Beli škrat

Pojasnjujemo, kaj so beli pritlikavi, njihove značilnosti, sestava, tvorba, tipi in dajejo več primerov

Beli škrat v primerjavi s tremi planeti

Kaj je beli pritlikavec?

A Beli škrat To je zvezda v zadnjih fazah svoje evolucije, ki je že izčrpala vse vodik svojega jedra, pa tudi gorivo svojega notranjega reaktorja. V teh okoliščinah se zvezda zaradi lastne resnosti ohladi in sklene pogodbe.

Toploto ima samo shranjeno med svojim obstojem, tako da je na določen način beli škrat kot na žaru, ki ostane po izklopu kolosalnega kresa. Milijoni let morajo minevati, preden ga zadnji dih vročine zapusti, tako da je hladen in temen objekt.

Odkritje

Čeprav je zdaj znano, da je veliko, jih nikoli ni bilo enostavno zaznati, saj so izjemno majhni.

Prvega belega pritlikavca je leta 1783 odkril William Herschel v okviru sistema 40 Eridani Star, v ozvezdju Eridana, katerega najsvetlejša zvezda je Praernar, vidna na jugu (na severni polobli) pozimi. 

40 Eridani tvorijo tri zvezde, ena od njih, 40 Eridane do. Vidno je s prostim očesom, vendar sta 40 Eridani B in 40 Eridani C precej nižja. B je beli pritlikavec, C pa rdeč pritlikavec.

Leta kasneje, po odkritju 40 Eridanijevega sistema, nemška astronom. 

Bessel je opazoval majhne sinuonosti v sirski poti, katere razlaga je lahko le bližina druge manjše zvezde. Imenoval se je sirski B, približno 10.000 -krat manj svetlo od sirskega sijaja.

Izkazalo se je, da je bil sirski B tako ali manjši od Neptuna, vendar z neverjetno visoko gostoto in površinsko temperaturo 8000 K. In ker sirsko sevanje B ustreza belemu spektru, je postalo znano kot "beli pritlikavec".

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

Značilnosti belih pritlikavcev

Do danes je bilo katalogiziranih približno 9000 zvezd kot belega pritlikavca. Kot smo že rekli, jih zaradi šibke svetilnosti ni enostavno odkriti.

V soseski Sonca je kar nekaj belih pritlikavcev, veliko jih je odkril G astronomi. Kuyper in W. Luyten na začetku 20. stoletja. Zato so bile njegove glavne značilnosti preučene z relativno lahkoto, glede na razpoložljivo tehnologijo. Najbolj izstopajoči so: 

• Majhna velikost, primerljiva s planetom.
• Visoka gostota.
• Nizka svetilnost.
• Temperature v območju 100000 in 4000 K.
• Imajo magnetno polje.
• Imajo vzdušje vodika in helija.
• Intenzivno gravitacijsko polje.
• Malo izgube energije z sevanjem, zato se zelo počasi ohladijo.

Majhni radijski sprejemniki

Zahvaljujoč temperaturi in svetilnosti je znano, da so njihovi radijski sprejemniki zelo majhni. Beli pritlikav, katerega površinska temperatura je podobna soncu, komaj oddaja tisoč. Zato mora biti pritlikava površina zelo majhna.

Sirska B in planet Venera imata približno enak premer. Tagized [cc by-sa 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licence/by-sa/4.0)]

Bela barva

Ta kombinacija visoke temperature in majhen radio povzroči, da je zvezda videti bela, kot je že omenjeno. 

Struktura

Kar zadeva svojo strukturo, se ugiba, da imajo trdno jedro kristalne narave, obkroženo s snovim v plinasto stanje. 

Lahko vam služi: tretji zakon termodinamike: formule, enačbe, primeri

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

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

Pravzaprav je bil odkrit beli škrat, za katerega je bilo ugotovljeno, da ima diamantno jedro premera 4000 km, ki se nahaja v ozvezdju Alfa Centauri, 53 svetlobnih let od Zemlje.

Gostota

Vprašanje gostote belih pritlikavcev je povzročilo veliko zgražanje pri astronomih poznih devetnajstih in zgodnjih dvanajstih. Izračuni so pokazali na zelo visoke gostote.

Beli škrat ima lahko maso do 1,4 -krat glede na naše sonce, stisnjeno na velikost, kot je zemeljska. Na ta način je njegova gostota milijonkrat večja od gostote in ravno tisto, kar podpira belega pritlikavca. Kako je mogoče?

Kvantna mehanika navaja, da lahko delci, kot so elektroni. Obstaja tudi načelo, ki omejuje razporeditev elektronov okoli atomskega jedra: Paulijevo načelo izključevanja. 

V skladu s to lastnostjo snovi je za dva elektrona nemogoče imeti isto kvantno stanje znotraj istega sistema. Poleg tega pa v običajni snovi običajno niso zasedene vse dovoljene ravni energije, le nekatere so.

To pojasnjuje, zakaj so gostote zemeljskih snovi komajda vrstnega reda nekaj gramov na kubični centimeter.

Degenerirana snov

Vsaka raven energije zavzema določen obseg, tako da se regija, ki zaseda raven. Na ta način lahko dve ravni z isto energijo sobivata brez težav, če se ne prekrivata, saj obstaja sila degeneracije, ki to preprečuje. 

To ustvarja nekakšno kvantno oviro, ki omejuje krčenje snovi v zvezdi in izvira iz tlaka, ki kompenzira gravitacijski propad. Tako se ohranja celovitost belega pritlikavca.

Medtem elektroni zapolnjujejo vse možne energetske položaje, hitro zapolnijo najnižje in so na voljo samo tiste z večjo energijo. 

V teh okoliščinah je z vsemi zasedenimi energetskimi državami zadeva v stanju, ki se v fiziki imenuje Degenerirano stanje. To je stanje največje možne gostote, glede na načelo izključitve. 

Ker pa je negotovost v položaju △ x x elektronov minimalna, zaradi visoke gostote, z Heisenbergovim načelom negotovosti, negotovost v linearnem trenutku:

△ x △ p ≥ ћ/2

Kjer je ћ h/2π, ki je h konstantna plošča. Tako je hitrost elektronov blizu hitrosti svetlobe in poveča tlak, ki ga izvajajo, saj se tudi trki povečajo. 

Ta kvantni tlak, imenovan Fermi tlak, je neodvisna od temperature. Zato ima lahko beli škrat energijo pri kateri koli temperaturi, vključno z absolutno ničlo.

Evolucija belih pritlikavcev

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

• Na prvem mestu se kozmični plin in prah obilno v vodiku in heliju kondenzirata, da se gravitacijo sprostijo, da bi ustvarili Protoestrella, mlademu zvezdniškemu predmetu. ProtoeStrela je sfera v hitrem krčenju, katere temperatura se v milijonih letih postopoma povečuje.
• Ko je dosežena kritična masa in z naraščajočo temperaturo, je prižgan jedrski reaktor znotraj zvezde. Ko se to zgodi, se začne fuzija vodika in zvezda je vključena v klic Glavno zaporedje.
• Čez čas je izčrpan vodik jedra in se začne vžig vodika najbolj oddaljenih plasti zvezde, pa tudi kot helija v jedru.
• Zvezda se širi, se močno povečuje, znižuje svojo temperaturo in postane rdeča. To je faza Rdeči velikan.
• Zahvaljujoč zvezdniškemu vetru in obliki a Planetarna meglica, Čeprav ni planetov. Ta meglica obdaja zvezdno jedro (veliko bolj vroče), ki je izčrpala vodikovo rezervo.
• Meglica se razprši in jedro je v jedru kontrakcije prvotne zvezde, ki postane beli pritlikavec. Čeprav je jedrska fuzija kljub materialu prenehala, ima zvezda še vedno neverjetno toplotno rezervo, ki z sevanjem oddaja zelo počasi. Ta faza dolgo časa (približno 10¹⁰ leta, ocenjena starost vesolja).
• Ko je hladna, svetloba, ki je oddajala, popolnoma izgine in beli pritlikavi postane Črni pritlikavec.

Vam lahko služi: nagnjeno letaloŽivljenjski cikel zvezd. Vir: Wikimedia Commons. R.N. Bailey [cc do 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licence/by/4.0)]

Evolucija sonca

Najverjetneje gre naše sonce zaradi svojih značilnosti skozi opisane faze. Trenutno je Sonce odrasla zvezda, ki je v glavnem zaporedju, a vse zvezde ga v nekem trenutku opustijo, prej ali slej, čeprav večina njenega življenja mine.

Za vstop v naslednjo stopnjo rdečega velikana bodo imeli več milijonov let. Ko se to zgodi, bo zemljo in druge notranje planete zajelo rastoče sonce, najprej pa je prepričan, da so oceani izhlapeli in zemlja je postala puščava.

Ne gredo vse zvezde skozi te stopnje. Odvisno od njegove mase. Tisti, ki so veliko bolj množični, kot da ima sonce veliko bolj spektakularen konec, ker se končajo kot supernove. Ostanek v tem primeru je lahko svojevrsten astronomski objekt, na primer črna luknja ali nevtronska zvezda.

Chandrasekharjeva meja

Leta 1930 je hindujski astrofizik komaj 19 let, imenovan Subrahmanyan Chandrasekhar, določil obstoj kritične mase v zvezdah. 

Zvezda, katere masa je pod to kritično vrednostjo, sledi poti belega pritlikavca. Če pa je njegova masa zgoraj, se njegovi dnevi končajo v kolosalni eksploziji. To je Chandrasekharjeva meja in je enaka približno 1.44 -krat masa našega sonca.

Izračuna se na naslednji način:

Tu je n število elektronov na enoto mase, ћ je Planckova konstanta, deljena z 2π, C je hitrost svetlobe v vakuumu in g Univerzalna gravitacijska konstanta.

To ne pomeni, da večje zvezde kot sonce ne morejo postati beli pritlikavi. V glavnem bivanju v glavnem zaporedju zvezda nenehno izgublja maso. To počne tudi v svoji fazi kot planetarno rdeči velikan in meglica.

Po drugi strani pa lahko, ko se je enkrat spremenila v belega škrat. Premagati mejo Chandrasekharja, konec pritlikavca je lahko - in druga zvezda - ni tako počasen, kot je opisano tukaj. 

Vam lahko služi: fizična optika: zgodovina, pogosti izrazi, zakoni, aplikacije

Ta bližina lahko znova zažene izumrli jedrski reaktor in privede do ogromne eksplozije supernove (Supernovas IA).

Sestava belih pritlikavcev

Ko se jedro zvezde spremeni v helij, se atomi ogljika in kisika združijo.

In ko se rezervat Helio konča po vrsti, je beli škrat v osnovi sestavljen iz ogljika in kisika, v nekaterih primerih pa neonski in magnezij, pod pogojem, da ima jedro dovolj pritiska za sintezo teh elementov. 

Zvezda A Aquarii je beli pritlikavec. Vir: NASA prek Wikimedia Commons.

Mogoče je pritlikava tanko atmosfero helija ali vodika, saj se morajo težki elementi na sredini, ko je površna resnost zvezde. 

V nekaterih pritlikavih obstaja celo možnost združitve neonskih atomov in ustvarjanja trdnih železovih jedra.

Usposabljanje

Kot smo že povedali v prejšnjih odstavkih, se beli pritlikava tvori, potem ko zvezda izčrpa svojo vodikovo rezervo. Nato nabrekne in se širi in nato izpusti materijo v obliki planetarne meglice, jedro pa pusti v notranjosti.

To jedro, ki ga tvori degenerirana snov, je tisto, kar je znano kot bela pritlikava zvezda. Ko je njen fuzijski reaktor izklopljen, se počasi spopada in ohladi, izgublja z njim vso toplotno energijo in svetilnostjo.

Vrste belih pritlikavcev

Za razvrščanje zvezd, vključno z belimi pritlikavi, se uporablja spektralni tip, ki je odvisen od temperature. Za poimenovanje pritlikavih zvezd se uporablja kapital D, sledi katera koli od teh črk: A, B, C, O, Z, Q, X X. Te druge črke: P, H, E in V označujejo še eno serijo veliko bolj posebnih značilnosti.

Vsaka od teh črk označuje visoko spekter značilno za spekter. Na primer, zvezda DA je beli pritlikavec, katerega spekter ima vodikovo linijo. In pritlikav Dav ima vodikovo linijo, poleg tega pa V, da gre za spremenljivo ali pulzirajočo zvezdo.

Končno se dodaja serija črk med 1 in 9, ki označuje indeks temperature n:

N = 50400 /t. Učinkovita zvezda

Druga klasifikacija belih pritlikavcev je narejena na podlagi njihove mase:

• Okoli 0.5 m sonce
• Povprečna masa: med 0.5 in 8 -krat m sonce
• Med 8 in 10 -krat maso sonca.

Primeri belih pritlikavcev

- Sirio B v ozvezdju župana Can, spremljevalca Sirio A, najsvetlejše zvezde v nočnem nebesu. Je najbližji beli škrat.

Najsvetlejši vir svetlobe je sirski b

- Aquarii je beli škrat, ki oddaja X -Ray impulze.

Beli škrat v sistemu A Aquarii

- 40 Eridani B, oddaljena 16 svetlobnih let. Opazljivo je s teleskopom.

Keidni sistem (40 Eridani), ki ga vidimo iz astronomske simulacije Celestije. Vir: Henrykus, GFDL, prek Wikimedia Commons

- HL Tau 67 spada v ozvezdje Bika in je spremenljiv beli pritlikavec, prvi od njegovega razreda, ki ga je treba odkriti.

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

- WD B1620 je beli škrat, ki pripada tudi binarnemu sistemu. Spremljevalna zvezda je pulzirajoča zvezda. V tem sistemu je planet, ki kroži oba.

PSR B1620-26, sistem binarnih zvezd. Vir: ilustracija Kredit: NASA in G. Bacon (STSCI), javna domena, prek Wikimedia Commons

- Procyon B, spremljevalec Procyona A, v ozvezdju Can Minor.

Binarni sistem Procyon, beli škrat je drobna točka desne. Vir: Giuseppe Donatiello prek Flickr.

Reference

1. Carroll, b. Uvod v sodobno astrofiziko. 2. mesto. Izdaja. Pearson. 
2. Martínez, d. Zvezdna evolucija. Obnovi se od: Google Books.
3. Olaizola, i. Beli pritlikavi. Obnovljeno od: telesforo.Aranzadi-Zientziak.org.
4. Oster, l. 1984. Sodobna astronomija. Uredništvo se je vrtelo.
5. Wikipedija. Beli pritlikavi. Okrevano od: je. Wikipedija.org.
6. Wikipedija. Seznam belih pritlikavcev. Pridobljeno iz.Wikipedija.org.