Keď sa pozrieme na nočnú oblohu, zdá sa nám, že všetky hviezdy sú rovnaké. Ľudské oko s veľkými ťažkosťami rozlišuje viditeľné spektrum svetla vyžarovaného vzdialenými nebeskými telesami. Hviezda, ktorá je stále sotva viditeľná, môže už dávno zhasnúť a vidíme iba jej svetlo. Každá hviezda žije svoj vlastný život. Niektoré svietia dokonca aj biele svetlo, iné vyzerajú ako jasné bodky pulzujúce neonové svetlo. Ešte ostatné sú matné žiariace škvrny, sotva viditeľné na oblohe.
Každá hviezda zostáva v určitej fáze jej vývoja a časom sa stáva nebeským telom inej triedy. Namiesto jasného a oslnivého bodu na nočnej oblohe sa objaví nový vesmírny objekt - biely trpaslík - starnúca hviezda. Táto fáza vývoja je charakteristická pre väčšinu obyčajných hviezd. Nevyhýbajte sa podobnému osudu a nášmu slnku.
Čo je biely trpaslík: hviezda alebo fantóm?
Len v poslednej dobe, v 20. storočí, bolo vedcom jasné, že biely trpaslík je všetko, čo zostáva v priestore od obyčajnej hviezdy. Štúdium hviezd z hľadiska termonukleárnej fyziky prinieslo predstavu o procesoch, ktoré sa zúrili v hĺbkach nebeských telies. Hviezdy vytvorené ako výsledok interakcie gravitačných síl predstavujú kolosálny termonukleárny reaktor, v ktorom sa neustále objavujú reťazové reakcie štiepenia vodíka a hélia. V takýchto komplexných systémoch nie je rýchlosť vývoja komponentov rovnaká. Obrovské zásoby vodíka zabezpečujú život hviezdy miliardy rokov dopredu. Termonukleárne vodíkové reakcie prispievajú k tvorbe hélia a uhlíka. Po termonukleárnej fúzii vstupujú do hry zákony termodynamiky.
Keď hviezda spotrebuje všetok vodík, jeho jadro sa pod vplyvom gravitačných síl a obrovského vnútorného tlaku začína zmenšovať. Strata hlavnej časti obálky, nebeské telo dosiahne hromadný limit hviezdy, pri ktorom môže existovať ako biely trpaslík, ktorý nemá zdroje energie a naďalej vyžaruje teplo zotrvačnosťou. V skutočnosti sú bieli trpaslíci hviezdami triedy červených obrov a supergiantov, ktorí stratili svoju vonkajšiu škrupinu.
Termonukleárna fúzia vyčerpáva hviezdu. Vodík sa vysychá a hélium ako masívnejšia zložka sa môže ďalej vyvíjať a dosiahnuť nový stav. To všetko vedie k tomu, že na začiatku tvoria červí obri na mieste bežnej hviezdy a hviezda opúšťa hlavnú sekvenciu. Preto sa nebeské telo postupne mení na cestu pomalého a nevyhnutného starnutia. Starnutie hviezdy je dlhá cesta k neúčasti. To všetko sa deje veľmi pomaly. Biely trpaslík je nebeské telo, s ktorým, mimo hlavnej sekvencie, nastane nevyhnutelný proces zániku. Reakcia syntézy hélia vedie k tomu, že jadro starnúcej hviezdy sa zmenšuje, hviezda konečne stráca svoju škrupinu.
Vývoj bielych trpaslíkov
Mimo hlavnej sekvencie sa hviezda vybledne. Pod vplyvom gravitácie sa vyhrievaný plyn červených gigantov a supergiantov rozptýli po celom vesmíre a vytvorili mladú planetárnu hmlovinu. Po stovkách tisíc rokov bola rozptyl hmloviny a na jej mieste zostáva degenerované jadro červeného obra bieleho. Teploty takéhoto objektu sú pomerne vysoké od 90000 K, odhadujúc od absorpčnej čiary spektra a až do 130 000 K, keď sa hodnotenie vykonáva v rámci röntgenového spektra. Avšak kvôli svojej malej veľkosti sa chladenie nebeského tela stáva veľmi pomalým.
Ten obraz hviezdnej oblohy, ktorý pozorujeme, má vek desiatok až stoviek miliárd rokov. Tam, kde uvidíme bielych trpaslíkov, môže už existovať iné vesmírne telo. Hviezda sa presunula do triedy čiernych trpaslíkov, poslednej fázy vývoja. V skutočnosti namiesto hviezdy zostáva zrazenina hmoty, ktorej teplota sa rovná teplote okolitého priestoru. Hlavným rysom tohto objektu je úplná absencia viditeľného svetla. Zaznamenanie takejto hviezdy v bežnom optickom teleskopu je pomerne zložité kvôli nízkej svietivosti. Hlavným kritériom na detekciu bielych trpaslíkov je prítomnosť vysokovýkonného ultrafialového žiarenia a röntgenových lúčov.
Všetci známi bieli trpaslíci, v závislosti od ich spektra, sú rozdelení do dvoch skupín:
- vodíkové objekty, spektrálna trieda DA, v ktorej spektre nie sú žiadne línie hélia;
- heliové trpaslíky, spektrálne triedy DB. Hlavné línie v spektre sú v héliu.
Biely trpaslíci typu vodíka tvoria väčšinu obyvateľstva, až 80% všetkých aktuálne známych objektov tohto typu. Heliové trpaslíci účtujú zvyšných 20%.
Evolučná fáza, v dôsledku ktorej sa objaví biely trpaslík, je posledným pre nehmotné hviezdy, ktoré zahŕňajú našu hviezdu, Slnko. V tejto fáze hviezda má nasledujúce charakteristiky. Napriek takej malej a kompaktnej veľkosti hviezdy jej hviezdna hmotnosť váži presne toľko, koľko sa vyžaduje pre jej existenciu. Inými slovami, bieli trpaslíci, ktorých polomery sú 100 krát menšie než polomer slnečného disku, majú hmotnosť rovnajúcu sa hmotnosti Slnka alebo dokonca vážia viac ako naša hviezda.
To naznačuje, že hustota bieleho trpaslíka je niekoľkonásobne vyššia ako hustota obyčajných hviezd, ktoré sú v rámci hlavnej sekvencie. Napríklad hustota našej hviezdy je 1,41 g / cm3, zatiaľ čo hustota bielych trpaslíkov môže dosiahnuť kolosálne hodnoty 105 až 110 g / cm3.
Pri absencii vlastných zdrojov energie tieto objekty postupne ochladzujú, resp. Majú nízku teplotu. Na povrchu bielych trpaslíkov zaznamenala teplotu v rozmedzí 5000 - 5 000 stupňov Kelvina. Čím staršia je hviezda, tým nižšia je jej teplota.
Napríklad sused najjasnejšej hviezdy na našej oblohe, Sirius A, biely trpaslík Sirius B, má povrchovú teplotu iba 2100 stupňov Kelvina. Vo vnútri tohto nebeského tela je oveľa teplejšie, takmer 10 000 ° K. Sirius B bol prvým bielym trpaslíkom objaveným astronómami. Farba bielych trpaslíkov objavených po Siriuse B sa ukázala ako biela ako dôvod, prečo tento názov dáva tejto triede hviezd.
Pri jasnosti svetla Sirius A je 22 krát jasnejším na našej Slnko, zatiaľ čo jeho sestra Sirius B svieti s tlmeným svetlom, zreteľne nižším jasom ako svojim oslniacim susedom. Bolo možné zistiť prítomnosť bieleho trpaslíka vďaka obrazom Siriusu vyrobenému z röntgenového teleskopu Chandra. Biely trpaslíci nemajú výrazné svetelné spektrum, takže tieto hviezdy sú považované za dostatočne studené kozmické objekty. V infračervenom a röntgenovom rozlíšení Sirius B svieti oveľa jasnejšie a stále vydáva ohromné množstvo tepelnej energie. Na rozdiel od bežných hviezd, kde je korónou zdrojom röntgenových vĺn, je biely trpaslík zdrojom žiarenia z fotosféry.
Byť mimo hlavnej sekvencie v prevalencii týchto hviezd nie sú najbežnejšie objekty vo vesmíre. V našej galaxii podiel bielych trpaslíkov predstavuje len 3-10% nebeských telies. Pre túto časť hviezdnej populácie našej galaxie neistota odhadu sťažuje radiačné oslabenie vo viditeľnej polárnej oblasti. Inými slovami, svetlo bielych trpaslíkov nie je schopné prekonať veľké zhluky kozmického plynu, ktoré tvoria ramená našej galaxie.
Vedecký pohľad na históriu výskytu bielych trpaslíkov
Navyše v nebeských telách namiesto vysušených hlavných zdrojov termonukleárnej energie vzniká nový zdroj termonukleárnej energie, trojitá héliová reakcia alebo trojitý alfa proces, ktorý spôsobuje vyhorenie hélia. Tieto predpoklady boli úplne potvrdené, keď bolo možné pozorovať správanie hviezd v infračervenom rozsahu. Spektrum svetla obyčajnej hviezdy sa výrazne líši od obrazu, ktorý vidíme pri pohľade na červené obra a bielych trpaslíkov. Pri degenerovaných jadrách takých hviezd existuje horný limit hmotnosti, inak sa nebeské telo stane fyzicky nestabilným a môže dôjsť k kolapsu.
Je takmer nemožné vysvetliť takú vysokú hustotu, ktorú majú bieli trpaslíci z pohľadu fyzických zákonov. Prebiehajúce procesy sa objasnili len vďaka kvantovej mechanike, ktorá umožnila študovať stav elektrónového plynu hviezdnej hmoty. Na rozdiel od bežnej hviezdy, kde sa štandardný model používa na štúdium stavu plynu, u bielych trpaslíkov sa vedci zaoberajú tlakom relativistického degenerovaného elektrónového plynu. Jednoducho povedané, pozorujeme nasledujúce. S obrovskou kompresiou 100 alebo viackrát sa hviezdna hmota stane ako jediný veľký atóm, v ktorom sa spájajú všetky atómové väzby a reťazce. V tomto stave elektrony tvoria degenerovaný elektrónový plyn, ktorého nová kvantová formácia môže vydržať gravitačné sily. Tento plyn tvorí husté jadro zbavené škrupiny.
Podrobná štúdia bielych trpaslíkov využívajúcich rádiové teleskopy a röntgenové optiky ukázala, že tieto nebeské objekty nie sú na prvý pohľad tak jednoduché a nudné. Vzhľadom na absenciu termonukleárnych reakcií v takýchto hviezdach vzniká otázka nedobrovoľne - odkiaľ pochádza obrovský tlak, ktorý dokázal vyrovnať sily gravitácie a sily vnútornej príťažlivosti.
V dôsledku výskumu fyzikov v oblasti kvantovej mechaniky bol vytvorený biely trpaslík. Pod pôsobením gravitačných síl sa hviezdna hmota stlačí do takej miery, že elektrónové obaly atómov sú zničené, elektróny začínajú vlastným chaotickým pohybom a pohybujú sa z jedného štátu do druhého. Jadrá atómov v neprítomnosti elektrónov vytvárajú systém, vytvárajúc silnú a stabilnú väzbu medzi nimi. Existuje toľko elektrónov v hviezdnej hmote, v ktorej sa vytvárajú mnohé stavy, respektíve sa zachová rýchlosť elektrónu. Vysoká rýchlosť elementárnych častíc vytvára obrovský vnútorný tlak elektrónového degenerovaného plynu, ktorý je schopný odolávať gravitačným silám.
Kedy sa dozvedeli bieli trpaslíci?
Napriek skutočnosti, že prvý biely trpaslík, objavený astrofyzikmi, sa považuje za Siriusa B, existujú priaznivci verzie predchádzajúceho známeho vedeckej komunity s hviezdnymi predmetmi tejto triedy. Už v roku 1785 prvýkrát astronóm Herschel zahrnul do hviezdneho katalógu trojitý hviezdny systém v súhvezdí Eridanus, ktorý rozdelil všetky hviezdy oddelene. Len o 125 rokov neskôr astronómovia identifikovali anomálne nízku svietivosť 40 Eridane B pri vysokej farebnej teplote, čo bolo dôvodom na oddelenie takýchto objektov do samostatnej triedy.
Objekt mal slabú veľkosť zodpovedajúcu veľkosti + 9,52 m. Biely trpaslík mal hmotnosť ½ slnečného žiarenia a mal menší priemer ako Zem. Tieto parametre boli v rozpore s teóriou vnútornej štruktúry hviezd, kde bola jasom, polomerom a teplotou povrchu hviezdy kľúčovými parametrami určovania triedy hviezdy. Malý priemer, nízka svietivosť z hľadiska fyzikálnych procesov nezodpovedala vysokej farebnej teplote. Tento nesúlad spôsobil veľa otázok.
Rovnako situácia vyzerala ako u iného bieleho trpaslíka - Sirusa B. Ako spoločník najjasnejšej hviezdy má biely trpaslík malé rozmery a veľkú hustotu hviezdnej hmoty - 106 g / cm3. Na porovnanie, množstvo substancie tohto nebeského tela so škatuľkou by vážilo viac ako milión ton na našej planéte. Teplota tohto trpaslíka je 2,5 krát vyššia ako hlavná hviezda systému Sirius.
Nedávne vedecké poznatky
Nebeské telá, s ktorými sa zaoberáme, sú prírodným, prírodným testovacím priestorom, vďaka ktorému môže človek študovať štruktúru hviezd, fázy ich vývoja. Ak sa narodenie hviezd dá vysvetliť fyzickými zákonmi, ktoré pôsobia rovnakým spôsobom v každom prostredí, potom vývoj hviezd predstavuje úplne odlišné procesy. Vedecké vysvetlenie mnohých z nich prechádza do kategórie kvantovej mechaniky, vedy elementárnych častíc.
Biely trpaslíci v tomto svetle vyzerajú na tie najzákladnejšie objekty:
- Po prvé, proces degenerácie hviezdneho jadra vyzerá veľmi zvedavý, v dôsledku čoho sa hviezdna hmota v priestore nerozlišuje, ale naopak sa zmenšuje na nepredstaviteľné veľkosti;
- Po druhé, pri absencii termonukleárnych reakcií zostávajú biely trpaslíci celkom horúce vesmírne objekty;
- Po tretie, tieto hviezdy s vysokou farebnou teplotou majú nízku svietivosť.
Vedci všetkých pruhov, astrofyzikov, fyzikov a jadrových vedcov ešte neodpovedali na tieto a mnohé ďalšie otázky, ktoré nám umožnia predpovedať osud nášho svietidla. Slnko očakáva osud bieleho trpaslíka, ale je otázne, či človek môže sledovať slnko v tejto úlohe.
