Astronomie

Wie viel Masse wird die Sonne haben, wenn sie zum Weißen Zwerg wird?

Wie viel Masse wird die Sonne haben, wenn sie zum Weißen Zwerg wird?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Wie viel Masse wird der Weiße Zwerg in 4 Milliarden Jahren haben, wenn unsere Sonne alle ihre äußeren Gasschichten abstößt und sich in einen Weißen Zwerg verwandelt, verglichen mit dem, was die Sonne heute hat?

Werden sich die Planeten immer noch auf die gleiche Weise umkreisen oder wird die reduzierte Masse dazu führen, dass sich die Bahnen der Planeten ändern, so dass sie das Sonnensystem schließlich verlassen?


Kurze Antwort:

Die Sonne wird auf dem Weg zum Weißen Zwerg etwa die Hälfte ihrer Masse verlieren. Der größte Teil dieses Massenverlusts wird in den letzten paar Millionen Jahren seines Lebens auftreten, während der Phase des asymptotischen Riesenzweigs (AGB). Gleichzeitig wird sich der Bahnradius der Erde um die Sonne verdoppeln (ebenso wie die äußeren Planeten). Leider für die Erde wird der Radius der Sonne auch ungefähr 2 AE erreichen, also wird es geröstet.

Es besteht die Möglichkeit, dass die verringerte Bindungsenergie und die erhöhte Exzentrizität der Erde und der äußeren Planeten zu dynamischen Instabilitäten führen, die zu einem planetarischen Auswurf führen können. Dies hängt stark von der genauen Zeitabhängigkeit des späten, starken Massenverlusts und der Ausrichtung oder Nicht-Ausrichtung der Planeten zu diesem Zeitpunkt ab.

Lange Antwort:

Sterne mit einer Masse von weniger als etwa 8 Sonnenmassen werden ihr Leben als Weiße Zwerge auf einer Zeitskala beenden, die mit abnehmender Anfangsmasse ihrer Hauptreihenfolge zunimmt. Die gebildeten Weißen Zwerge haben eine geringere Masse als ihre Vorläufer-Hauptreihensterne, da ein Großteil der anfänglichen Masse eines Sterns durch Sternwinde (insbesondere während der thermisch pulsierenden asymptotischen Riesenzweigphase) und den endgültigen Auswurf eines planetarischen Nebels verloren geht. Somit ist die aktuelle Verteilung der Weißen Zwerge, die ihren Höhepunkt zwischen $0.6$ und $0,7 Mio._{odot}$ und mit einer Streuung von $sim 0.2 M_{odot}$, spiegelt die Endzustände aller Hauptreihensterne mit $0.9 , die zu Lebzeiten unserer Galaxie Zeit hatten, sich zu entwickeln und zu sterben.

Die zuverlässigsten Informationen, die wir über die Beziehung zwischen der anfänglichen Hauptreihenmasse und der endgültigen Masse des Weißen Zwergs (der Anfangs-End-Massenbeziehung oder IFMR) haben, stammen aus der Messung der Eigenschaften von Weißen Zwergen in Sternhaufen bekannten Alters. Die Spektroskopie führt zu einer Massenabschätzung für den Weißen Zwerg. Die Anfangsmasse wird abgeschätzt, indem man aus der Differenz zwischen dem Alter des Sternhaufens und dem Abkühlungsalter des Weißen Zwergs eine Hauptreihe plus Riesenzweiglebensdauer berechnet. Stellare Modelle sagen uns dann die Beziehung zwischen Hauptreihenfolge plus Riesenlebensdauer und der anfänglichen Hauptreihenmasse, was zu einer IFMR führt.

Eine aktuelle Zusammenstellung von Kalirai (2013) ist unten gezeigt. Dies zeigt, dass ein Stern wie die Sonne mit einer Anfangsmasse von $1M_{odot}$ (oder vielleicht ein oder zwei Prozent mehr, da die Sonne bereits etwas an Masse verloren hat), beendet ihr Leben als Weißer Zwerg mit $M = 0,53 pm 0,03 M_{odot}$. d.h. die Sonne sollte bei stellaren Winden und (möglicherweise) dem Auswurf von planetarischen Nebeln etwa 50% ihrer ursprünglichen Masse verlieren.

Eine umfassende Behandlung dessen, was mit Sonnensystemen passiert, wenn der Zentralstern zeitabhängig Masse verliert, findet sich in Adams et al. (2013). Die einfachsten Fälle sind zunächst kreisförmige Bahnen, bei denen der Massenverlust auf viel längeren Zeitskalen als der Umlaufzeit stattfindet. Mit fortschreitendem Massenverlust nimmt die potentielle Gravitationsenergie zu (wird weniger negativ) und damit steigt die Gesamtorbitalenergie und die Umlaufbahn wird breiter. Grob gesagt, $aM$ ist eine Konstante, wobei $a$ ist der Bahnradius, der eine einfache Folge der Drehimpulserhaltung ist: die Erde würde also in einer Umlaufbahn von 2 au landen.

Bei einer von Null verschiedenen Exzentrizität in der Anfangsbahn oder bei einem schnellen Massenverlust, wie er gegen Ende der AGB-Phase auftritt, wird es jedoch insgesamt unvorhersehbarer, wobei die Exzentrizität ebenfalls zunimmt als Massenverlust fortschreitet. Dies hat eine Folgewirkung bei der Betrachtung der dynamischen Stabilität des gesamten (entwickelten) Sonnensystems und kann zu einem planetarischen Auswurf führen. Je schneller der Massenverlust, desto unvorhersehbarer wird es.

Der Radius eines AGB-Sterns kann berechnet werden mit $ L = 4pi R^2 sigma T_{eff}^{4}$. Sterne an der Spitze des AGB-Zweigs haben Leuchtkraft von $sim 10^{4} L_{odot}$ und $T_{eff} simeq 2500 K$, was zu wahrscheinlichen Radien von führt $sim 2$ au. Es ist also ziemlich wahrscheinlich, dass die Erde, wenn sie nicht ausgeworfen wird oder ihre Umlaufbahn durch eine dynamische Instabilität signifikant verändert wird, wie die inneren Planeten in der äußeren Hülle des AGB-Sterns eingeschlossen und spiralförmig nach innen gedreht wird ...

Selbst wenn es diesem unmittelbaren Schicksal nur knapp entgehen sollte, ist es dann ziemlich wahrscheinlich, dass die Gezeitendissipation schnell Energie aus der Umlaufbahn entzieht und die Erde sich in Richtung der Hülle der Riesensonne dreht ... mit dem gleichen Ergebnis.


Nun, vereinfacht gesagt wird die Sonne sicherlich mindestens ein Viertel ihrer Masse verlieren. Dies liegt daran, dass der größte Teil der Masse der Sonne in ihrem Kern zentriert ist. Und da ein Weißer Zwerg nur der Restkern eines Sterns ist… Oh, und bevor die Sonne ein Weißer Zwerg wird, durchläuft sie die Phase des „Roten Riesen“, in der sie etwa die Größe der Marsbahn erreicht. Alle Planeten werden verglühen oder aufhören zu kreisen, und sie werden aufhören zu existieren, wenn die Nova der Sonne auftritt. Happy End…


Sonnenmasse

Das Sonnenmasse ( M ) ist eine Standard-Masseneinheit in der Astronomie, die ungefähr 2 × 10 30 kg entspricht. Es wird oft verwendet, um die Massen anderer Sterne sowie Sternhaufen, Nebel, Galaxien und Schwarze Löcher anzuzeigen. Es ist ungefähr gleich der Masse der Sonne. Dies entspricht etwa zwei Nichtmillionen (kurze Skala) oder zwei Trillionen (langer Skala) Kilogramm:

Die Sonnenmasse beträgt etwa das 333.000-fache der Erdmasse ( M ) oder das 1047-fache der Masse von Jupiter ( M J).


Die Sonne wirft ihre äußeren Schichten aus und wird zu einem Weißen Zwerg

Ja, aber das negiert Ukmickys Idee nicht. Jupiters Gravitationsbrunnen wird der Empfänger eines Teils dieses ausgestoßenen Gases und Plasmas sein. Die Frage ist, wie viel wird es einziehen?

Ich vermute jedoch, dass es noch 2 Probleme geben wird
1] die ausgestoßene Materie ist zu heiß und bewegt sich zu schnell, um erfasst zu werden
2] Jupiter wird durch Druck und Wind erhitzt und verliert tatsächlich seine eigene Atmosphäre

Ich habe gelesen, dass die Geschwindigkeit der von der Sonne kommenden Gase zu Beginn des Prozesses nur wenige Meilen pro Sekunde beträgt und erst später Tausende von Meilen pro Sekunde erreichen wird. wenn das stimmt, würde Jupiter nicht seine Chance bekommen.


PS ich bin nur ein interessierter Laie und die meisten meiner Informationen kommen über das Web

Mit der Flächenformel einer Kugel hätte eine Kugel mit einem Radius von 1 Jupiter/Sonne eine Oberfläche von 7,6e24 Quadratmeter square
Mit der Flächenformel einer Kreisformel schneidet die Jupiterscheibe mit ihrem Durchmesser von 142984000 Metern 1,6 bis 16 Quadratmeter dieser Kugel. Die Jupiterscheibe fängt also 1,6e16/7,6e24 oder 0,00000021% dieser Kugel ab.

Die Sonne wiegt 2e30 kg. 00000021% davon sind 4,2e23kg, ungefähr 1/10 einer Erdmasse. Jupiter ist 317 mal so massiv wie die Erde.

Wenn also die gesamte Sonne explodieren würde und Jupiters Gravitation nicht mehr als das anziehen würde, was dazu bestimmt war, mit Jupiter zu kollidieren, würde Jupiter nur 1/3170 einer Jupitermasse gewinnen, indem er vorbeiströmendes Sonnengas abfängt. Aber die gesamte Sonne wird nicht explodieren, und Jupiter wird aufgrund seiner Schwerkraft mehr Masse anziehen, als er einfach abfangen würde. Aber Jupiter müsste etwa 100-mal so massiv sein, um ein Stern zu werden. Daher gibt es keine Möglichkeit, dass Jupiter die Fusion entzünden würde.


Anrufbeantworter

Die Sonne wird auf dem Weg zum Weißen Zwerg etwa die Hälfte ihrer Masse verlieren. Der größte Teil dieses Massenverlusts wird in den letzten paar Millionen Jahren seines Lebens auftreten, während der Phase des asymptotischen Riesenzweigs (AGB). Gleichzeitig wird sich der Bahnradius der Erde um die Sonne verdoppeln (ebenso wie die äußeren Planeten). Leider für die Erde wird der Radius der Sonne auch ungefähr 2 AE erreichen, also wird es geröstet.

Es besteht die Möglichkeit, dass die verringerte Bindungsenergie und die erhöhte Exzentrizität der Erde und der äußeren Planeten zu dynamischen Instabilitäten führen, die zu einem planetarischen Auswurf führen können. Dies hängt stark von der genauen Zeitabhängigkeit des späten, starken Massenverlusts und der Ausrichtung oder Nicht-Ausrichtung der Planeten zu diesem Zeitpunkt ab.

Lange Antwort:

Sterne mit einer Masse von weniger als etwa 8 Sonnenmassen werden ihr Leben als Weiße Zwerge auf einer Zeitskala beenden, die mit abnehmender Anfangsmasse ihrer Hauptreihenfolge zunimmt. Die gebildeten Weißen Zwerge haben eine geringere Masse als ihre Vorläufer-Hauptreihensterne, da ein Großteil der anfänglichen Masse eines Sterns durch Sternwinde (insbesondere während der thermisch pulsierenden asymptotischen Riesenzweigphase) und den endgültigen Auswurf eines planetarischen Nebels verloren geht. Somit ist die aktuelle Massenverteilung der Weißen Zwerge, die ihren Höhepunkt zwischen .6$ und .7 M_$ und mit einer Streuung von $sim 0.2 M_$, spiegelt die Endzustände aller Hauptreihensterne mit .9 <M/M_<8 M_$, die zu Lebzeiten unserer Galaxie Zeit hatten, sich zu entwickeln und zu sterben.

Die zuverlässigsten Informationen, die wir über die Beziehung zwischen der anfänglichen Hauptreihenmasse und der endgültigen Masse des Weißen Zwergs (die Anfangs-End-Massenbeziehung oder IFMR) haben, stammen aus der Messung der Eigenschaften von Weißen Zwergen in Sternhaufen bekannten Alters. Die Spektroskopie führt zu einer Massenabschätzung für den Weißen Zwerg. Die Anfangsmasse wird abgeschätzt, indem man aus der Differenz zwischen dem Alter des Sternhaufens und dem Abkühlalter des Weißen Zwergs eine Hauptreihe plus Riesenzweiglebensdauer berechnet. Stellare Modelle sagen uns dann die Beziehung zwischen Hauptreihenfolge plus Riesenlebensdauer und der anfänglichen Hauptreihenmasse, was zu einer IFMR führt.

Eine aktuelle Zusammenstellung von Kalirai (2013) ist unten gezeigt. Dies zeigt, dass ein Stern wie die Sonne mit einer Anfangsmasse von 1 Mio.$ (oder vielleicht ein oder zwei Prozent mehr) beendet sein Leben als Weißer Zwerg mit $M = 0.53 pm 0.03
M_$. d.h. die Sonne sollte bei stellaren Winden und (möglicherweise) dem Auswurf von planetarischen Nebeln etwa 50% ihrer ursprünglichen Masse verlieren.

Eine umfassende Behandlung dessen, was mit Sonnensystemen passiert, wenn der Zentralstern zeitabhängig an Masse verliert, findet sich in Adams et al. (2013). Die einfachsten Fälle sind zunächst kreisförmige Bahnen, bei denen der Massenverlust auf viel längeren Zeitskalen als der Umlaufzeit stattfindet. Mit fortschreitendem Massenverlust nimmt die potentielle Gravitationsenergie zu (wird weniger negativ) und damit steigt die Gesamtorbitalenergie und die Umlaufbahn wird breiter. Grob gesagt ist $aM$ eine Konstante, wobei $a$ der Bahnradius ist: die Sonne würde also in einer Umlaufbahn von 2 au enden.

Bei einer von Null verschiedenen Exzentrizität in der Anfangsbahn oder bei einem schnellen Massenverlust, wie er gegen Ende der AGB-Phase auftritt, wird es jedoch insgesamt unvorhersehbarer, wobei die Exzentrizität ebenfalls zunimmt als Massenverlust fortschreitet. Dies hat eine Folgewirkung bei der Betrachtung der dynamischen Stabilität des gesamten (entwickelten) Sonnensystems und kann zu einem planetarischen Auswurf führen. Je schneller der Massenverlust, desto unvorhersehbarer wird es.

Der Radius eines AGB-Sterns kann berechnet werden mit $ L = 4pi R^2 Sigma T_^<4>$. Sterne an der Spitze des AGB-Zweigs haben Leuchtkraft von $sim 10^ <4>L_$ und $T_ simeq 2500 K$, was zu wahrscheinlichen Radien von $sim 2$ au führt. Es ist also ziemlich wahrscheinlich, dass die Erde, wenn sie nicht ausgeworfen wird oder ihre Umlaufbahn durch eine dynamische Instabilität signifikant verändert wird, wie die inneren Planeten in der äußeren Hülle des AGB-Sterns eingeschlossen und spiralförmig nach innen gedreht wird.


Wie viel Masse wird die Sonne haben, wenn sie zum Weißen Zwerg wird? - Astronomie

25.000 Kelvin. Sirius A (ein normaler Stern, der doppelt so massereich ist wie die Sonne) ist die schwache Quelle oben rechts. In einem optischen Bild würde Sirius A 10.000 Mal heller erscheinen als Sirius B.
Bildnachweis: NASA/CXC/SAO

Weiße Zwergsterne markieren den evolutionären Endpunkt von Sternen mit geringer bis mittlerer Masse wie unserer Sonne. Fusionsprozesse in den Kernen dieser Sterne hören auf, sobald das Helium in Kohlenstoff umgewandelt wurde, da der sich zusammenziehende Kohlenstoffkern keine ausreichend hohe Temperatur erreicht, um sich zu entzünden. Stattdessen zieht es sich zusammen, bis es alle seine Elektronen auf den kleinstmöglichen Platz quetscht, den sie einnehmen können. Der resultierende Elektronendruck entsteht durch quantenmechanische Effekte und verhindert, dass die Schwerkraft den Kern weiter komprimiert. Ein Weißer Zwerg wird daher eher durch den Druck von Elektronen als durch die Energieerzeugung in seinem Kern unterstützt.

Hat sich der Kern nicht mehr zusammengezogen, hat der Weiße Zwerg eine Temperatur von über 100.000 Kelvin und glänzt durch Restwärme. Diese jungen Weißen Zwerge beleuchten typischerweise die äußeren Schichten des ursprünglichen Sterns, der während der Roten Riesenphase ausgestoßen wurde, und erzeugen einen planetarischen Nebel. Diese anhaltende Strahlung des Weißen Zwergs, gepaart mit dem Fehlen einer inneren Energiequelle, bedeutet, dass der Weiße Zwerg sich abzukühlen beginnt. Schließlich, nach Hunderten von Milliarden von Jahren, kühlt der Weiße Zwerg auf Temperaturen ab, bei denen er nicht mehr sichtbar ist und wird zu einem Schwarzen Zwerg. Bei so langen Zeitskalen für die Abkühlung (hauptsächlich aufgrund der kleinen Oberfläche, durch die der Stern strahlt) und dem Alter des Universums, das derzeit auf 13,7 Milliarden Jahre geschätzt wird, strahlen selbst die ältesten Weißen Zwerge noch mit Temperaturen von einigen tausend Kelvin, und Schwarze Zwerge bleiben hypothetische Wesen.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm sind Weiße Zwerge aufgrund ihrer hohen Temperaturen und geringen Größe unterhalb der Hauptreihe zu finden.

Weiße Zwergsterne sind extreme Objekte, die ungefähr die gleiche Größe wie die Erde haben. Sie haben typischerweise eine Dichte von etwa 10 9 kg/m 3 (die Erde hat eine Dichte von etwa 5吆 3 kg/m 3 ), was bedeutet, dass ein Teelöffel Weißer Zwerg mehrere Tonnen wiegen würde. Am einfachsten kann man sich dies vorstellen, wenn man sich vorstellt, die Masse der Sonne in ein Objekt von der Größe der Erde zu pressen! Das Ergebnis ist, dass die Schwerkraft an der Oberfläche des Weißen Zwergs über 100.000 Mal höher ist als die, die wir hier auf der Erde erleben, und dies zieht die Atmosphäre des Sterns in eine extrem dünne Oberflächenschicht von nur wenigen hundert Metern Höhe.

Eine weitere merkwürdige Eigenschaft von Weißen Zwergen ist, dass sie umso kleiner sind, je mehr Masse sie haben. Die Chandrasekhar-Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen ist die theoretische Obergrenze für die Masse, die ein Weißer Zwerg haben und dennoch ein Weißer Zwerg bleiben kann. Jenseits dieser Masse kann der Elektronendruck den Stern nicht mehr tragen und er kollabiert zu einem noch dichteren Zustand – entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Der schwerste beobachtete Weiße Zwerg hat eine Masse von etwa 1,2 Sonnenmassen, während der leichteste nur etwa 0,15 Sonnenmassen wiegt.

Nicht alle Weißen Zwerge existieren isoliert, und ein Weißer Zwerg, der Material von einem Begleitstern in einem Doppelsternsystem ansammelt, kann zu mehreren verschiedenen Eruptionsphänomenen führen. Kataklysmische Variablen resultieren entweder aus dem Aufbau einer schweren Oberflächenschicht aus Wasserstoff auf einem Weißen Zwerg oder aus Instabilitäten beim Akkretionsprozess, während Supernovae vom Typ Ia als die Explosion eines Weißen Zwergs angesehen werden, der die Chandrasekhar-Grenze überschritten hat.

Studieren Sie Astronomie online an der Swinburne University
Alle Materialien sind © Swinburne University of Technology, sofern nicht anders angegeben.


Wie viel Masse wird die Sonne haben, wenn sie zum Weißen Zwerg wird? - Astronomie

Sie haben eine Frage zu Weißen Zwergen oder zu etwas anderem in der Astronomie? Sehen Sie sich diese Liste mit häufig gestellten Fragen an. Wenn Sie nicht finden, wonach Sie suchen, senden Sie Ihre Frage per E-Mail an wdrc@whitedwar& #102.org oder füllen Sie das untenstehende Formular aus und klicken Sie auf die Schaltfläche "ASK". Wir antworten direkt auf Ihre E-Mail-Adresse.

Häufig gestellte Fragen

Wenn Ihre Frage hier nicht beantwortet wird, fragen Sie uns.

Was ist ein weißer Zwerg?

Ein Weißer Zwerg ist eine Art von Stern, der ungefähr so ​​viel Materie wie die Sonne enthält, aber in einer Größe vergleichbar mit der Erde verpackt ist. Es wird angenommen, dass die Mehrheit der Weißen Zwerge hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht.

In Sternen wie der Sonne wird die nach innen gerichtete Schwerkraft durch den nach außen gerichteten Schub des Hochtemperatur-Wasserstoffs im Zentrum ausgeglichen, der zu Helium verschmilzt und dabei Energie freisetzt. Beim Weißen Zwerg gibt es keine Kernfusion. Stattdessen wird die Kraft, die der Schwerkraft entgegenwirkt, "Elektronenentartungsdruck" genannt.

Wie sieht ein weißer Zwerg aus?

Ein Weißer Zwerg sieht mehr oder weniger aus wie jeder andere Stern – ein winziger Lichtpunkt.

Astronomen unterscheiden Weiße Zwerge auf zweierlei Weise von anderen Sternen: (1) Da es sich um lichtschwache Sterne handelt, können wir nur die nahen Sterne sehen, und nahe Sterne scheinen sich relativ zu den Hintergrundsternen zu bewegen (2) sie emittieren den größten Teil ihres Lichts im blauer Teil des Spektrums.

Für eine dramatische Ansicht eines Weißen Zwergs im Zentrum einer ausgestoßenen Gashülle werfen Sie einen Blick darauf.

Wer hat den ersten Weißen Zwerg entdeckt?

Der erste jemals beobachtete Weiße Zwerg heißt "Sirius B" und wurde 1862 von Alvan Clark (einem Teleskopbauer) entdeckt.

Wie wird ein Stern zum Weißen Zwerg?

Der genaue Prozess, wie ein Stern zu einem Weißen Zwerg wird, hängt von der Masse des Sterns ab, aber alle Sterne mit einer geringeren Masse als etwa dem 8-fachen der Sonnenmasse (99% aller Sterne) werden schließlich zu Weißen Zwergen.

Normale Sterne verschmelzen Wasserstoff zu Helium, bis der Wasserstoff tief im Zentrum ausläuft. Bei sehr massereichen Sternen mag dies nur eine Million Jahre dauern – bei Sternen wie der Sonne hält der Wasserstoff jedoch 10.000 Millionen Jahre. Wenn durch die Fusion genügend Helium produziert wird, beginnt es in die Mitte des Sterns zu sinken und dabei etwas Wärme abzugeben. Dies bringt das innere Gleichgewicht des Sterns durcheinander und er beginnt sich zu einem roten Riesen aufzublähen.

Wenn der Stern massiv genug ist, kann er im Zentrum schließlich heiß genug werden, um das Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verschmelzen. Der Stern genießt dann eine weitere relativ stabile Zeit, wenn auch diesmal viel kürzer. Der Kohlenstoff und der Sauerstoff sinken ihrerseits in die Mitte. Wenn der Stern nicht massiv genug ist, um die erforderliche Temperatur zu erreichen, um Kohlenstoff und Sauerstoff zu schwereren Elementen zu verbrennen, sammeln sich diese Elemente einfach in der Mitte, bis der Heliumbrennstoff aufgebraucht ist. Am Ende haben Sie einen weißen Zwergstern aus Kohlenstoff/Sauerstoff.

Wo erfahre ich mehr über die Entwicklung der Sterne?

Probieren Sie diese ExploraTour aus: Ein Blick in das Leben der Stars bei NCAR.

Was ist Chandrasehkars Grenze?

Chandrasehkars Grenze ist die Obergrenze für die Masse eines Weißen Zwergs, etwa das 1,4-fache der Sonnenmasse.

Warum gibt es eine Obergrenze für die Masse eines Weißen Zwergs?

Wenn Atomkerne sehr eng zusammengequetscht werden, überlappen sich die niederenergetischen Bahnen, die Elektronen normalerweise um sie herum einnehmen könnten, mit ähnlichen Bahnen in benachbarten Kernen - die Bahnen werden also nicht mehr zu unterscheiden. Die Regeln der Quantenmechanik sagen uns, dass keine zwei Elektronen dieselbe Umlaufbahn einnehmen können, also werden die Elektronen allein aufgrund der Dichte der Materie in energiereichere Umlaufbahnen gezwungen (auf höhere Geschwindigkeiten getrieben).

Dieser Quantendruck kann der Schwerkraft entgegenwirken, solange die Dichte nicht zu hoch wird. Wenn ein Weißer Zwerg mehr als das 1,4-fache der Masse der Sonne hat, die die Kerne zusammendrückt, stehen den Elektronen zu wenige Bahnen zur Verfügung (da sie sich nicht schneller als die Lichtgeschwindigkeit bewegen können) und der Stern kollabiert - was eine Supernova-Explosion verursacht .

Was ist der Unterschied zwischen einem Weißen Zwerg und einem Roten Zwerg?

"Zwerg" ist ein allgemeiner Begriff für Sterne mit geringerer Masse. Unsere Sonne wird als "Gelber Zwerg" bezeichnet und es gibt viele Sterne mit einer Masse kleiner als die Sonne, die als "Rote Zwerge" bezeichnet werden. Objekte mit sehr geringer Masse, die nicht über genügend Material verfügen, um die Kernfusion im Zentrum zu zünden, werden als "braune Zwerge" bezeichnet.

Die Farbe eines Sterns ist ein Hinweis auf die Temperatur an seiner Oberfläche. Sehr heiße Objekte emittieren mehr blau-weißes Licht, während kühlere Objekte mehr rotes Licht emittieren.


Vorschau auf das Schicksal der Sonne: Ein weißer Zwerg, der im bunten Leichentuch eines planetarischen Nebels lodert

Ein Stern gleicht die nach innen gerichtete Schwerkraft, die durch seine Masse erzeugt wird, mit dem nach außen gerichteten Druck aus, der durch Fusionsreaktionen in seinem Kern erzeugt wird. Wenn der gesamte verfügbare Brennstoff aufgebraucht ist, stoppt die Fusion, die Schwerkraft triumphiert und der Kern kollabiert. Was danach passiert, hängt davon ab, wie viel Masse der dem Untergang geweihte Stern ursprünglich hatte. Bei Sternen mit etwa 10 bis 25 Sonnenmassen ist das Endergebnis ein Neutronenstern mit etwa 1,4-facher Sonnenmasse, der in eine unvorstellbar dichte Kugel von Stadtgröße gepfercht ist. Die Kerne schwererer Sterne können hinter dem Neutronensternstadium kollabieren, zu Schwarzen Löchern werden und effektiv aus dem bekannten Universum herausfallen. Bei Sternen wie der Sonne wird die äußere Atmosphäre in den Weltraum geblasen, während der Kern auf die Größe eines terrestrischen Planeten schrumpft. Das Ergebnis ist ein weißer Zwerg. Dieses Bild von NGC 2440, das 2007 vom Hubble-Weltraumteleskop aufgenommen wurde, zeigt einen brillanten, extrem heißen weißen Zwerg, der im Zentrum der sich ausdehnenden Gaswolken aus der abgeblasenen äußeren Atmosphäre des zum Scheitern verurteilten Sterns leuchtet. Ultraviolettes Licht des Weißen Zwergs, eines der heißesten bekannten, lässt das Gas im sogenannten planetarischen Nebel leuchten.

NGC 2440. Bild: NASA, ESA und K. Noll (STScI)

Zum Thema passende Artikel

Direkte Hinweise auf Kristallisation des Weißen Zwergs gefunden

Mit Daten, die von der ESA-Raumsonde Gaia gesammelt wurden, haben Forscher direkte Beweise dafür gefunden, dass Weiße Zwerge schließlich kristallisieren, wenn sie langsam abkühlen, nachdem ihnen der Treibstoff ausgegangen ist.

Hubble-Kamera fängt atemberaubende neue Ansichten von Sternen ein, die ‘haywire’ gegangen sind

Neue Bilder des Hubble-Weltraumteleskops von gut untersuchten planetarischen Nebeln zeigen sich schnell verändernde Strukturen und werfen ein neues Licht darauf, wie manche Sterne kurz vor dem Ende ihres Lebens „durchgedreht“ werden und spektakuläre Wolken und Jets abwerfen, wenn ihnen der Kernbrennstoff ausgeht .

Hubble feiert 29. Geburtstag mit bemerkenswerter Aussicht auf Southern Crab

Das Hubble-Weltraumteleskop feiert am 24. April seinen 29. Geburtstag, ein Ereignis, das die NASA mit der Veröffentlichung eines spektakulären Bildes des südlichen Krabbennebels im Sternbild Centaurus markiert, das zwei Gaskegel zeigt, die von einem zentralen roten Riesen in den Weltraum geblasen werden und gibt das Aussehen einer Krabbe, die in der Leere schwimmt.


Weißer Zwerg

Weiße Zwergsterne sind in der Astronomie Sterne mit geringer oder mittlerer Masse, die nicht dicht genug sind, um Kerntemperaturen zu erzeugen, um das Element Kohlenstoff (C) in Nukleosynthesereaktionen zu fusionieren. Folglich wird er zu einem Roten Riesen, der schließlich seine äußere Schicht ausstößt, um einen planetarischen Nebel zu bilden. Es bleibt nur ein kleiner Kern aus Kohlenstoff (C) und Sauerstoff (O) in der letzten Phase seines Lebens.

Im Jahr 1862 entdeckte der amerikanische Astronom Alvan Graham Clark (1832 – 1897), dass der zweithellste Stern am Himmel, Sirius (Alpha Canis Majoris), (die Sonne ist der hellste Stern) von einem viel schwächeren Begleiter (Sirius B ). Die Analyse der Umlaufbahn ergab für den Begleiter eine ähnliche Masse wie die der Sonne, während eine Analyse seines Lichts darauf hindeutete, dass seine Größe ungefähr der der Erde entsprach. 1917 entdeckte der niederländisch-amerikanische Astronom Adriaan Van Maanen (1884 – 1946) den zweiten bekannten Weißen Zwerg, den heutigen Stern von Van Maanen. Es ist 14,4 Lichtjahre (wobei ein Lichtjahr die Entfernung ist, die Licht im Vakuum in einem Jahr zurücklegt) von der Sonne im Sternbild Fische entfernt.

Weitere Beobachtungen ergaben, dass Weiße Zwerge im Sonnensystem und wahrscheinlich auch anderswo im Universum relativ häufig sind. Sie waren jedoch unentdeckt geblieben, weil sie so schwach sind. In den 1920er Jahren half die Entwicklung der Quantenmechanik, die Dichte der Weißen Zwerge zu erklären. 1930 berichtete der indisch-amerikanische Astrophysiker und Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar (1910 – 1995), dass Weiße Zwerge nicht massereicher sein können als etwa 1,4 der Sonnenmasse. Diese Grenze wird Chandrasekhar-Grenze genannt. Seit den 2000er Jahren behaupten Astronomen, dass Weiße Zwerge etwa 6% aller Sterne im Sonnensystem der Sonne ausmachen. Während dieser Zeit haben mehrere Weltraumteleskope, wie das Spitzer-Weltraumteleskop der NASA (das 2003 in Betrieb ging) andere Weiße Zwergsterne entdeckt und Astronomen geholfen, mehr über ihre Eigenschaften zu erfahren.

Weiße Zwerge haben eine Masse von vielleicht einem Drittel bis knapp eineinhalb Mal der Masse der Sonne. Astronomen wissen jetzt, dass diese Sterne ihren Vorrat an Kernbrennstoff aufgebraucht haben, der es ihnen ermöglichen würde, wie die Sonne und andere gewöhnliche Sterne zu leuchten. Unter dem Gewicht ihrer eigenen Materie sind sie auf etwa ein Hundertstel der Größe der Sonne zusammengebrochen. Ein grundlegendes Gesetz der Quantenmechanik (d. h. das Pauli-Ausschlussprinzip) begrenzt die Fähigkeit der erdrückenden Schwerkraft, Elektronen in ein immer kleiner werdendes Volumen zu packen. Der Druck dieser hochgepackten Elektronen gleicht das Gewicht des darüber liegenden stellaren Materials aus und stoppt jeden weiteren Kollaps. Da der Elektronendruck aus einer einfachen Packung der Elektronen in einem bestimmten Volumen resultiert, müssen sie nicht wie bei normalen Sternen durch Kernfusion erhitzt werden (die Kernfusion erzeugt den Druck, um das Gewicht der darüber liegenden Material). Astronomen nennen solche dicht gepackte Materie elektronenentartet. Ein Teelöffel solcher Materie würde auf der Erde 40 Tonnen (36,3 Tonnen) wiegen. Weiße Zwerge sind also stabile Sterne, die langsam abkühlen und zu dunkler Sternasche werden.

Da zwei Drittel aller Sterne in Doppelsternsystemen vorkommen, in denen die Komponenten einander umkreisen, ist es nicht verwunderlich, dass viele Weiße Zwerge in Doppelsternsystemen vorkommen. Wenn der Begleiter des Weißen Zwergs altert, wird er sich ausdehnen und beginnen, Materie an die Anziehungskraft des Weißen Zwergs zu verlieren. Dies führt dazu, dass wasserstoffreiche Materie vom normalen Begleiter in die äußeren Schichten des Weißen Zwergs eingespritzt wird. Nachdem sich eine gewisse Menge dieser Materie angesammelt hat, wird sie einer Kernfusionsexplosion unterzogen, die die äußeren Zehntausendstel des Weißen Zwergs wegblasen wird. Die bei dieser Explosion freigesetzte Energie wird das System vielleicht millionenfach oder mehr aufhellen und das bilden, was Astronomen eine Nova nennen. Das Ausmaß der Explosion hängt entscheidend von Aspekten des Spendersterns sowie des Weißen Zwergs ab. Kleinere Explosionen können als Zwergnovae bezeichnet werden. Dieses Material wird aus dem System geblasen und die expandierende Hülle wird für spätere Beobachter sichtbar.

Es gibt eine Grenze für die Masse, bis zu der der Weiße Zwerg wachsen kann, da Elektronen den erhöhten Gravitationskräften widerstehen können. Je nach chemischer Zusammensetzung des Weißen Zwergs tritt diese Grenze bei einer 1,2- bis 1,4-fachen Sonnenmasse auf. In Doppelsternsystemen, in denen die gespendete Masse des Begleiters den Weißen Zwerg über diese Grenze hinaus zwingt, kollabiert der Weiße Zwerg um den Faktor tausend und wird zu einem Neutronenstern. Die Umstände des Zusammenbruchs können so heftig sein, dass es zu einer Explosion kommt, die als Supernova vom Typ I bezeichnet wird. Eine solche Explosion ist weitaus heftiger als eine Nova und kann zur Zerstörung des Doppelsternsystems führen.