Bílí trpaslíci: charakteristické, fotografie

Ve vesmíru je záležitost často ve státech, které jsou pro naši planetu zcela extrémní. Neexistují žádné vysoké teploty a tlaky, silné gravitační a magnetické pole, intenzivní tvrdé záření, kvůli čemuž by mohla vzniknout a rozvíjet se komplexní biosféra. Avšak koncová část objektu je velkou konvencí, protože pro Vesmír jsou takové stavy hmoty zcela běžné. Lidstvo se o nich dozvědělo nejprve objevením zvláštní třídy hvězd - bílých trpaslíků.

Objevování cizích objektů

Historie studia neobvyklých hvězd začala na počátku 20. století, kdy astronomové kombinovali výsledky pozorování několika hvězdných systémů, které se nacházely těsně v rozmezí - 40 Eridani, Sirius a Procyon. Ukázalo se, že v každém z těchto systémů je jedna ze součástí charakterizována zvláštní kombinací vlastností. Jejich orbitální parametry ukazovaly poměrně velkou hmotnost, srovnatelnou s hmotností obyčejné hvězdy; spektrální charakteristiky naznačovaly vysokou teplotu. Svítivost těchto objektů se ukázala být velmi nízká - byly slabé, tlumené hvězdičky.

V roce 1917 byl objeven první jediný objekt s podobnými vlastnostmi - hvězda Van Maanena, která se nachází 14 světelných let od Slunce. Její hmotnost je 0,7 slunečních hmot a současně naše Slunce vyzařuje více než pěttisíckrát silnější než hvězda Van Maanen, pojmenovaná podle svého objevitele - nizozemského astronomu, který pracoval ve Spojených státech.

V roce 1922 navrhl jiný holandský Američan V. Ya. Leyten, který objevil několik takových objektů, název pro tuto třídu hvězd, kterou ještě dnes používáme: "bílý trpaslík". Zde termín "bílý" znamená "horký" a je spojen se spektrálními rysy.

Trochu o vývoji hvězd

Klíčovým parametrem všech hvězd je hmotnost. Nastavuje intenzitu všech procesů vyskytujících se ve hvězdách, protože tlak, hustota a tudíž teplota hmoty v jejím hloubce závisí na hmotnosti hvězdy. A čím vyšší jsou hodnoty těchto veličin, tím vyšší je pravděpodobnost každého jednání termonukleární fúze, to znamená, že pokračuje s větší intenzitou. Stabilita hvězdy je udržována rovnováhou mezi sílou gravitační komprese a sílou tlaku, která ji tlačí, a to díky uvolnění energie během jaderných reakcí.

Hmotnost také určuje trvání stabilní existence hvězdy, dokud není vodík vyčerpán jako termonukleární palivo (fáze "hlavní sekvence") a jeho následný osud. Na konci tohoto období svého života hvězdy, v závislosti na jejich hmotě, prožívají určité změny, jejichž výsledkem je jejich přeměna na objekty jednoho ze tří typů: bílých trpaslíků, neutronových hvězd nebo černých děr. Zajímá nás první možnost.

Červené obří srdce

Pokud hmotnost hvězdy nepřesahuje určitou hranici (1,44 Sluneční hmoty), ona je předurčena stát se trpaslíkem. Jak se to děje? Po vyčerpání vodíku se v centru hvězdy vytvoří husté jádro hélia - v podstatě struska, která se během své životnosti nahromadila.

Energie již není odkloněna od středu, což znamená, že teplota a hustota se zvyšují, protože hvězda je stlačena svou vlastní gravitací. V určitém okamžiku dosáhnou takové hodnoty, při kterých je hélium již schopno vstoupit do syntézní reakce a vytvářet uhlík. V tomto okamžiku se procesy vyskytují ve skořápce hvězdy, což vede k jeho otokům a ochlazování vnějších oblastí. Hvězda se stává červeným obrem.

Jádro červeného giganta má izotermické vlastnosti, které jsou chlazeny hlavně ne emise záření z povrchu, ale jako výsledek energie neutrin, částečky, pro které je jádro transparentní.

Červený obr je nestabilní hvězda. Nakonec ztrácí své vnější vrstvy - vytváří tak velkolepé kosmické jevy planetární mlhoviny. Pouze horké jádro hélia s vyšším nebo nižším obsahem uhlíku a ve velmi nízké koncentraci zůstává těžší prvky (kyslík). Toto jádro je bílým trpaslíkem.

Degenerace plynů

Hmotnost tohoto jádra je srovnatelná s hmotností Slunce, ale velikost je o dva řády menší než velikost naší hvězdy. Závěr: hustota bílých trpaslíků je obrovská. Může se pohybovat v rozmezí od stovek kilogramů do tisíců tun na kubický centimetr. Co je látka v takovém stavu: pevná nebo možná kapalina? Ne, tuhé látky a kapaliny nemohou existovat v takových hustotách, které daleko přesahují nejkompaktnější balení atomů v látce. To je zvláštní stav hmoty.

Kvůli gigantickým tlakům jsou elektronové skořápky atomů v tomto plynu zničeny. Látka je obrovská komprimovaná plazma, jejíž chování lze popsat pouze pomocí kvantové mechaniky. Elektrony nemohou mít stejné kvantové stavy ("Pauliho zákaz"), díky nimž jejich rychlosti přebírají různé hodnoty. V běžném plynu je teplota závislá na rychlosti částic. V tomto případě, bez ohledu na teplotu, kterou má látka, nejsou rychlost elektronů v žádném případě s ní spojeny a mohou dosáhnout relativistických hodnot. Takový elektronový plyn se nazývá degenerace.

Chandrasekharův limit

Tlak degenerovaného plynu je dán svou hustotou. To, stejně jako působící síla gravitační komprese, má přímou závislost (ale v jiné míře) na hmotě bílých trpaslíků a naopak - na jejich poloměru. To znamená, že existují takové hodnoty hmoty, při nichž bude tlak vyrovnávat gravitaci, což zajistí stabilní existenci trpaslíka. Pokud bude překročena kritická hodnota 1,44 hmotností slunečního záření, trpaslík nebude trpaslíkem: tlak nezastaví kompresi, poloměr bude nadále klesat a vznikne neutronová hvězda.

Tato kritická část se jmenuje Chandrasekhar limit na počest indického fyzik, který dokázal svou existenci v roce 1931. Čím větší je hmotnost trpaslíka, tím menší je jeho poloměr. Síla gravitace na těchto hvězdách je desetkrát vyšší než síla povrchu Slunce. Slunce je však v tomto smyslu stále před námi: je určeno stát se jako trpaslík za několik miliard let.

O teplotě, velikosti a světelnosti

Povrchová teplota bílých trpaslíků může dosáhnout několika desítek nebo dokonce přes sto tisíc stupňů (Slunce má kolem 5800 K) a rozměry jsou srovnatelné s velikostí Země, tj. Plocha vyzařujícího povrchu je extrémně malá. Nyní je jasné, proč mají tak nízkou svítivost - jsou jen malé.

Nemají vlastní zdroje termonukleární energie a jejich svítivost je způsobena obrovskou dodávkou vnitřního tepla, a to nezávisle na tělesné hmotnosti, ale na věku. Trpaslík může ochladit po dlouhou dobu - desítky nebo dokonce stovky miliard let přesně proto, že vyzařuje záření skrze malý povrch. Mladí teplí trpaslíci se ochlazují rychleji. Maximální počet jejich záření spadá na rentgenové a tvrdé ultrafialové rozsahy. Takže v rentgenovém obrazu Siriuse je malý Sirius B silnější než Sirius A - nejjasnější hvězda na obloze země.

Spektra a chemické složení

Tyto zajímavé objekty jsou přiřazeny oddělené spektrální třídě D, ve které je několik znaků spojených se znaky spektra odrážejícími složení tenké atmosféry trpaslíků.

Atmosféru tedy může být vodík nebo hélium a může být také charakterizován přítomností obou těchto prvků a příměsí těžších (všechno těžší než hélium se běžně nazývá "kovy" v astronomii). Linky uhlíku, kyslíku, vápníku, železa (někdy je obtížné vysvětlit jejich přítomnost) se nacházejí ve spektrech mnoha bílých trpaslíků.

Charakteristiky složení podloží podle moderních modelů jsou následující: obsahují spoustu uhlíku a kyslíku (stejně jako rodičovská hvězda "pracovala"), stejně jako helium s malým množstvím vodíku. Jádra všech těchto prvků tvoří mřížku a elektrony jsou degenerovaný plyn, takže látka má některé vlastnosti, které ji přivádějí blízko k kovu, například s vysokou tepelnou vodivostí.

Bílí trpaslíci v blízkých binárních systémech

Trpaslíci mohou být součástí binárních systémů, jejichž hvězdné komponenty jsou tak blízko, že si vyměňují záležitost. V tomto případě masivní, hustý trpaslík přetáhne doprovodnou látku na sebe.

Vodík ze sousední hvězdy na horkém povrchu trpaslíku se zahřeje na teplotu, při které začíná termonukleární fúze. V tomto případě je flash, nazvaný nová hvězda.

Jestliže když vodík padne na trpaslíka, jeho hmotnost překračuje hranici Chandrasekhar, dojde k kolapsu, který je doprovázen výbuchem supernovy typu Ia. Pozorování takových supernov ve vzdálených galaxiích je velice zajímavé, protože vzdálenost k galaxím je určena jasem záblesků, které mají stejné charakteristiky.

Tajemné objekty

Bílý trpaslík je fenomén, který ve vesmíru není vůbec vzácný, ale je obtížné je pozorovat kvůli nízké svítivosti. Ale někdy vědci mají štěstí, že najdou zajímavé jevy.

Například v 1600 světelných letech od nás v souhvězdí Raka je úzký systém tvořený dvěma trpaslíky. Podle astronomů jsou jen 80 000 km od sebe - pětkrát méně než od Země až po Měsíc. Období jejich vzájemného ošetření je 5,4 minut. Je možné, že se brzy spojí a dojde k výbuchu supernovy. Jak se ukázalo, že součásti tohoto systému jsou tak blízko, ještě není jasné.

Kovové čáry ve spektru trpaslíků byly zmíněny výše. Vědci věří, že tyto prvky mohou naznačovat zničení planet v procesu smrti rodičovské hvězdy. Kdo ví, snad ve vzdálené budoucnosti, všechno, co z naší planety zůstane, bude stopy křemíku, železa a kyslíku v spektru trpaslíka, do něhož se slunce změní. Neměli byste se rozčílit: bude to brzy.

Podrobnosti o procesech vedoucích k narození těchto úžasných objektů také nejsou plně pochopeny a jejich vývojový model není zdaleka úplný. Takže bílí trpaslíci jsou hvězdy, které astrofyzikové stále mají mnoho překvapení, i přes to, že historie jejich studia má více než sto let.