白色矮星は、その既にそのコア内のすべての水素を用いた進化、並びにその内側反応器内の燃料の最後の段階で星です。これらの状況下では、星は自身の重力のために冷却され、驚くほど収縮します。
存在している間に蓄熱されているだけなので、ある意味では、白い矮星は巨大なたき火を消した後に残る残骸のようなものです。熱の最後の呼吸が去るまでに数百万年かかり、冷たくて暗い物体に変わります。
図1. Chandraが撮影したX線でのバイナリシステムSirius A（メインスター）とSirius B（白い矮星）の拡大図。出典：ウィキメディア・コモンズ。
発見
現在は豊富にあることが知られていますが、非常に小さいため、簡単に見つけることはできませんでした。
最初の白い矮星は、1783年にウィリアムハーシェルによってエリダニスターシステム40の一部として発見されました。エリダノ星座の中で最も明るい星はアケルナーで、冬の間南（北半球）に見えます。
40エリダニは3つの星で構成されます。そのうちの1つは40エリダンAです。肉眼では40エリダニBと40エリダニCがはるかに小さくなっています。Bは白い小人、Cは赤い小人です。
数年後、40エリダニ星系が発見された後、ドイツの天文学者フリードリッヒベッセルは、1840年に、カニウスメジャーで最も明るい星であるシリウスに目立たない仲間がいることを発見しました。
ベッセルは、シリウスの軌道に小さなうねりがあることを観察しました。それはシリウスBと呼ばれ、素晴らしいシリウスAの約10,000倍も暗くなっています。
シリウスBは海王星と同じくらい小さいか小さいですが、信じられないほど密度が高く、表面温度は8000 Kでした。そして、シリウスBの放射は白色スペクトルに対応しているため、「白色矮星」として知られるようになりました。
そして、それ以降、これらの特徴を持つすべての星はそれと呼ばれますが、白色矮星はさまざまな温度を持っているため、白色または最も一般的であるため、赤色または黄色にすることもできます。
特徴
既知の宇宙の詳細な3次元マップの作成に特化したプロジェクトであるSloan Digital Sky Survey（SDSS）によると、これまでに、白色矮星として分類された9000個の星が記録されています。すでに述べたように、光度が弱いため、発見は容易ではありません。
太陽の近くにはかなりの数の白い小人がおり、その多くは1900年代初頭に天文学者G.カイパーとW.ルイテンによって発見されました。したがって、その主な特性は、利用可能な技術に従って比較的簡単に研究されています。
最も顕著なものは次のとおりです。
-惑星に匹敵する小さなサイズ。
- 高密度。
-明度が低い。
-100000〜4000 Kの範囲の温度
-彼らは磁場を持っています。
-彼らは水素とヘリウムの雰囲気を持っています。
-激しい重力場。
-放射によるエネルギー損失が少ないため、非常にゆっくりと冷却されます。
温度と光度のおかげで、半径が非常に小さいことが知られています。表面温度が太陽の温度に近い白い矮星は、その光度の1000分の1をほとんど放出しません。したがって、小人の表面は非常に小さくなければなりません。
図2.シリウスBと惑星金星の直径はほぼ同じです。タグ付け
上述のように、高温と小さな半径のこの組み合わせにより、星は白く見えます。
それらの構造に関しては、それらが結晶状態の固体核を有し、気体状態の物質に囲まれていると推測されている。
これは、星の原子炉で行われる連続的な変換により可能になります：水素からヘリウムへ、ヘリウムから炭素へ、そして炭素から重い元素へ。
ドワーフのコアの温度は、そのような固体コアが存在するのに十分低いため、それは現実的な可能性です。
実際、直径4000 kmのダイヤモンドのコアがあると考えられている白い矮星が最近発見されました。これは地球から53光年離れた星座アルファケンタウリにあります。
白い小人の密度
19世紀後半から20世紀初頭にかけて、白色矮星の密度の問題が天文学者の間で大きな驚きを引き起こしました。計算は非常に高い密度を指摘しました。
白色矮星は、地球のサイズに圧縮された、太陽の1.4倍までの質量を持つことができます。このように、その密度は水の密度の100万倍であり、まさに白色矮星を維持するものです。どのように可能ですか？
量子力学では、電子のような粒子は特定のエネルギーレベルしか占有できないと主張しています。原子核の周りの電子の配置を制限する原理：パウリの排他原理もあります。
この物質の特性によれば、同じシステム内で2つの電子が同じ量子状態を持つことは不可能です。さらに、通常の問題では、すべての許可されたエネルギーレベルが通常占有されているわけではなく、一部のみが占有されています。
これは、地球上の物質の密度が立方センチメートルあたり数グラム程度しかない理由を説明しています。
退化した問題
各エネルギーレベルは特定のボリュームを占有するため、1つのレベルを占有する領域が別のレベルと重複しません。このように、同じエネルギーを持つ2つのレベルは、それを妨げる縮退力があるため、オーバーラップしない限り問題なく共存できます。
これは、星の物質の収縮を制限する一種の量子障壁を作成し、重力崩壊を補償する圧力を作成します。これは白い小人の完全性を維持します。
その間、電子はすべての可能なエネルギー位置を満たし、最も低い位置と利用可能な最も高いエネルギーを持つ位置のみを急速に満たします。
これらの状況下では、すべてのエネルギー状態が占有され、物質は物理学では縮退状態と呼ばれる状態になります。これは、排除の原理によると、可能な最大密度の状態です。
しかし、高密度のため、ハイゼンベルグの不確実性原理により、電子の位置△xの不確実性は最小であるため、線形モーメント△pの不確実性は非常に大きくなり、△xの小ささを補償し、そう：
△x△p≥ћ/ 2
ここで、ћはh /2π、hはプランクの定数です。したがって、衝突も増加するため、電子の速度が光の速度に近づき、電子が及ぼす圧力が増加します。
フェルミ圧力と呼ばれるこの量子圧力は、温度に依存しません。これが、白色矮星が絶対零度を含むあらゆる温度でエネルギーを持つことができる理由です。
進化
天体観測とコンピュータシミュレーションのおかげで、太陽のような典型的な星の形成は次のように行われます。
-まず、水素とヘリウムに豊富なガスと宇宙塵が重力のおかげで凝縮して、若い恒星の物体である原始星を生み出します。原始星は急速に収縮する球体であり、その温度は数百万年の間に徐々に増加します。
-臨界質量に達し、温度が上昇すると、原子炉は星の内部でオンになります。これが起こると、水素の融合が始まり、星がいわゆるメインシーケンスに加わります（図3を参照）。
-時間が経過すると、原子核内の水素が使い果たされ、星の最外層での水素の点火が始まり、原子核でのヘリウムの点火も始まります。
-星が拡大し、明るさが増し、温度が下がり、赤くなります。これは赤い巨人相です。
-恒星の最外層は、恒星風のおかげで切り離され、惑星状星雲を形成しますが、惑星はありません。この星雲は星の中心を囲み（はるかに高温）、水素の貯蔵がなくなると、ヘリウムを燃焼してより重い元素を形成し始めます。
-星雲は消滅し、元の星の収縮する中心を残して、白い矮星になります。
まだ物質が残っているにもかかわらず核融合は停止しましたが、星は依然として非常にゆっくりとした熱を蓄え、放射線によって非常にゆっくりと放出されます。このフェーズは長期間続きます（約10 10年、宇宙の推定年齢）。
-寒くなると、それが放出していた光は完全に消え、白い小人は黒い小人になります。
図3.星のライフサイクル。出典：ウィキメディア・コモンズ。RNベイリー
太陽の進化
おそらく、私たちの太陽は、その特性上、説明されている段階を経ます。今日、太陽はメインシーケンスで大人の星ですが、すべての星は、遅かれ早かれ、ある時点で星を離れますが、彼らの人生のほとんどはそこで過ごしています。
それが次の赤い巨人のステージに入るには、何百万年もかかるでしょう。それが起こると、地球と他の内部惑星は昇る太陽に飲み込まれますが、その前に、海はおそらく蒸発し、地球は砂漠になっているでしょう。
すべての星がこれらの段階を通過するわけではありません。それはその質量に依存します。太陽よりもはるかに重いものは、最終的に超新星になるため、はるかに壮大な結末を迎えます。この場合の残骸は、ブラックホールや中性子星などの特異な天体である可能性があります。
チャンドラセカール限界
1930年、スブラマニアンチャンドラセカールという19歳のヒンドゥー教の天体物理学者が星に臨界質量の存在を確認しました。
質量がこの臨界値を下回る星は、白色矮星の経路をたどります。しかし、もし彼のミサが上を越えると、彼の日々は巨大な爆発で終わります。これはチャンドラセカールの限界であり、太陽の質量の約1.44倍です。
次のように計算されます。
ここで、Nは単位質量あたりの電子数、ћはプランク定数を2πで除算した値、cは真空中の光速、Gは普遍的な重力定数です。
これは、太陽より大きい星が白い小人になれないことを意味しません。主系列にとどまっている間、星は絶えず質量を失っています。それは、その赤い巨星と惑星状星雲の段階でもそうします。
一方、白い小人になった星の強力な重力は、近くにある別の星から質量を引き付け、その星を増やすことができます。チャンドラセカールの制限を超えると、ドワーフの終わりと他の星は、ここで説明したものほど遅くない場合があります。
この接近により、消滅した原子炉が再起動し、途方もない超新星爆発（超新星Ia）につながる可能性があります。
組成
星の核内の水素がヘリウムに変換されると、炭素と酸素原子が融合し始めます。
そして、ヘリウムの予備が使い果たされると、核がこれらの元素を合成するのに十分な圧力を備えていれば、白い矮星は主に炭素と酸素、場合によってはネオンとマグネシウムで構成されます。
図4.星AE Aquariiは、脈打つ白い矮星です。出典：NASA（Wikimedia commons経由）。
星の表面重力が高いため、重い元素が中心に集まり、軽い元素を表面に残す傾向があるため、小人はヘリウムまたは水素の薄い雰囲気を持っている可能性があります。
一部の矮星では、ネオン原子を融合させて固体の鉄核を生成することさえ可能です。
トレーニング
前の段落で述べたように、白い矮星は、星が水素の蓄積を使い果たした後に形成されます。次に、膨張して膨張し、次に核を残して惑星状星雲の形で物質を放出します。
退化した物質からなるこの核は、白い矮星として知られています。核融合炉の電源を切ると、収縮してゆっくりと冷却され、熱エネルギーと光度がすべて失われます。
白い小人の種類
白色矮星を含む星を分類するには、温度に依存するスペクトルタイプを使用します。ドワーフスターに名前を付けるには、大文字のDを使用し、その後にA、B、C、O、Z、Q、Xのいずれかの文字を続けます。これらの他の文字：P、H、E、Vは、別の一連の特徴を示しています。より特定。
これらの各文字は、スペクトルの顕著な特徴を示しています。たとえば、DA星は、そのスペクトルに水素線がある白色矮星です。そしてDAVドワーフには水素ラインがあり、さらにVはそれが変光星または脈動星であることを示しています。
最後に、1〜9の数字が一連の文字に追加され、温度インデックスnを示します。
n = 50400 /星の実効T
白色矮星の別の分類はそれらの質量に基づいています：
-約0.5 M日
-平均質量：M Solの0.5〜8倍
-太陽の質量の8〜10倍。
白い小人の例
-星座カン・メジャーのシリウスB、夜空で最も明るい星であるシリウスAの仲間。一番近い白色矮星です。
-AE Aquariiは、X線パルスを放出する白い矮星です。
-40エリダニB、遠い16光年。望遠鏡で観測できる
-HLタウ67はおうし座の星座に属し、変種の白色矮星であり、その種で最初に発見されました。
-DM Lyraeはバイナリシステムの一部であり、20世紀に新星として爆発した白い矮星です。
-WD B1620は、バイナリシステムにも属する白い矮星です。伴星は脈動星です。このシステムには、両方を周回する惑星があります。
-レッサードッグの星座にあるプロキオンAの仲間であるプロキオンB。
図5. Procyonバイナリシステム。白い小人は右側の小さな点です。出典：Flickr経由のGiuseppe Donatiello
参考文献
- キャロル、B。現代天体物理学入門。2番目。版。ピアソン。
- マルティネス、D。恒星の進化。回収元：Googleブックス。
- オライゾラ、I。白い小人。復元：telesforo.aranzadi-zientziak.org。
- オスター、L。1984。現代天文学。エディトリアルReverté。
- ウィキペディア。白い小人。から回復：es。wikipedia.org。
- ウィキペディア。ホワイト小人のリスト。en.wikipedia.orgから回復。