiene una temperatura superficial de aproximadamente 3. La razón de esto es que, pues la edad del universo es finita, no ha habido hora para que los enanos blancos se refresquen abajo debajo de esta temperatura. La función de la luminosidad del enano blanco se puede por lo tanto utilizar para encontrar el tiempo en que las estrellas comenzaron a formar en una región; una estimación para la edad del disco galáctico encontrado de esta manera es 8 mil millones years.^{, § 5– 6} esta atmósfera, la única parte del enano blanco visible a nosotros, es probablemente la tapa de un sobre que sea un residuo del sobre de la estrella en la fase del AGB y pueda también contener el material acrecentó del medio interestelar . El sobre se cree para consistir en una capa helio-rica con la masa no más que la a/100o de la masa total de la estrella, que, si hidrógeno-se domina la atmósfera, es cubierta por una capa hidrógeno-rica con la a/10,000o de la masa aproximadamente de las estrellas mass. ^{total, § 4– 5.}

Aunque sean finas, estas capas externas determinen la evolución termal del enano blanco. Los electrones degenerados en el bulto de una conducta del enano blanco calientan bien. La mayor parte de una masa del enano blanco casi es por lo tanto el isotérmico, y es también caliente: un enano blanco con la temperatura superficial entre 8.000 K tendrá una temperatura de base entre aproximadamente 5. La opacidad de sus capas externas a la radiación guarda al enano blanco del enfriamiento muy rápidamente solamente. y los varios esquemas de clasificación se han propuesto y se han utilizado desde entonces. El sistema funcionando fue introducido por Edward M. Sion y sus co-autores en 1983 y se ha revisado actual posteriormente varias veces. Clasifica un espectro por un símbolo que consista en una D inicial, una letra que describe la característica primaria del espectro seguido por una secuencia opcional de letras que describen las características secundarias del espectro (según las indicaciones de la tabla a la derecha), y un número de índice de la temperatura, computado dividiendo 50.400 K por la temperatura eficaz . Por ejemplo:
Un enano blanco con solamente el él las líneas de I en su espectro y una temperatura eficaz de 15.000 K podría ser dado la clasificación de DB3, o, si fue autorizado por la precisión de la medida de la temperatura, DB3.
Un enano blanco con un campo magnético polarizado, una temperatura eficaz de 17.000 K, y un espectro lo dominó por el las líneas de I que también tenían características del hidrógeno se podrían dar la clasificación de DBAP3. ¿Los símbolos? y: puede también ser utilizado si la clasificación correcta es incierta. Esta ley supuesta, a veces llamada el efecto de Blackett, nunca estaba generalmente aceptada, y por los años 50 incluso Blackett sentía que había sido refuted. 39– 43 en los años 60, fue propuesto que los enanos blancos pudieron tener campos magnéticos debido a la conservación del flujo magnético superficial total durante la evolución de una estrella non-degenerate a un enano blanco. Un campo magnético superficial de ~100 gauss (0.01 T) en la estrella del progenitor se convirtieron en así un campo magnético superficial de ~100· millón gauss 100²=1 (100 T) una vez que el radio de la estrella se había encogido por un factor de 100. 484 el primer enano blanco magnético que se observará eran el GJ 742, que fue detectado para tener un campo magnético en 1970 por su emisión de la luz circular polarizada . Se piensa para tener un campo superficial de aproximadamente 300 millones de gauss (30 kT).

Variabilidad

Formación

Piensan a los enanos blancos para representar la punto final de la evolución estelar para las estrellas de secuencia principal con las masas de cerca de 0.07 a 10 masas solares.

Estrellas con medio a la alta masa

Si una estrella es suficientemente masiva, su base llegará a ser eventual suficientemente caliente para fundir el carbón al neón, y después para fundir el neón para planchar. Tal estrella no sentirá bien a un enano blanco como la masa de su central, no-fundiéndose, base, apoyada por la presión de la degeneración del electrón, excederá eventual el defendible total posible más grande por la presión de la degeneración. A este punto la base de la estrella el derrumbamiento y estallará en un Corazón-se derrumba la supernova que dejará detrás de una estrella de neutrón el remanente, del calabozo, o posiblemente de una forma más exótica de la estrella del acuerdo. Tal estrella puede salir un remanente del enano blanco integrado principalmente por el oxígeno, el neón, y el magnesio, a condición de que no se derrumba su base, y a condición de que la fusión no procede tan violentamente en cuanto a soplo aparte la estrella en una supernova . Aunque hayan identificado a algunos enanos blancos aislados que pueden ser de este tipo, la mayoría de la evidencia de la existencia de tales estrellas viene de las Novas llamadas las Novas de neón del ONeMg o del . Los espectros de estas Novas exhiben la abundancia de neón, de magnesio, y de otros elementos de la intermedio-masa que aparezcan ser solamente explicables por el aumento del material sobre un enano blanco del oxígeno-neón-magnesio.

Sino

Un enano blanco es haber formado una vez estable y continuará refrescándose casi indefinidamente. Si se asume que el universo continúa ampliándose, se piensa que en 10¹⁹ a los años 10²⁰ las galaxias se evaporarán pues su escape en space. ^{intergaláctico,   de las estrellas ; § Los enanos blancos de IIIA.} deben sobrevivir generalmente esto, aunque una colisión ocasional entre los enanos blancos pueda producir un nuevo que funde a la estrella de o a un enano blanco total estupendo-Chandrasekhar que estallarán en un tipo supernova de Ia. Semejantemente, las observaciones hechas en 2004 indicaron la presencia de una nube de polvo alrededor blanco joven G29-38 de la estrella enana (estimado para haber formado de su progenitor del AGB hace cerca de 500 millones de años), que se pudo haber creado por la interrupción de marea de un cometa que pasa cerca del enano blanco. Si un enano blanco está en un sistema binario con un compañero estelar, una variedad de fenómenos pueden ocurrir, incluyendo las Novas y el tipo supernovas de Ia

Mecanografiar las supernovas de Ia

artículo principal del

l : Tipo supernova de Ia

La masa de un enano blanco aislado, nonrotating no puede exceder el límite de Chandrasekhar de ~1. (Este límite puede aumentar si el enano blanco está girando rápido y nonuniformly.) Los enanos blancos en sistemas binarios, sin embargo, pueden acrecentar material de una estrella de compañero, aumentando su masa y su densidad. Pues su masa se acerca al límite de Chandrasekhar, ésta podría llevar teóricamente a la ignición explosiva de la fusión en el enano blanco o a su derrumbamiento en una estrella de neutrón . En otro mecanismo posible para el tipo supernovas de Ia, el modelo doble-degenerado del, dos enanos blancos del carbón-oxígeno en un sistema binario se combina, creando un objeto con mayor total que el límite de Chandrasekhar en el cual la fusión del carbón entonces se enciende. Las variables aumento-accionadas de la fusión y cataclísmicas se han observado para ser fuentes de la radiografía .

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