Bílý trpaslík
Bílý trpaslík je kompaktní hvězda. Jejich hmota je namačkaná na sebe. Gravitace přitáhla atomy těsně k sobě a odebrala jim elektrony. Hmotnost bílého trpaslíka je podobná hmotnosti Slunce, ale jeho objem je podobný objemu Země.
Bílí trpaslíci jsou konečným vývojovým stadiem všech hvězd, jejichž hmotnost není dostatečně vysoká na to, aby se staly neutronovými hvězdami. Více než 97 % hvězd v Mléčné dráze se stane bílými trpaslíky. §1 Poté, co skončí životnost hvězdy hlavní posloupnosti, v níž dochází ke slučování vodíku, se hvězda rozšíří na červenéhoobra, který ve svém jádře slučuje helium na uhlík a kyslík. Pokud červený obr nemá dostatečnou hmotnost pro fúzi uhlíku, kolem 1 miliardy K se v jeho středu nahromadí neaktivní uhlík a kyslík. Poté, co se zbaví svých vnějších vrstev a vytvoří planetární mlhovinu, zůstane po něm jádro, které je bílým trpaslíkem.
V materiálu bílého trpaslíka již neprobíhají termojaderné reakce, takže hvězda nemá zdroj energie. Proti gravitačnímu kolapsu ji nepodporuje teplo z fúze.
Hvězda jako naše Slunce se po vyčerpání paliva stane bílým trpaslíkem. Ke konci svého života projde fází červeného obra a poté ztratí většinu svého plynu, až se zbytek smrští a stane se mladým bílým trpaslíkem.
Snímek Síria A a Síria B pořízený Hubbleovým vesmírným dalekohledem. Sírius B, který je bílým trpaslíkem, je vidět jako slabá světelná skvrna vlevo dole od mnohem jasnějšího Síria A.
Bílí trpaslíci
Historie
Bílí trpaslíci byli objeveni v 18. století. První bílý trpaslík, nazvaný 40 Eridani B, byl objeven 31. ledna 1783 Williamem Herschelem. p73 Je součástí tříhvězdného systému 40 Eridani.
Druhý bílý trpaslík byl objeven v roce 1862, ale zpočátku byl považován za červeného trpaslíka. Jednalo se o malou hvězdu poblíž hvězdy Sírius. Tento průvodce hvězdy, nazvaný Sírius B, měl povrchovou teplotu asi 25 000 kelvinů, takže byl považován za horkou hvězdu. Sírius B byl však asi 10 000krát slabší než primární hvězda Sírius A. Vědci zjistili, že hmotnost Síria B je téměř stejná jako hmotnost Slunce. To znamená, že kdysi byl Sírius B hvězdou podobnou našemu Slunci.
V roce 1917 objevil Adriaan van Maanen bílého trpaslíka, který se nazývá Van Maanen 2. Byl to třetí objevený bílý trpaslík. Kromě Síria B je to nejbližší bílý trpaslík k Zemi.
Záření a teplota
Bílý trpaslík má nízkou svítivost (celkové množství vyzařovaného světla), ale velmi horké jádro. Jádro může mít teplotu 107 K, zatímco povrch pouze 104 K.
Bílý trpaslík je při svém vzniku velmi horký, ale protože nemá žádný zdroj energie, postupně svou energii vyzáří a ochladí se. To znamená, že jeho záření, které mu zpočátku dodává modrou nebo bílou barvu, se časem zmenšuje. Během velmi dlouhé doby bílý trpaslík vychladne na teplotu, při které již nebude vyzařovat světlo. Pokud bílý trpaslík nezískává hmotu z doprovodné hvězdy nebo jiného zdroje, pochází jeho záření z jeho akumulovaného tepla. To se nenahrazuje.
Bílí trpaslíci chladnou pomalu ze dvou důvodů. Mají extrémně malý povrch, z něhož vyzařují teplo, takže chladnou postupně a zůstávají dlouho horké. Navíc jsou velmi neprůhlední. Degenerovaná hmota, která tvoří většinu bílého trpaslíka, zastavuje světlo a další elektromagnetické záření, takže záření neodnáší mnoho energie.
Nakonec se všichni bílí trpaslíci ochladí na černé trpaslíky, kterým se tak říká proto, že jim chybí energie k vytvoření světla. Žádní černí trpaslíci zatím neexistují, protože ochlazení bílého trpaslíka trvá déle, než je současné stáří vesmíru. Černý trpaslík je to, co z hvězdy zbude po vyčerpání veškeré její energie (tepla a světla).
Opětovné zapálení
Bílí trpaslíci se mohou znovu vznítit a explodovat jako supernovy, pokud získají více materiálu. Existuje maximální hmotnost bílého trpaslíka, při které zůstává stabilní. Tato hranice je známá jako Chandrasekharova mez.
Trpaslík může například přitahovat materiál z doprovodné hvězdy, čímž překročí Chandrasekharovu mez. Hmotnost navíc by mohla spustit reakci uhlíkové fúze. Astronomové se domnívají, že toto opětovné vzplanutí může být příčinou supernov typu Ia.
Otázky a odpovědi
Otázka: Co je to bílý trpaslík?
Odpověď: Bílý trpaslík je kompaktní hvězda, jejíž hmota byla gravitací stlačena a byly jí odebrány elektrony.
Otázka: Jaká je hmotnost bílého trpaslíka ve srovnání se Sluncem?
Odpověď: Hmotnost bílého trpaslíka je podobná hmotnosti Slunce, ale jeho objem je podobný objemu Země.
Otázka: Jaké typy hvězd se stávají bílými trpaslíky?
Odpověď: Bílí trpaslíci jsou konečným vývojovým stádiem všech hvězd, jejichž hmotnost není dostatečně vysoká na to, aby se staly neutronovými hvězdami. Více než 97 % hvězd v Mléčné dráze se stane bílými trpaslíky.
Otázka: Jak vzniká červený obr?
Odpověď: Poté, co skončí životnost hvězdy hlavní posloupnosti, která spaluje vodík, hvězda se rozpíná a vzniká červený obr, který ve svém jádře slučuje helium na uhlík a kyslík. Pokud nemá dostatečnou hmotnost pro fúzi uhlíku, neaktivní uhlík a kyslík se nahromadí v jejím středu.
Otázka: Co se stane poté, co se zbaví svých vnějších vrstev a vytvoří planetární mlhovinu?
Odpověď: Po odhození vnějších vrstev a vytvoření planetární mlhoviny zůstane jádro, které se stane bílým trpaslíkem.
Otázka: Probíhají v bílém trpaslíku termojaderné reakce?
Odpověď: Ne, materiál v bílém trpaslíkovi již nepodléhá termojaderným reakcím, takže pro něj neexistuje žádný zdroj energie a nemůže být podporován teplem proti gravitačnímu kolapsu.
Otázka: Jak se naše Slunce stane bílým trpaslíkem?
Odpověď: Naše Slunce se stane bílým trpaslíkem, když mu ke konci života dojde palivo; nejprve projde fází červeného obra, pak ztratí většinu plynu, až se to, co zbylo, smrští na mladého bílého trpaslíka.
