BELI PRITLIKAVEC: ZNAČILNOSTI, SESTAVA, TVORBA, VRSTE - ARTE - 2025

Bela pritlikavka je zvezda v zadnjih stopnjah njegovega razvoja, ki je že porabil ves vodik v jedru, kot tudi gorivo v svojem notranjem reaktorju. V teh okoliščinah se zvezda ohladi in zaradi lastne gravitacije neverjetno strdi.

V njem je shranjena samo toplota, tako da je na nek način beli škrat kot oglje, ki ostane po ugasanju kolosalnega kresa. Minilo bo več milijonov let, preden bo zapustil zadnji vdih svoje toplote in se spremenil v hladen in temen predmet.

Slika 1. Zapiranje binarnega sistema Sirius A (glavna zvezda) in Sirius B (beli škrat) na rentgenskih žarkih Chandra. Vir: Wikimedia Commons.

Odkritje

Čeprav jih je zdaj znano, da jih je v izobilju, jih ni bilo nikoli enostavno opaziti, saj so izjemno majhne.

Prvo belo pritlikavko je William Herschel odkril leta 1783 kot del Eridanijevega zvezdnega sistema 40 v ozvezdju Eridano, katerega najsvetlejša zvezda je Ahernar, ki je pozimi viden na jugu (na severni polobli).

40 Eridani je sestavljen iz treh zvezd, ena od njih je 40 Eridane A. vidna s prostim očesom, vendar sta 40 Eridani B in 40 Eridani C veliko manjša. B je beli škrat, C pa rdeči škrat.

Leta kasneje je po odkritju sistema 40 Eridani nemški astronom Friedrich Bessel leta 1840 odkril, da ima Sirius, najsvetlejša zvezda v Canis Majorju, diskretnega spremljevalca.

Bessel je na poti Siriusa opazil majhne sinuositete, katerih razlaga ne bi mogla biti le bližina druge manjše zvezde. Imenovali so ga Sirius B, približno 10.000 krat zatemnjen od čudovitega Siriusa A.

Izkazalo se je, da je Sirius B tako majhen ali manjši od Neptuna, vendar z neverjetno visoko gostoto in površinsko temperaturo 8000 K. In ker Sirius B sevanje ustreza beli spektru, je postal znan kot "beli škrat."

In od takrat naprej se imenuje vsaka zvezda s temi lastnostmi, čeprav so beli pritlikavci lahko tudi rdeči ali rumeni, saj imajo različne temperature, beli pa so najpogostejši.

značilnosti

Do danes je bilo dokumentiranih približno 9000 zvezd, uvrščenih med bele pritlikavce, v skladu s projektom Sloan Digital Sky Survey (SDSS), projektom, namenjenim izdelavi podrobnih tridimenzionalnih zemljevidov znanega vesolja. Kot smo že rekli, jih ni mogoče odkriti zaradi njihove šibke svetilnosti.

V Sončevi bližini je kar nekaj belih škratov, veliko sta jih odkrila astronoma G. Kuyper in W. Luyten v zgodnjih 1900-ih. Zato smo njegove glavne značilnosti raziskovali z relativno lahkoto, glede na razpoložljivo tehnologijo.

Najbolj izstopajo:

- Majhna velikost, primerljiva s planetom.

- Visoka gostota.

- Nizka svetilnost.

- Temperature v območju od 100000 do 4000 K.

- Imajo magnetno polje.

- Imajo atmosfero vodika in helija.

- Intenzivno gravitacijsko polje.

- Nizka izguba energije zaradi sevanja, zato se ohladi zelo počasi.

Zahvaljujoč temperaturi in svetilnosti je znano, da so njihovi polmeri zelo majhni. Beli pritlikavec, katerega temperatura površine je podobna temperaturi Sonca, komaj oddaja eno tisočino svetilnosti. Zato mora biti površina škrata zelo majhna.

Slika 2. Sirius B in planet Venera imata približno enak premer. Označeno

Zaradi kombinacije visoke temperature in majhnega polmera je zvezda videti bela, kot je omenjeno zgoraj.

Glede njihove strukture se domneva, da imajo trdno jedro kristalne narave, obdano s snovjo v plinastem stanju.

To je mogoče zaradi zaporednih preobrazb, ki se zgodijo v zvezdnem jedrskem reaktorju: od vodika do helija, od helija do ogljika in od ogljika do težjih elementov.

To je resnična možnost, saj je temperatura v pritlikavem jedru dovolj nizka, da lahko obstaja tako trdno jedro.

Pravzaprav je bil pred kratkim odkrit bel palček, za katerega se verjame, da ima diamantno jedro premera 4000 km, ki se nahaja v ozvezdju Alpha Centauri, 53 svetlobnih let od Zemlje.

Gostota belih palčkov

Vprašanje gostote belih škratov je povzročilo veliko zadrego med astronomi v poznem 19. in začetku 20. stoletja. Izračuni so kazali na zelo visoke gostote.

Beli pritlikavec ima lahko maso do 1,4-krat večjo od našega Sonca, stisnjeno na velikost Zemlje. Na ta način je njegova gostota milijon-krat večja od gostote vode in ravno to vzdržuje beli škrat. Kako je to mogoče?

Kvantna mehanika trdi, da delci, kot so elektroni, lahko zasedejo le določene ravni energije. Obstaja tudi načelo, ki omejuje razporeditev elektronov okoli atomskega jedra: načelo izključitve Paulija.

Glede na to lastnost materije je nemogoče, da bi dva elektrona imela isto kvantno stanje znotraj istega sistema. Poleg tega v navadni materiji običajno niso zasedene vse dovoljene ravni energije, le nekatere so.

To pojasnjuje, zakaj je gostota kopenskih snovi le nekaj gramov na kubični centimeter.

Izrojena snov

Vsaka raven energije zasede določen volumen, tako da se regija, ki zaseda eno raven, ne prekriva z drugo. Na ta način lahko dve težavi z isto energijo sobivata brez težav, dokler se ne prekrivata, saj obstaja sila degeneracije, ki to preprečuje.

Tako nastane nekakšna kvantna ovira, ki omeji krčenje snovi v zvezdi in ustvari tlak, ki kompenzira gravitacijski kolaps. Tako se ohrani celovitost belega pritlikavca.

Medtem elektroni zapolnijo vse možne energetske položaje, hitro zapolnijo najnižje in le tiste z največjo energijo, ki je na voljo.

V teh okoliščinah je materija z zasedenimi vsemi energijskimi stanji v stanju, ki ga v fiziki imenujemo degenerirano stanje. To je stanje največje možne gostote, po načelu izključitve.

Ker pa je negotovost v položaju △ x elektronov minimalna, zaradi visoke gostote po Heisenbergovem principu negotovosti, bo negotovost v linearnem trenutku △ p zelo velika, da bi kompenzirala majhnost △ x in izpolnila Torej:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Kjer je h h / 2π, kjer je h Planckova stalnica. Tako se hitrost elektronov približa svetlobni hitrosti in tlak, ki ga izvajajo, se poveča, saj se tudi trki povečajo.

Ta kvantni tlak, imenovan Fermijev tlak, je neodvisen od temperature. Zato ima beli pritlikavec energijo pri kateri koli temperaturi, vključno z absolutno ničlo.

Evolucija

Zahvaljujoč astronomskim opazovanjem in računalniškim simulacijam se tvorba značilne zvezde, kot je naše Sonce, izvede na naslednji način:

- Najprej se plin in kozmični prah, ki ga obiluje vodik in helij, kondenzirata zahvaljujoč gravitaciji, da bi ustvaril protostar, mlad zvezdni predmet. Protostar je hitro strjena sfera, katere temperatura se skozi milijone let postopoma povečuje.

- Ko dosežemo kritično maso in s povečanjem temperature se v zvezdi vklopi jedrski reaktor. Ko se to zgodi, se začne zlivanje vodika in zvezda se pridruži tako imenovanemu glavnemu zaporedju (glej sliko 3).

- Po preteku časa se vodik v jedru izčrpa in začne se vžig vodika v najbolj oddaljenih plasteh zvezde ter helija v jedru.

- Zvezda se širi, povečuje svetlost, znižuje temperaturo in postane rdeča. To je faza rdečega velikana.

- Zunanji plasti zvezde so ločeni zaradi zvezdnega vetra in tvorijo planetarno meglico, čeprav v njej ni planetov. Ta meglica obdaja jedro zvezde (veliko bolj vroče), ki po izčrpanju rezerve vodika začne sežgati helij in tvori težje elemente.

- Meglica se razširi in zapusti pogodbeno jedro prvotne zvezde, ki postane bela pritlikavka.

Čeprav je jedrska fuzija kljub materialu še vedno obstajala, ima zvezda še vedno neverjetno rezervo toplote, ki jo sevanje oddaja zelo počasi. Ta faza traja dlje časa (približno 10 ¹⁰ let, predvidena starost vesolja).

- Ko je hladno, svetloba, ki jo je oddajala, popolnoma izgine in beli škrat postane črni škrat.

Slika 3. Življenjski cikel zvezd. Vir: Wikimedia Commons. RN Bailey

Evolucija Sonca

Najverjetneje naše Sonce zaradi svojih značilnosti prehaja skozi opisane stopnje. Danes je Sonce odrasla zvezda v glavnem zaporedju, vendar ga vse zvezde v nekem trenutku zapustijo prej ali slej, čeprav tam preživijo večino svojega življenja.

Za vstop v naslednjo etapo rdečega velikana bo minilo več milijonov let. Ko se bo to zgodilo, bo Zemljo in druge notranje planete zajelo vzhajajoče Sonce, še prej pa bodo oceani najverjetneje izhlapeli in Zemlja bo postala puščava.

Niso vse zvezde skozi te faze. Odvisno je od njegove mase. Tisti, ki so veliko bolj masivni od Sonca, imajo veliko bolj spektakularen konec, ker se končajo kot supernove. Ostank v tem primeru je lahko svojevrsten astronomski objekt, na primer črna luknja ali nevtronska zvezda.

Meja Chandrasekhar

Leta 1930 je 19-letni hindujski astrofizik po imenu Subrahmanyan Chandrasekhar določil obstoj kritične mase v zvezdah.

Zvezda, katere masa je pod to kritično vrednostjo, sledi poti belega škrata. Če pa je njegova masa nad vrhom, se njegovi dnevi končajo v kolosalni eksploziji. To je meja Chandrasekharja in je približno 1,44-krat večja od mase našega Sonca.

Izračuna se na naslednji način:

Tukaj je N število elektronov na enoto mase, ћ je Planckova konstanta, deljena z 2π, c je hitrost svetlobe v vakuumu in G je univerzalna gravitacijska konstanta.

To ne pomeni, da zvezde, večje od Sonca, ne morejo postati beli palčki. Z vesim bivanjem v glavnem zaporedju zvezda nenehno izgublja maso. To stori tudi v svoji fazi rdeče orjaške in planetarne meglice.

Po drugi strani, ko se enkrat spremeni v belega pritlikavca, lahko zvezda močna gravitacija privabi maso druge bližnje zvezde in poveča svojo. Ko je meja Chandrasekhar presežena, konec pritlikavca in druga zvezda - morda ne bo tako počasen, kot je opisan tukaj.

Ta bližina lahko znova zažene izumrli jedrski reaktor in povzroči ogromno eksplozijo supernove (supernove Ia).

Sestava

Ko se je vodik v jedru neke zvezde preoblikoval v helij, začne talil ogljikove in kisikove atome.

In ko se rezerva helija izčrpa, je beli pritlikavec sestavljen predvsem iz ogljika in kisika, ponekod pa iz neona in magnezija, če ima jedro dovolj pritiska, da te elemente sintetizira.

Slika 4. Zvezda AE Aquarii je pulzirajoči beli škrat. Vir: NASA prek Wikimedia Commons.

Morebiti ima palček tanko atmosfero helija ali vodika, saj je površinska teža zvezde velika, težki elementi se nabirajo v središču, tako da ostanejo na površini lažji.

V nekaterih palčkih je mogoče celo zliti neonske atome in ustvariti trdna železna jedra.

Usposabljanje

Kot smo že povedali v prejšnjih odstavkih, se beli škrat oblikuje po tem, ko zvezda izčrpa rezervo vodika. Potem se nabrekne in razširi ter nato izžene materijo v obliki planetarne meglice, pri čemer pušča jedro v notranjosti.

To jedro, sestavljeno iz degenerirane snovi, je tisto, kar je znano kot bela pritlikava zvezda. Ko se njen fuzijski reaktor izklopi, se počasi skrči in ohladi, izgubi pa vso toplotno energijo in svetilnost.

Vrste belih palčkov

Za razvrščanje zvezd, vključno z belimi pritlikavci, se uporablja spektralni tip, ki je odvisen od temperature. Za poimenovanje pritlikavih zvezd se uporablja veliko črko D, ki ji sledi ena od teh črk: A, B, C, O, Z, Q, X. Te druge črke: P, H, E in V označujejo še vrsto nizov lastnosti natančneje.

Vsaka od teh črk označuje izrazito lastnost spektra. Na primer, zvezda DA je bela pritlikavka, katere spekter ima vodikovo črto. Škrat DAV ima vodikovo črto in poleg tega V kaže, da je spremenljiva ali pulzirajoča zvezda.

Nazadnje se v črke doda število med 1 in 9, ki označuje temperaturni indeks n:

n = 50400 / efektivno T zvezde

Druga klasifikacija belih pritlikavcev temelji na njihovi masi:

- približno 0,5 M ne

- povprečna masa: med 0,5 in 8 krat M Sol

- Med 8 in 10-kratno maso Sonca.

Primeri belih palčkov

- Sirius B v ozvezdju Can Major, spremljevalec Siriusa A, najsvetlejše zvezde na nočnem nebu. Je najbližji beli škrat od vseh.

- AE Aquarii je bel pritlikavec, ki oddaja rentgenske impulze.

- 40 Eridani B, oddaljenih 16 svetlobnih let. Opazovati ga je s teleskopom

- HL Tau 67 spada v ozvezdje Bika in je spremenljiv beli pritlikavec, prvi te vrste, ki so ga odkrili.

- DM Lyrae je del binarnega sistema in je beli škrat, ki je eksplodiral kot nova v 20. stoletju.

- WD B1620 je beli pritlikavec, ki spada tudi v binarni sistem. Spremljevalna zvezda je pulzirajoča zvezda. V tem sistemu je planet, ki kroži oba.

- Procyon B, spremljevalec Procyona A, v ozvezdju Manjšega psa.

Slika 5. Binarni sistem Procyon, beli škrat je drobna pika na desni. Vir: Giuseppe Donatiello prek Flickr.

Reference

1. Carroll, B. Uvod v sodobno astrofiziko. 2. Izdaja. Pearson.
2. Martínez, D. Zvezdna evolucija. Pridobljeno iz: Google Knjige.
3. Olaizola, I. Beli palčki. Pridobljeno: teleforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Moderna astronomija. Uredništvo Reverté.
5. Wikipedija. Beli palčki. Pridobljeno: es. wikipedia.org.
6. Wikipedija. Seznam belih palčkov. Pridobljeno s strani en.wikipedia.org.