BÍLÝ TRPASLÍK: VLASTNOSTI, SLOŽENÍ, FORMACE, TYPY - ARTE - 2025

Bílý trpaslík je hvězda v posledních fázích vývoje, který se již používá všechen vodík v jeho jádru, stejně jako palivo ve svém vnitřním reaktoru. Za těchto okolností se hvězda díky své vlastní gravitaci ochladí a úžasně smrští.

Teplo má uloženo pouze během své existence, takže nějakým způsobem je bílý trpaslík jako ten, který zůstává po vyhasnutí ohnivého ohně. Trvá to miliony let, než ho opustí poslední dech jeho tepla a změní jej na chladný a temný předmět.

Obrázek 1. Detail binárního systému Sirius A (hlavní hvězda) a Sirius B (bílý trpaslík) v rentgenových paprsech pořízených Chandrou. Zdroj: Wikimedia Commons.

Objev

Ačkoli je nyní známo, že jsou hojné, nikdy je nebylo snadné najít, protože jsou extrémně malé.

Prvního bílého trpaslíka objevil William Herschel v roce 1783 jako součást hvězdného systému 40 Eridani v souhvězdí Eridano, jehož nejjasnější hvězdou je Achernar, viditelný na jih (na severní polokouli) během zimy.

40 Eridani se skládá ze tří hvězd, jedna z nich, 40 Eridane A. je viditelné pouhým okem, ale 40 Eridani B a 40 Eridani C jsou mnohem menší. B je bílý trpaslík, zatímco C je červený trpaslík.

O několik let později, po objevení systému 40 Eridani, německý astronom Friedrich Bessel v roce 1840 objevil, že Sirius, nejjasnější hvězda v Canis Major, má diskrétního společníka.

Bessel pozoroval malé sinuosity v trajektorii Siriuse, jehož vysvětlení nemohlo být, ale blízkost další menší hvězdy. Nazývalo se to Sirius B, asi 10 000krát slabší než skvělý Sirius A.

Ukázalo se, že Sirius B byl malý nebo menší než Neptun, ale s neuvěřitelně vysokou hustotou a povrchovou teplotou 8000 K. A protože záření Sirius B odpovídá bílému spektru, stalo se známé jako „bílý trpaslík“.

A od té doby se každá hvězda s těmito vlastnostmi nazývá, že ačkoliv bílí trpaslíci mohou být také červení nebo žlutí, protože mají různé teploty, přičemž nejčastější je bílá.

vlastnosti

Podle Sloan Digital Sky Survey (SDSS), projektu věnovaného vytváření podrobných trojrozměrných map známého vesmíru, bylo dosud dokumentováno přibližně 9 000 hvězd klasifikovaných jako bílé trpaslíky. Jak jsme řekli, není snadné je objevit kvůli jejich slabé svítivosti.

V blízkosti Slunce je poměrně málo bílých trpaslíků, mnoho z nich objevili astronomové G. Kuyper a W. Luyten na počátku 20. století. Proto byly jeho hlavní vlastnosti studovány relativně snadno, podle dostupné technologie.

Nejvýraznější jsou:

- Malá velikost, srovnatelná s planetou.

- Vysoká hustota.

- Nízká svítivost.

- teploty v rozmezí 100 000 až 4 000 K.

- Mají magnetické pole.

- Mají atmosféru vodíku a helia.

- Intenzivní gravitační pole.

- Nízké energetické ztráty v důsledku záření, proto se velmi pomalu ochladzují.

Díky teplotě a svítivosti je známo, že jejich poloměry jsou velmi malé. Bílý trpaslík, jehož povrchová teplota je podobná teplotě Slunce, sotva vydává tisícinu své svítivosti. Povrch trpaslíka proto musí být velmi malý.

Obrázek 2. Sirius B a planeta Venuše mají přibližně stejný průměr. Označeno

Tato kombinace vysoké teploty a malého poloměru způsobuje, že hvězda vypadá bíle, jak bylo uvedeno výše.

Pokud jde o jejich strukturu, předpokládá se, že mají pevné jádro krystalické povahy, obklopené hmotou v plynném stavu.

To je možné díky postupným transformacím, které probíhají v jaderném reaktoru hvězdy: z vodíku na helium, z helia na uhlí a z uhlíku na těžší prvky.

Je to skutečná možnost, protože teplota v jádru trpaslíka je dostatečně nízká, aby existovalo takové pevné jádro.

Ve skutečnosti byl nedávno objeven bílý trpaslík, o kterém se předpokládá, že má diamantové jádro o průměru 4000 km, nachází se v souhvězdí Alpha Centauri, 53 světelných let od Země.

Hustota bílých trpaslíků

Otázka hustoty bílých trpaslíků způsobila velké zděšení astronomů na konci 19. a začátkem 20. století. Výpočty poukazovaly na velmi vysoké hustoty.

Bílý trpaslík může mít hmotu až 1,4krát větší než naše Slunce, stlačené na velikost Země. Tímto způsobem je jeho hustota miliónkrát větší než hustota vody a přesně to udržuje bílého trpaslíka. Jak je to možné?

Kvantová mechanika tvrdí, že částice jako elektrony mohou zabírat pouze určité úrovně energie. Existuje také princip, který omezuje uspořádání elektronů kolem atomového jádra: Pauliho vylučovací princip.

Podle této vlastnosti hmoty je nemožné, aby dva elektrony měly stejný kvantový stav ve stejném systému. A navíc, v běžné záležitosti nejsou obvykle všechny povolené úrovně energie obsazeny, pouze některé jsou.

To vysvětluje, proč jsou hustoty pozemních látek řádově jen několik gramů na centimetr krychlový.

Degenerovaná hmota

Každá úroveň energie zabírá určitý objem, takže region, který zaujímá jednu úroveň, se nepřekrývá s jinou úrovní. Tímto způsobem mohou bez problémů koexistovat dvě úrovně se stejnou energií, pokud se nepřekrývají, protože existuje degenerace, která jí brání.

To vytváří určitý druh kvantové bariéry, která omezuje kontrakci hmoty ve hvězdě a vytváří tlak, který kompenzuje gravitační kolaps. To udržuje integritu bílého trpaslíka.

Mezitím elektrony zaplňují všechny možné energetické pozice, rychle zaplňují nejnižší a jsou k dispozici pouze ty s nejvyšší energií.

Za těchto okolností, když jsou všechny energetické stavy obsazeny, je hmota ve stavu, který se ve fyzice nazývá degenerovaný stav. Je to stav maximální možné hustoty podle principu vyloučení.

Ale protože nejistota v poloze of x elektronů je díky vysoké hustotě minimální, podle Heisenbergova principu nejistoty, bude nejistota v lineárním okamžiku △ p velmi velká, aby se kompenzovala malá △ x a splnila se Tak:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Kde ћ je h / 2π, kde h je Planckova konstanta. Rychlost elektronů se tak blíží rychlosti světla a tlak, který vyvíjejí, se zvyšuje, protože kolize také rostou.

Tento kvantový tlak, nazývaný Fermiho tlak, je nezávislý na teplotě. Proto bílý trpaslík může mít energii při jakékoli teplotě, včetně absolutní nuly.

Vývoj

Díky astronomickým pozorováním a počítačovým simulacím se formování typické hvězdy, jako je naše Slunce, provádí takto:

- Za prvé, plyn a kosmický prach bohatý na vodík a hélium kondenzuje díky gravitaci, aby vznikl protostar, mladý hvězdný objekt. Protostar je rychle se zmenšující sféra, jejíž teplota se v průběhu milionů let postupně zvyšuje.

- Jakmile je dosaženo kritické hmotnosti a se zvyšující se teplotou, je jaderný reaktor zapnut uvnitř hvězdy. Když k tomu dojde, začne vodíková fúze a hvězda se připojí k takzvané hlavní sekvenci (viz obrázek 3).

- Po čase je vodík v jádru vyčerpán a zapálení vodíku v nejvzdálenějších vrstvách hvězdy, stejně jako zapálení helia v jádru.

- Hvězda se rozšiřuje, zvyšuje jas, snižuje teplotu a zčervená. Toto je fáze červeného obra.

- Vnější vrstvy hvězdy jsou díky hvězdnému větru odděleny a vytvářejí planetární mlhovinu, ačkoli v ní nejsou žádné planety. Tato mlhovina obklopuje jádro hvězdy (mnohem teplejší), které, jakmile se vyčerpá zásoba vodíku, začne spalovat helium a vytvářet těžší prvky.

- Mlhovina se rozptýlí a zanechává smluvní jádro původní hvězdy, z níž se stává bílý trpaslík.

Ačkoli jaderná fúze přestala navzdory tomu, že stále má materiál, má hvězda stále neuvěřitelnou rezervu tepla, které záření emituje velmi pomalu. Tato fáze trvá dlouhou dobu (asi 10 ¹⁰ let, odhadovaný věk vesmíru).

- Jakmile je zima, světlo, které vyzařovalo, úplně zmizí a bílý trpaslík se stává černým trpaslíkem.

Obrázek 3. Životní cyklus hvězd. Zdroj: Wikimedia Commons. RN Bailey

Evoluce Slunce

Naše slunce s největší pravděpodobností prochází svými charakteristikami popsanými stádii. Dnes je Slunce dospělou hvězdou v hlavní sekvenci, ale všechny hvězdy ji v určitém okamžiku, dříve či později, nechávají, i když tam většinu svého života tráví.

Bude trvat mnoho milionů let, než vstoupí do další fáze červeného obra. Když se to stane, Země a ostatní vnitřní planety budou pohlceny vycházejícím sluncem, ale předtím se oceány pravděpodobně odpaří a Země se stane pouští.

Ne všechny hvězdy procházejí těmito fázemi. Závisí to na jeho hmotnosti. Ti, kteří jsou mnohem masivnější než Slunce, mají mnohem velkolepější konec, protože končí jako supernovy. Zbytkem v tomto případě může být zvláštní astronomický objekt, jako je černá díra nebo neutronová hvězda.

Chandrasekharský limit

V roce 1930 19letý hinduistický astrofyzik jménem Subrahmanyan Chandrasekhar určil existenci kritické hmoty ve hvězdách.

Hvězda, jejíž hmotnost je pod touto kritickou hodnotou, sleduje cestu bílého trpaslíka. Pokud je však jeho masa nad vrcholem, jeho dny končí kolosální explozí. Toto je limit Chandrasekhar a je přibližně 1,44krát větší než hmotnost našeho Slunce.

Vypočítá se takto:

Zde N je počet elektronů na jednotku hmotnosti, ћ je Planckova konstanta dělená 2π, c je rychlost světla ve vakuu a G je univerzální gravitační konstanta.

To neznamená, že hvězdy větší než Slunce se nemohou stát bílými trpaslíky. Během svého pobytu v hlavní sekvenci hvězda neustále ztrácí hmotu. Dělá to také ve fázi červeného obra a planetární mlhoviny.

Na druhou stranu, jakmile se změní na bílého trpaslíka, může silná gravitace hvězdy přitáhnout hmotu od jiné blízké hvězdy a zvýšit její vlastní. Jakmile je překročen limit Chandrasekhar, nemusí být konec trpaslíka - a další hvězdy - tak pomalý, jak je zde popsán.

Tato blízkost může restartovat zaniklý jaderný reaktor a vést k obrovskému výbuchu supernovy (supernovae Ia).

Složení

Když se vodík v jádru hvězdy přemění na helium, začne fúzovat atomy uhlíku a kyslíku.

A když se rezerva hélia postupně vyčerpá, skládá se bílý trpaslík hlavně z uhlíku a kyslíku, v některých případech z neonu a hořčíku, za předpokladu, že jádro má dostatečný tlak pro syntézu těchto prvků.

Obrázek 4. Hvězda AE Aquarii je pulzující bílý trpaslík. Zdroj: NASA přes Wikimedia commons.

Trpaslík má pravděpodobně tenkou atmosféru hélia nebo vodíku, protože protože povrchová gravitace hvězdy je vysoká, těžké prvky mají tendenci se hromadit ve středu a zanechávají ty lehčí na povrchu.

U některých trpaslíků je dokonce možné fúzovat atomy neonů a vytvářet pevná jádra železa.

Výcvik

Jak jsme řekli v předchozích odstavcích, bílý trpaslík se vytvoří poté, co hvězda vyčerpá svou zásobu vodíku. Potom bobtná a rozpíná a potom vypuzuje hmotu ve formě planetární mlhoviny, přičemž jádro zůstává uvnitř.

Toto jádro, tvořené degenerovanou hmotou, je známé jako bílá trpasličí hvězda. Jakmile je jeho fúzní reaktor vypnutý, pomalu se stahuje a chladí a ztrácí veškerou svou tepelnou energii a svou svítivost.

Druhy bílých trpaslíků

Ke klasifikaci hvězd, včetně bílých trpaslíků, se používá spektrální typ, který zase závisí na teplotě. K pojmenování trpasličích hvězd se používá velké písmeno D, následované jedním z těchto písmen: A, B, C, O, Z, Q, X. Tato další písmena: P, H, E a V označují další řadu charakteristik, hodně konkrétněji.

Každé z těchto písmen označuje výraznou vlastnost spektra. Například hvězdou DA je bílý trpaslík, jehož spektrum má vodíkovou linii. A trpaslík DAV má vodíkovou linii a navíc V znamená, že se jedná o proměnnou nebo pulzující hvězdu.

Nakonec se do řady písmen přidá číslo mezi 1 a 9 pro označení teplotního indexu n:

n = 50400 / efektivní T hvězdy

Další klasifikace bílých trpaslíků je založena na jejich hmotnosti:

- Asi 0,5 M Ne

- Průměrná hmotnost: 0,5 až 8krát M Sol

- Mezi 8 a 10 násobkem hmotnosti Slunce.

Příklady bílých trpaslíků

- Sirius B v souhvězdí Can Major, společník Sirius A, nejjasnější hvězdy na noční obloze. Je to nejbližší bílý trpaslík ze všech.

- AE Aquarii je bílý trpaslík, který emituje rentgenové impulzy.

- 40 Eridani B, vzdálené 16 světelných let. Je to pozorovatelné dalekohledem

- HL Tau 67 patří do souhvězdí Býka a je proměnlivým bílým trpaslíkem, prvním svého druhu, který byl objeven.

- DM Lyrae je součástí binárního systému a je bílým trpaslíkem, který ve 20. století explodoval jako novinka.

- WD B1620 je bílý trpaslík, který také patří do binárního systému. Doprovodná hvězda je pulzující hvězda. V tomto systému je planeta, která je obíhá oběma.

- Procyon B, společník Procyonu A, v souhvězdí Malého psa.

Obrázek 5. Binární systém Procyon, bílý trpaslík, je malá tečka vpravo. Zdroj: Giuseppe Donatiello přes Flickr.

Reference

1. Carroll, B. Úvod do moderní astrofyziky. 2. Edice. Pearson.
2. Martínez, D. Hvězdná evoluce. Obnoveno z: Knihy Google.
3. Olaizola, I. Bílé trpaslíci. Obnoveno z: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redakční reverté.
5. Wikipedia. Bílé trpaslíky. Obnoveno od: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Seznam bílých trpaslíků. Obnoveno z en.wikipedia.org.