Svart dvärg

Svarta dvärgar är vita dvärgar  som har svalnat och, som ett resultat, inte strålar (eller svagt utstrålar) i det synliga området . De representerar det sista steget i utvecklingen av vita dvärgar i frånvaro av ackretion .

Namnet "svart dvärg" har också använts på hypotetiska sent kylda bruna dvärgar  - substellära objekt som inte har tillräckligt med massa (mindre än cirka 0,08 M ​​☉ ) för att stödja kärnfusionsreaktioner [1] [2] [3] [4 ] .

Svarta dvärgar ska inte förväxlas med svarta hål eller svarta stjärnor .

För närvarande, i den astronomiska litteraturen, används vanligtvis inte termen "svart dvärg", eftersom de praktiskt taget inte finns på grund av den långa kylprocessen för vita dvärgar. Kända föremål som skulle kunna klassificeras som svarta dvärgar är fortfarande tillräckligt varma för att sådana föremål kallas vita dvärgar (WD).

Massorna av svarta dvärgar, liksom massorna av vita dvärgar, begränsas ovanifrån av Chandrasekhar-gränsen , den nedre massagränsen bestäms av hastigheten för evolutionen av huvudsekvensstjärnor till vita dvärgar och hastigheten för efterföljande avkylning. Svarta dvärgar, som massiva bruna dvärgar , befinner sig i ett tillstånd av hydrostatisk jämvikt som upprätthålls av trycket från den degenererade elektrongasen i deras inre.

Ytterligare utveckling

Moderna modeller (2006) för kylning av vita dvärgar förutspår att vita dvärgar som bildades under utvecklingen av den första generationen stjärnor (ålder ≈13 miljarder år) för närvarande bör ha en fotosfärstemperatur på ≈3200 K och en ljusstyrka på ≈16 absoluta stjärnor magnituder , måste då vara mycket svaga föremål. De anses vara en av kandidatkomponenterna i den mörka massan , som är en del av de massiva kompakta objekten av galaktisk halo ( MACHO ) [5] . Ett exempel på sådana "kylda" föremål är den vita dvärgen WD 0346+246 med en yttemperatur på 3900 K [6] . De beräknas vara mellan 11 och 12 miljarder år gamla [7] . Enligt beräkningar kommer det att ta cirka 10 15 år för en vit dvärg att svalna till en temperatur på 5 K [8] .

Om det finns svagt interagerande massiva partiklar av mörk materia ( WIMPs ), är det möjligt att i de sista stadierna av nedkylning av svarta dvärgar (efter 10 15 år ) kommer gravitationsfångst och förintelse av mörk materia att spela en viktig roll . I avsaknad av en extra energikälla skulle svarta dvärgar bli kallare och svagare tills deras temperatur var lika med universums bakgrundstemperatur. Men tack vare den energi de kan utvinna från förintelsen av mörk materia, kommer vita dvärgar att kunna utstråla ytterligare energi under mycket lång tid. Den totala strålningseffekten för en svart dvärg, på grund av processen för förintelse av mörk materia, är ungefär 10 15 W. Och även om denna obetydliga kraft är ungefär hundra miljarder (10 11 ) gånger svagare än solstrålningseffekten, är det denna energiproduktionsmekanism som kommer att vara den främsta i framtidens nästan kylda svarta dvärgar. Sådan energiproduktion kommer att fortsätta så länge som den galaktiska glorian förblir intakt, det vill säga i 10 20 ... 10 25 år [9] [10] . Sedan kommer förintelsen av mörk materia gradvis att upphöra och de kommer att svalna och kristallisera helt. Svarta dvärgars framtida och slutliga tillstånd beror på om protonen är stabil eller inte .

Om protonen sönderfaller, kommer de svarta dvärgarna att avdunsta inom 10 32 -10 49 år [11] .

Om protonen inte sönderfaller, är deras öde mer intressant:

• På grund av kvanteffekter kommer Chandrasekhar-gränsen för svarta dvärgar gradvis att minska, och efter en ofattbar lång tid kan några av dem brista ut i en supernova. Ett sådant ljust öde väntar ungefär 1% av de mest massiva svarta dvärgarna. Kvantprocesser är extremt långsamma, de första explosionerna av svarta dvärgar kommer att börja inträffa om 10 1100 år för en dvärg med en massa på cirka 1,35 solmassor, och de sista kommer att sluta om 10 32000 år för stjärnrester med en massa på 1,16 solmassor [11] .
• De återstående 99 % av de mindre massiva svarta dvärgarna kommer aldrig att explodera, alla deras atomer kommer gradvis att förvandlas till järn-56 i en process som kan fortsätta på grund av effekten av kvanttunnelering av intilliggande kärnor. För kisel-28 kärnor för deras omvandling till element i järngruppen är en grov uppskattning av tunneleringstiden 10 1500 år [11] . Sådana svarta dvärgar kommer att bli järnstjärnor och förbli i detta tillstånd under extremt lång tid - från 10 10 26 till 10 10 76 år, för att sedan spontant kollapsa till svarta hål [12] , som kommer att avdunsta relativt snabbt (på bara 10 67 år) på grund av Hawking-strålning .

Se även

• Universums värmedöd

Anteckningar

1. ↑ R. F. Jameson, M. R. Sherrington, A. B. Giles. En misslyckad sökning efter svarta dvärgar som följeslagare till närliggande stjärnor  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1983-11-01. - T. 205 , nej. 1 . — s. 39P–41P . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/205.1.39p .
2. ↑ Shiv S. Kumar. Studie av degeneration i mycket ljusa stjärnor.  (engelska)  // The Astronomical Journal. - 1962. - Vol. 67 . — S. 579 . — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/108658 .
3. ↑ David, älskling. brun dvärg  . www.daviddarling.info _ Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight. (24 maj 2007). Tillträdesdatum: 9 oktober 2020.
4. ↑ Jill Tarter. Brown Is Not a Color: Introduktion av termen "Brown Dwarf"  //  50 år av bruna dvärgar: Från förutsägelse till upptäckt till forskningens framkant / Viki Joergens. - Cham: Springer International Publishing, 2014. - S. 19–24 . - ISBN 978-3-319-01162-2 . - doi : 10.1007/978-3-319-01162-2_3 .
5. ↑ Harvey B. Richer . Vita dvärgar i Galactic Halo. CFHT Informationsbulletin nummer 37, termin 97II (länk ej tillgänglig) . Hämtad 2 september 2007. Arkiverad från originalet 24 oktober 2011. (obestämd) 
6. ↑ N.C. Hambly, SJ Smart, ST Hodgkin . WD 0346+246: en mycket låg ljusstyrka, sval degenererad i Oxen. The Astrophysical Journal, 489:L157-L160, 1997 10 november
7. ↑ 12 miljarder år gamla vita dvärgstjärnor bara 100 ljusår  bort . www.spacedaily.com . University of Oklahoma (16 april 2012). Tillträdesdatum: 9 oktober 2020.
8. ↑ Barrow, John D., 1952-. Den antropiska kosmologiska principen . - Oxford [England]: Oxford University Press, 1996. - 1 onlineresurs (xx, 706 sidor) sid. - ISBN 0-585-23888-X , 978-0-585-23888-3.
9. ↑ Fred C. Adams; Gregory Laughlin. A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects  // Recensioner av modern fysik  : tidskrift  . - 1997. - April ( vol. 69 , nr 2 ). - s. 337-372 . - doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . - . — arXiv : astro-ph/9701131 .
10. ↑ Kapitel 3. Förfallets tidsålder. 15 < η < 39. "Universums fem åldrar" | Adams Fred | Skrattande Greg
11. ↑ 1 2 3 M. E. Caplan. Black Dwarf Supernova in the Far Future  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society. — 2020-10-01. - T. 497 , nr. 4 . — S. 4357–4362 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/staa2262 .
12. ↑ Rev. Mod. Phys. 51, 447 (1979) - Tid utan slut: Fysik och biologi i ett öppet universum

Länkar

• Glimtar av stjärnliv

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)