BIELY TRPASLÍK: VLASTNOSTI, ZLOŽENIE, FORMÁCIA, TYPY - ARTE - 2025

Biely trpaslík je hviezda v posledných fázach vývoja, ktorý sa už používa všetok vodík v jeho jadre, rovnako ako palivo vo svojom vnútornom reaktora. Za týchto okolností hviezda ochladzuje a vďaka úžasnej gravitácii úžasne klesá.

Teplo má uložené iba počas svojej existencie, takže nejakým spôsobom je biely trpaslík ako ten, ktorý zostane po vyhasnutí ohnivého ohňa. Trvá to milióny rokov, kým ho opustí posledný dych tepla a zmení sa na studený a tmavý objekt.

Obrázok 1. Detail binárneho systému Sirius A (hlavná hviezda) a Sirius B (biely trpaslík) v röntgenových lúčoch zhotovených spoločnosťou Chandra. Zdroj: Wikimedia Commons.

objav

Aj keď je známe, že sú hojné, nikdy ich nebolo ľahké zistiť, pretože sú veľmi malé.

Prvý biely trpaslík objavil William Herschel v roku 1783 ako súčasť hviezdneho systému Eridani 40 v súhvezdí Eridano, ktorého najjasnejšou hviezdou je Achernar, viditeľným na juh (na severnej pologuli) počas zimy.

40 Eridani sa skladá z troch hviezd, jednej z nich, 40 Eridane A. je viditeľné voľným okom, ale 40 Eridani B a 40 Eridani C sú oveľa menšie. B je biely trpaslík, zatiaľ čo C je červený trpaslík.

O niekoľko rokov neskôr, po objavení systému 40 Eridani, nemecký astronóm Friedrich Bessel v roku 1840 objavil, že Sirius, najjasnejšia hviezda v Canis Major, má diskrétneho spoločníka.

Bessel pozoroval malé sinuosity v trajektórii Siriusa, ktorého vysvetlenie nemohlo byť, ale blízkosť inej menšej hviezdy. Nazývalo sa to Sirius B, asi 10 000-krát slabší ako skvelý Sirius A.

Ukázalo sa, že Sirius B bol malý alebo menší ako Neptún, ale s neuveriteľne vysokou hustotou a povrchovou teplotou 8000 K. A keďže žiarenie Sirius B zodpovedá bielemu spektru, stalo sa známe ako „biely trpaslík“.

Odvtedy sa každá hviezda s týmito vlastnosťami nazýva, že hoci bieli trpaslíci môžu byť tiež červení alebo žltí, pretože majú rôzne teploty, najbežnejšou je biela.

vlastnosti

Podľa Sloan Digital Sky Survey (SDSS), projektu venovaného výrobe podrobných trojrozmerných máp známeho vesmíru, bolo do dnešného dňa zdokumentovaných okolo 9 000 hviezd klasifikovaných ako bielych trpaslíkov. Ako sme už povedali, nie je ľahké ich objaviť kvôli ich slabej svietivosti.

V blízkosti Slnka je pomerne málo bielych trpaslíkov, z ktorých mnohí objavili astronómovia G. Kuyper a W. Luyten začiatkom 20. storočia. Preto boli jeho hlavné charakteristiky podľa dostupnej technológie študované relatívne ľahko.

Najvýraznejšie sú:

- Malá veľkosť, porovnateľná s planétou.

- Vysoká hustota.

- Nízka svietivosť.

- teploty v rozmedzí 100 000 až 4 000 K.

- Majú magnetické pole.

- Majú atmosféru vodíka a hélia.

- Intenzívne gravitačné pole.

- Nízke energetické straty v dôsledku žiarenia, a preto sa veľmi pomaly ochladzujú.

Vďaka teplote a svietivosti je známe, že ich polomery sú veľmi malé. Biely trpaslík, ktorého povrchová teplota je podobná teplote Slnka, sotva vyžaruje tisícinu svojej svietivosti. Povrch trpaslíka musí byť preto veľmi malý.

Obrázok 2. Sirius B a planéta Venuša majú približne rovnaký priemer. Tagged

Táto kombinácia vysokej teploty a malého polomeru spôsobuje, že hviezda vyzerá ako biela, ako bolo uvedené vyššie.

Pokiaľ ide o ich štruktúru, predpokladá sa, že majú pevné jadro kryštalickej povahy, obklopené hmotou v plynnom stave.

Je to možné vďaka postupným transformáciám, ktoré prebiehajú v jadrovom reaktore hviezdy: z vodíka na hélium, z hélia na uhlík a z uhlíka na ťažšie prvky.

Je to skutočná možnosť, pretože teplota v jadre trpaslíka je dostatočne nízka na to, aby existovalo také pevné jadro.

V skutočnosti bol nedávno objavený biely trpaslík, o ktorom sa predpokladá, že má diamantové jadro s priemerom 4000 km a nachádza sa v súhvezdí Alpha Centauri, 53 svetelných rokov od Zeme.

Hustota bielych trpaslíkov

Koncom 19. a začiatkom 20. storočia spôsobila hustota bielych trpaslíkov veľké zúfalstvo. Výpočty poukazujú na veľmi vysokú hustotu.

Biely trpaslík môže mať hmotu až 1,4-krát väčšiu ako naša Slnko, stlačený na veľkosť Zeme. Týmto spôsobom je jej hustota miliónkrát väčšia ako hustota vody a presne to udržuje bieleho trpaslíka. Ako je to možné?

Kvantová mechanika tvrdí, že častice ako elektróny môžu obsadzovať iba určité úrovne energie. Existuje tiež zásada, ktorá obmedzuje usporiadanie elektrónov okolo atómového jadra: Pauliho vylučovací princíp.

Podľa tejto vlastnosti hmoty je nemožné, aby dva elektróny mali rovnaký kvantový stav v rovnakom systéme. A okrem toho, obyčajne nie všetky povolené úrovne energie sú obyčajne obsadené, iba niektoré z nich sú.

Toto vysvetľuje, prečo sú hustoty suchozemských látok iba rádovo niekoľko gramov na centimeter kubický.

Degenerovaná látka

Každá úroveň energie zaberá určitý objem, takže región, ktorý zaberá jednu úroveň, sa neprekrýva s úrovňou inej. Týmto spôsobom môžu bez problémov existovať dve úrovne s rovnakou energiou, pokiaľ sa neprekrývajú, pretože existuje degeneračná sila, ktorá jej bráni.

To vytvára akúsi kvantovú bariéru, ktorá obmedzuje kontrakciu hmoty v hviezdi a vytvára tlak, ktorý kompenzuje gravitačný kolaps. To udržuje integritu bieleho trpaslíka.

Medzitým elektróny zaplnia všetky možné energetické polohy, rýchlo zaplnia najnižšie a sú k dispozícii iba tie, ktoré majú najvyššiu energiu.

Za týchto okolností, keď sú všetky energetické stavy obsadené, je hmota v stave, ktorý sa vo fyzike nazýva degenerovaný stav. Je to stav maximálnej možnej hustoty podľa zásady vylúčenia.

Keďže však neistota v polohe of x elektrónov je vzhľadom na vysokú hustotu minimálna, podľa Heisenbergovho princípu neurčitosti bude neistota v lineárnom momente △ p veľmi veľká, aby sa kompenzovala malá ness x a splnila sa takže:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Kde ћ je h / 2π, kde h je Planckova konštanta. Rýchlosť elektrónov sa tak blíži rýchlosti svetla a tlak, ktorý vyvíjajú, sa zvyšuje, pretože tiež narastajú kolízie.

Tento kvantový tlak, nazývaný Fermiho tlak, je nezávislý od teploty. Preto môže mať biely trpaslík energiu pri akejkoľvek teplote vrátane absolútnej nuly.

vývoj

Vďaka astronomickým pozorovaniam a počítačovým simuláciám sa formovanie typickej hviezdy, ako je naše Slnko, uskutočňuje takto:

- Po prvé, plyn a kozmický prach bohatý na vodík a hélium kondenzuje vďaka gravitácii, aby vznikol protostar, mladý hviezdny predmet. Protostar je rýchlo klesajúca sféra, ktorej teplota sa v priebehu miliónov rokov postupne zvyšuje.

- Po dosiahnutí kritického množstva a so zvyšujúcou sa teplotou sa jadrový reaktor zapne vo vnútri hviezdy. Keď k tomu dôjde, začne sa fúzia vodíka a hviezda sa pripojí k takzvanej hlavnej sekvencii (pozri obrázok 3).

- Po čase je vodík v jadre vyčerpaný a zapaľovanie vodíka v najvzdialenejších vrstvách hviezdy, ako aj zapálenie hélia v jadre.

- Hviezda sa rozširuje, zvyšuje jas, znižuje teplotu a sčervená. Toto je fáza červeného obra.

- Vonkajšie vrstvy hviezdy sú vďaka hviezdnemu vetra oddelené a tvoria planetárnu hmlovinu, hoci v nej nie sú žiadne planéty. Táto hmlovina obklopuje jadro hviezdy (oveľa teplejšia), ktorá po vyčerpaní rezervy vodíka začne horieť hélium a vytvárať ťažšie prvky.

- Hmlovina sa rozptyľuje a zanecháva sťahujúce jadro pôvodnej hviezdy, ktorá sa stáva bielym trpaslíkom.

Hoci jadrová fúzia prestala mať, napriek tomu, že stále má materiál, hviezda má stále neuveriteľnú rezervu tepla, ktoré vyžaruje veľmi pomaly. Táto fáza trvá dlho (asi 10 ¹⁰ rokov, odhadovaný vek vesmíru).

- Keď je zima, svetlo, ktoré vyžarovalo, úplne zmizne a biely trpaslík sa stáva čiernym trpaslíkom.

Obrázok 3. Životný cyklus hviezd. Zdroj: Wikimedia Commons. RNDr. Bailey

Vývoj Slnka

Pravdepodobne naše Slnko prechádza svojimi charakteristikami opísanými fázami. Dnes je Slnko v hlavnom slede dospelou hviezdou, ale všetky hviezdy ju v určitom okamihu opustia skôr alebo neskôr, hoci tam trávia väčšinu svojho života.

Bude trvať mnoho miliónov rokov, kým vstúpi do ďalšej fázy červeného obra. Keď sa to stane, Zem a ďalšie vnútorné planéty budú pohltené vychádzajúcim slnkom, ale predtým sa oceány pravdepodobne odparia a Zem sa stane púšťou.

Nie všetky hviezdy prechádzajú týmito fázami. Závisí to od jeho hmotnosti. Tí, ktorí sú omnoho masívnejší ako Slnko, majú oveľa pôsobivejší koniec, pretože končia ako supernovy. Zvyšok v tomto prípade môže byť zvláštny astronomický objekt, napríklad čierna diera alebo neutrónová hviezda.

Chandrasekharský limit

V roku 1930 19-ročný hinduistický astrofyzik menom Subrahmanyan Chandrasekhar určil existenciu kritickej hmoty v hviezdach.

Hviezda, ktorej hmotnosť je pod touto kritickou hodnotou, sleduje cestu bieleho trpaslíka. Ak je však jeho hmotnosť nad najvyššou úrovňou, jeho dni končia kolosálnou explóziou. Toto je limit Chandrasekhar a je približne 1,44-násobkom hmotnosti nášho Slnka.

Vypočíta sa takto:

Tu N je počet elektrónov na jednotku hmotnosti, ћ je Planckova konštanta delená 2π, c je rýchlosť svetla vo vákuu a G je univerzálna gravitačná konštanta.

To neznamená, že hviezdy väčšie ako Slnko sa nemôžu stať bielymi trpaslíkmi. Počas svojho pobytu v hlavnej sekvencii hviezda neustále stráca hmotu. Robí tak aj v štádiu červeného obra a planetárnej hmloviny.

Na druhej strane silná gravitácia hviezdy, ktorá sa raz zmení na bieleho trpaslíka, môže pritiahnuť hmotu od inej blízkej hviezdy a zvýšiť svoju vlastnú. Po prekročení limitu v Chandrasekhare nemusí byť koniec trpaslíka - a druhej hviezdy - taký pomalý ako ten, ktorý je tu opísaný.

Táto blízkosť môže reštartovať vyhynutý jadrový reaktor a viesť k obrovskému výbuchu supernovy (supernovae Ia).

zloženie

Keď sa vodík v jadre hviezdy premení na hélium, začne fúzovať atómy uhlíka a kyslíka.

A keď sa zásoba hélia vyčerpá, biely trpaslík sa skladá hlavne z uhlíka a kyslíka, v niektorých prípadoch z neónu a horčíka, za predpokladu, že jadro má dostatočný tlak na syntézu týchto prvkov.

Obrázok 4. Hviezda AE Aquarii je pulzujúci biely trpaslík. Zdroj: NASA prostredníctvom Wikimedia commons.

Trpaslík má pravdepodobne tenkú atmosféru hélia alebo vodíka, pretože pretože povrchová gravitácia hviezdy je vysoká, ťažké prvky sa hromadia v strede, pričom na povrchu zanechávajú ľahšie.

U niektorých trpaslíkov je dokonca možné fúzovať neónové atómy a vytvárať pevné jadrá železa.

výcvik

Ako sme už povedali v predchádzajúcich odsekoch, biely trpaslík sa vytvára potom, čo hviezda vyčerpá svoju vodíkovú rezervu. Potom sa zväčšuje a rozširuje a potom vylučuje hmotu vo forme planétovej hmloviny, pričom jadro zostáva vo vnútri.

Toto jadro, tvorené degenerovanou hmotou, je známe ako biela hviezda trpaslíka. Akonáhle sa jeho fúzny reaktor vypne, pomaly sa sťahuje a ochladzuje a stráca všetku svoju tepelnú energiu a svoju svietivosť.

Druhy bielych trpaslíkov

Na klasifikáciu hviezd vrátane bielych trpaslíkov sa používa spektrálny typ, ktorý zase závisí od teploty. Na pomenovanie trpasličích hviezd sa používa veľké písmeno D, po ktorom nasleduje jedno z týchto písmen: A, B, C, O, Z, Q, X. Tieto ďalšie písmená: P, H, E a V značne označujú ďalšiu sériu charakteristík konkrétnejšie.

Každé z týchto písmen označuje výraznú črtu spektra. Napríklad hviezda DA je biely trpaslík, ktorého spektrum má vodíkovú líniu. A trpaslík DAV má vodíkové vedenie a okrem toho V znamená, že ide o premennú alebo pulzujúcu hviezdu.

Nakoniec sa do série písmen pridá číslo medzi 1 a 9 na označenie teplotného indexu n:

n = 50400 / efektívny T hviezdy

Ďalšia klasifikácia bielych trpaslíkov je založená na ich hmotnosti:

- Asi 0,5 M slnko

- Priemerná hmotnosť: medzi 0,5 a 8-krát M Sol

- 8 až 10-násobok hmotnosti Slnka.

Príklady bielych trpaslíkov

- Sirius B v súhvezdí Can Major, spoločník Sirius A, najjasnejšej hviezdy nočnej oblohy. Je to najbližší biely trpaslík zo všetkých.

- AE Aquarii je biely trpaslík, ktorý vysiela röntgenové impulzy.

- 40 Eridani B, vzdialených 16 svetelných rokov. Je to pozorovateľné ďalekohľadom

- HL Tau 67 patrí do súhvezdia Býk a je to premenlivý biely trpaslík, prvý svojho druhu, ktorý sa objavil.

- DM Lyrae je súčasťou binárneho systému a je bielym trpaslíkom, ktorý v 20. storočí explodoval ako novinka.

- WD B1620 je biely trpaslík, ktorý tiež patrí do binárneho systému. Sprievodná hviezda je pulzujúca hviezda. V tomto systéme existuje planéta, ktorá obieha okolo nich.

- Procyon B, spoločník Procyonu A, v súhvezdí Malého psa.

Obrázok 5. Binárny systém Procyon, biely trpaslík, je malá bodka vpravo. Zdroj: Giuseppe Donatiello cez Flickr.

Referencie

1. Carroll, B. Úvod do modernej astrofyziky. 2 .. Vydanie. Pearson.
2. Martínez, D. Hviezdny vývoj. Obnovené z: Knihy Google.
3. Olaizola, I. Bieli trpaslíci. Získané z: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redakcia Reverté.
5. Wikipedia. Bieli trpaslíci. Získané z: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Zoznam bielych trpaslíkov. Obnovené z en.wikipedia.org.