Katai putih
Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar. Katai putih adalah tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah (sekitar 0,07 M☉ sampai 10 M☉ ; M☉ = Massa matahari). Katai putih sangat padat dengan batas 1,4 massa matahari Ambang batas massa ini disebut “Chandrasekhar Limit”, diambil dari nama seorang astronom India yang menghitungnya pada tahun 1930, Sebagian besar bintang katai putih ditemukan memiliki massa sekitar 60 persen massa Matahari. Namun, karena ukurannya hanya sebesar planet Bumi, secara umum massa jenis (kepadatan) katai putih bisa mencapai 1 juta kali lebih tinggi daripada Matahari ,katai putih terdiri dari materi terdegenerasi. Katai putih tidak lagi memiliki bahan bakar berupa hidrogen untuk melakukan fusi, bintang melakukan fusi dan menghasilkan energi serta tekanan yang menuju keluar inti, hal ini diseimbangkan oleh energi gravitasi yang menuju ke dalam. Akan tetapi, katai putih tidak lagi melakukan fusi sehingga semua materinya tertarik menuju inti sehingga katai putih menjadi sangat padat. Hal yang sama juga dialami bintang bermassa besar tapi gaya gravitasinya jauh lebih kuat sehingga tarikan ke inti menjadi lebih dahsyat dan akhirnya meledak membentuk lubang hitam atau bintang neutron.
Katai putih tidak mempunyai sumber energi sehingga lama kelamaan katai putih akan mendingin sampai tidak memiliki cahaya lagi untuk dipancarkan tetapi itu sangat lama karena katai putih berumur sampai 10 miliar lebih lama dari alam semesta ini, katai putih berubah menjadi katai hitam(hipotesis). Waktu yang diperlukan untuk menjadi katai hitam diperkirakan lebih lama dari usia alam semesta saat ini (13,8 miliar tahun), karena itulah ilmuwan percaya belum ada katai hitam yang tercipta.[1] Matahari kita akan menjadi Katai putih ini sekitar 6 miliar tahun mendatang.
Ketidakbiasaan katai putih pertama kali dikenali pada tahun 1910[2] oleh Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering dan Williamina Fleming; nama katai putih pertama kali digunakan oleh Willem Luyten tahun 1922. Katai putih terdekat bumi adalah Sirius B yang mengiringi bintang Sirius A yang merupakan bintang tercerah di langit malam.
Daftar katai putih terdekat
| Nama | Nomor WD | Jarak (ly) | Tipe | Magnitudo absolut | Massa
(M☉) |
Luminositas
(L☉) |
Usia (Gyr) | Objek di sistemnya |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Sirius B | 0642–166 | 8.66 | DA | 11.18 | 0.98 | 0.0295 | 0.10 | 2 |
| Procyon B | 0736+053 | 11.46 | DQZ | 13.20 | 0.63 | 0.00049 | 1.37 | 2 |
| Van Maanen 2 | 0046+051 | 14.07 | DZ | 14.09 | 0.68 | 0.00017 | 3.30 | 1 |
| LP 145-141 | 1142–645 | 15.12 | DQ | 12.77 | 0.61 | 0.00054 | 1.29 | 1 |
| 40 Eridani B | 0413-077 | 16.39 | DA | 11.27 | 0.59 | 0.0141 | 0.12 | 3 |
| Stein 2051 B | 0426+588 | 17.99 | DC | 13.43 | 0.69 | 0.00030 | 2.02 | 2 |
| G 240-72 | 1748+708 | 20.26 | DQ | 15.23 | 0.81 | 0.000085 | 5.69 | 1 |
| Gliese 223.2 | 0552–041 | 21.01 | DZ | 15.29 | 0.82 | 0.000062 | 7.89 | 1 |
Lihat pula
Referensi
- ^ Holberg, J. B. (2005). "How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs". American Astronomical Society Meeting 207
- ^ White Dwarfs, E. Schatzman, Amsterdam: North-Holland, 1958
- ^ Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P. (April 2012), "Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs", The Astrophysical Journal Supplement, 199 (2): 35, arXiv:1202.5581
, Bibcode:2012ApJS..199...29G, doi:10.1088/0067-0049/199/2/29, 29.
Pranala luar
- White Dwarf Stars, Steven D. Kawaler, in Stellar remnants, S. D. Kawaler, I. Novikov, and G. Srinivasan, edited by Georges Meynet and Daniel Schaerer, Berlin: Springer, 1997. Lecture notes for Saas-Fee advanced course number 25. ISBN 3-540-61520-2.
- Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects, Stuart L. Shapiro and Saul A. Teukolsky, New York: Wiley, 1983. ISBN 0-471-87317-9.
 | Artikel bertopik astronomi ini adalah sebuah rintisan. Anda dapat membantu Wikipedia dengan mengembangkannya. |