Foredrag "Hvite dverger og nøytronstjerner" av prof. Jan Myrheim, Institutt for Teoretisk Fysikk, NTNU.

Foredraget handlet stort sett bare om hvite dverger pga. for liten tid. Myrheim lovet å fullføre om nøytronstjernene ved en senere anledning. Myrheim innledet foredraget med å vise et bilde av Krabbetåken. Man kan faktisk se en nøytronstjerne på bildet.

Hvite dverger og nøytronstjerner er stjerner som har sloknet. Alle stjerner under 8 solmasser ender som hvite dverger. Er de mellom 8 og 25 solmasser , så blir de nøytronstjerner. Stjerner over 25 solmasser blir sorte hull. Altså må noe som måler 2-3 solmasser og har mindre radius enn sola, nødvendigvis være et sort hull.

Hertzsprung-Russel diagram er et hjelpemiddel til å klassifisere stjerner. Langs den vertikale aksen tegnes absolutt lysstyrke, og langs den horisontale aksen temperatur (avtagende mot høyre). De fleste stjerner, inkl. Sola, ligger i hovedserien som et bånd på skrå fra øverst til venstre mot nederst til høyre. Hovedseriestjerner, røde kjemper, superkjemper og hvite dverger er stjerner i ulike utviklingsstadier. Hvite dverger havner i en gruppe nede til venstre i dette diagrammet (liten lysstyrke, høy temperatur).

Hovedseriestjerner er stjerner som kan sies å være i "sin beste alder". For jo mer massiv en stjerne er, jo kortere er dens levetid. Stjerner med mer enn et par solmasser er i sterkt mindretall, bl.a. fordi de har så mye kortere levetid enn alderen på universet. Likevel dominerer de nattehimmelen fordi de er så mye mer lyssterke.

En typisk hvit dverg er like stor som Jorda. Og over en jorddiameter er det plass til ca. 500 nøytronstjerner.

Av de 148 nærmeste stjernene (innenfor 22 lysår) finnes det 8 hvite dverger. Ingen er nøytronstjerner, eller er massive nok til å bli det. Avstanden til den nærmeste kjente nøytronstjernen er 200 lysår (eller 450 lysår avhengig av hvilken av to målinger som er riktig), De nærmeste fem hvite dverger er:

Sirius B og Procyon B ble oppdaget av Friedrich Bessel i 1834-1844. Sirius A og Procyon A beveget seg ikke rettlinjet. De ble observert i teleskop i hhv. 1862 og 1892. Sirius B beveger seg med omløpstid 50 år. Den var lengst unna i 1862, 1912, 1962 og 2012. Måling av banene til A og B gir komponenter på hhv. 1,99 og 1,03 solmasser. Sirius B har overflatetemperatur på 27.000 K mens Sirius A har "bare" 10.000 K. Sirius B er bare 0,0084 solradier eller 0,92 jordradier i diameter. I røntgenlys viser Sirius B seg imidlertid som den sterkeste av de to stjernene.

40 Eridani er et trippelsystem med avstand 16,5 lysår. Det anbefales som et observasjonsprosjekt for amatører. Komponent B har 0,50 solmasser mens C har 0,20 solmasser.

Tyngdekraften på Sirius B er 400.000 ganger sterkere enn på jorda. Det høyeste "fjellet" på Sirius B kan derfor ikke være mer enn 2-3 cm høyt.

Atmosfæren til en hvit dverg er et par hundre meter tykk, men gasstrykket nede i atmosfæren er enormt. Det høye trykket gir brede spektrallinjer. Spekteret viser enten bare hydrogen (type DA, 2/3 av alle hvite dverger), eller bare heliumlinjer (type DB, forekomst 8% og type DO, de aller varmeste, med forekomst 14%). Bare de letteste atomene flyter opp i atmosfæren og blir synlige. Hvite dverger av type DB og DO kan ikke ha hydrogen. Et problem med teoriene for hvite dverger er det såkalte DB gapet, dvs. det er ikke observert stjerner av type DB med overflatetemperaturer mellom 30.000 og 45.000 K. Unnslipningshastigheten fra Sirius B er 6.600 km/s, dvs. 2,2% av lyshastigheten.

En svært effektiv måte å produsere energi på er å slippe noe ned på overflata til en hvit dverg. Nettopp dette skjer i symbiotiske dobbeltstjerner hvor avstanden er så liten at dvergen stjeler masse. Eksempler er R Aquarii og CH Cygni. Noen av disse systemene går i utbrudd under betegnelsen novaer. Et eksempel er DQ Herculi i 1934 som nå er en formørkelsesvariabel med periode 4,65 timer. Novaer dannes egentlig ved hydrogenbombeeksplosjoner på overflaten av en hvit dverg. Dvergen i DQ Herculi spinner rundt på 71 sekunder, noe som kan skyldes at den er en magnetisk dverg.

Avkjøling av hvite dverger kan brukes til å måle alderen på Melkeveien. Man søker å finner den kaldeste siden den har avkjølt seg lengst og derfor kan ha oppstått ved galaksens dannelse. For å kunne bruke denne metoden for aldersbestemmelse av Melkeveien må man også vite hvor fort en dverg avkjøles.

Tyngdekraften pakker sammen materien, og trykket som hindrer en hovedseriestjerne i å kollapse skyldes temperaturen. Når stjernen stråler ut energi, må den enten ha blitt produsert fra kjernereaksjoner eller ved sammentrekning. Degenerasjonstrykket som motvirker kollaps skyldes at materien består av fermioner (altså elektroner, nøytroner, protoner). Vi finner en sammenheng mellom masse og volum hos stjerner, nemlig at masse x volum er konstant untatt for de mest massive hvite dverger. Chandrasekhar fant en øvre grense for massen til en hvit dverg som er lik 1,4 solmasser. Ved denne massen skjer flg:

En supernova av type1a er en hvit dverg som samler mer enn 1,4 solmasser før den "går av". Energien dannes fra karbonfusjon. Trykket er uavhengig av temperaturen men fusjon er veldig temperaturavhengig. Økende trykk vil hindre reaksjonene, men når trykket ikke kan øke mer, øker temperaturen og så smeller det. (Massen er klemt sammen så mye at den ikke kan klemmes mer sammen uten å degenerere).

_________________________