Bílý trpaslík

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Bílý trpaslík je hvězda velmi malých rozměrů, zhruba velikosti Země. Její hmotnost je však srovnatelná s hmotností Slunce (0,1–1,4 Mʘ) a hustota je proto velmi vysoká: 104–108 g cm–3 (107–1011 kg m–3).

Obsah

Složení

Bílý trpaslík s malou hmotností je složen především z helia, neboť jeho minulý vývoj skončil u středových teplot kolem 100 mil. K. U hmotnějších bílých trpaslíků (tzv. C-N-O bílý trpaslík) probíhala za vyšších teplot syntéza helia v uhlík, dusík a kyslík. Proto se tyto prvky objevují ve spektru supernov typu I. Nejtěžší jsou O-Mg-Ne bílí trpaslíci. Zůstali jako odhalené jádro masivního červeného obra, v němž teplota dosáhla teplot až do 800 mil. K.

Někteří bílý trpaslíci mají silná magnetická pole (magnetické indukci až 104 T = 108 G) a někteří se velmi rychle otáčejí.

Vyzařování světla

Vzhledem ke svým malým rozměrům vyzařují bílí trpaslíci velmi málo světla a ani ti nejbližší nejsou pouhým okem viditelní. Jejich absolutní hvězdná velikost je pouze 10-15 mag. Vyzařují několiksetkrát až desettisíckrát méně energie než Slunce. Nejznámějším bílým trpaslíkem je Sirius B, průvodce Siria. Na základě nezvyklého pohybu Siria se Bessel už v roce 1844 domníval, že Sirius musí mít neviditelného průvodce. Americký optik Alvan Clark v roce 1862 předpovězeného Siria B objevil. Když pak byla u hvězd Sirius B, 40 Eridani B a van Maanenovy hvězdy zjištěna vysoká povrchová teplota a neobvykle nízká zářivost, bylo jasné, že jsou to objekty velikosti Země, ale hmotnosti Slunce, tedy s hustotou mnohem větší než hustota Slunce nebo planet. O takové látce se nic nevědělo, neboť stavba atomu nebyla tehdy známa. Ve dvacátých letech minulého století kvantová mechanika vysvětlila stavbu atomu vybudovaného z jádra a elektronů. Tyto části zabírají jen nepatrnou část prostoru atomu. Prázdnota atomu dovolovala stlačení hmoty do velkých hustot, jaké jsou v bílém trpaslíku. Stlačení obstarala vlastní gravitace mateřské hvězdy trpaslíka a tlakem proti gravitaci působil degenerovaný elektronový plyn.

Název a vznik

Název „bílý“ není zcela výstižný. Bílý trpaslík vznikne odhalením degenerovaného jádra červeného obra. Zpočátku, když se červený obr zbaví svého obalu, je jeho degenerované namodralé jádro (tedy bílý trpaslík) opravdu žhavé, neboť má několik set tisíc stupňů na povrchu. Avšak potom chladnoucí namodralý trpaslík zbělá, zežloutne, zčervená, potom vyzařuje pouze infračervené záření a nakonec se stane vychladlým a nepozorovatelným černým trpaslíkem. V Galaxii dosud vzniklo kolem 10 mld. bílých trpaslíků, z nichž mnozí už vychladli a stali se trpaslíky černými. Bílý trpaslík spektrálních tříd A a F jsou však nejjasnější a byli objeveni jako první. Název „bílý“ proto zůstal i pro ty starší, chladnější, i když vůbec bílí nejsou.

Hmotnost

Největší hmotnost bílého trpaslíka může být 1,4 Mʘ, tj. tzv. Chandrasekharova mez. V nitru bílého trpaslíka je degenerovaná látka. Je složena převážně z jader uhlíku, kyslíku a hořčíku a z degenerovaného elektronového plynu. Jako důsledek degenerace je bílý trpaslík tím menší, čím má větší hmotnost. Zdrojem záření bílého trpaslíka nejsou termonukleární reakce, jak je tomu u plazmových hvězd.

Teplota a záření

Bílý trpaslík vyzařuje své vnitřní teplo. Je to fosilní teplo, které si vytvořil a uchoval z období termonukleárních reakcí. Protože vodivost degenerovaných plynů je velmi vysoká, je degenerované izotermní nitro i těsně pod atmosféru žhavé, o teplotě mnoha mil. K. Od okolního mrazivého mezihvězdného prostoru je izolováno tenkou (několik desítek km) povrchovou vrstvu normálního ideálního plynu, které zabraňuje jeho náhlému ochlazení. Při malé zářivosti vydrží bílý trpaslík zářit mnoho mld. let. Můžeme je nazvat „hvězdnými důchodci“. Připomínají žhavé uhlí, které zůstane po ohni: žhne, ale nehoří.

Z horní části povrchové slupky - atmosféry - je emitováno záření. Spektra bílých trpaslíků jsou označována písmenem w (např. wA 5). Vyznačují se velmi širokými absorpčními čarami. Rozšíření spektrálních čar je pro bílé trpaslíky charakteristické. Je způsobeno vysokým tlakem, to je velmi četnými srážkami, k nimž v husté atmosféře dochází.

Počet v Galaxii

Vzhledem k tomu, že bílí trpaslíci jsou slabé hvězdy, známe jen ty nejbližší. Z jejich četnosti však lze odhadnout jejich celkový počet v Galaxii na více jak 10 mld. Existují dokonce kulové hvězdokupy s desetitisíci bílými trpaslíky. Příkladem takového „hromadného hvězdného hřbitova“ je kulová hvězdokupa M 4 (v souhvězdí Štíra na východ u Antara). Je v ní zhruba 40 000 bílých trpaslíků, nedávno odumřelých sluncí a jejich planetárních soustav.

Osamělý bílý trpaslík

Osamělý bílý trpaslík je pozůstatek hvězdy, která za svého termonukleárního života přeměnila 1030 kg kosmického plazmatu v degenerovanou látku - viz Změny látky ve vesmíru. Tento proces je nevratný, degenerovaný trpaslík se nemůže stát mezihvězdnou globulí, z níž se zrodil před mnoha miliardami roků.

Dvojhvězda

Bílý trpaslík často bývá složkou dvojhvězdy. V ní mohou být dva bílí trpaslíci nebo bílý trpaslík a normální hvězda. Pokud je bílý trpaslík složkou těsné dvojhvězdy, může ze svého plazmového průvodce odčerpat dostatečně velké množství vodíku, aby na jeho povrchu došlo k jadernému výbuchu (nesmírné vodíkové superbombě), který pozorujeme jako novu, rekurentní novu či trpasličí novu. Pokud je druhou složkou veleobr, je jaderný výbuch nakumulované hmoty na bílém trpaslíku supernovou typu I.

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]