National Aeronautics and Space Administration (Čeština)

• Advanced
• Basic

Odkud White Dwarfs pochází?

To, kde hvězda na konci svého života skončí, závisí na hmotnosti, se kterou se narodila. Hvězdy, které mají velkou hmotnost, mohou ukončit svůj život jako černé díry nebo neutronové hvězdy. Z hvězdy s nízkou nebo střední hmotností (s hmotností menší než přibližně 8krát hmotností našeho Slunce) se stane bílý trpaslík. Typický bílý trpaslík je zhruba stejně hmotný jako Slunce, přesto je o něco větší než Země. Díky tomu jsou bílí trpaslíci jednou z nejhustších forem hmoty, kterou překonávají pouze neutronové hvězdy a černé díry.

Černá díra	Neutronová hvězda	Bílý trpaslík

Hvězdy střední hmotnosti, jako je naše Slunce, žijí fúzí vodíku v jejich jádrech do hélia. To teď dělá naše Slunce. Teplo, které Slunce generuje svou jadernou fúzí vodíku na helium, vytváří vnější tlak. Za dalších 5 miliard let spotřebuje Slunce veškerý vodík ve svém jádru.

Tato situace ve hvězdě je podobná tlakovému hrnci. Zahřátí něčeho v uzavřené nádobě způsobí nárůst tlaku. Totéž se děje na Slunci. Ačkoli Slunce nemusí být striktně uzavřenou nádobou, gravitace způsobí, že se bude chovat jako jeden celek, zatáhne hvězdu dovnitř, zatímco tlak vytvářený horkým plynem v jádru tlačí ven. Rovnováha mezi tlakem a gravitací je velmi choulostivá.

Když Slunci dojde k fúzi vodíku, rovnováha se převrhne v gravitačním přízvuku a hvězda se začne hroutit. Ale zhutnění hvězdy způsobí, že se znovu zahřeje a je schopno tavit to málo vodíku, co zbylo ve skořápce obalené kolem jejího jádra.

(Betelgeuse)
15. ledna 1996, Hubbleův kosmický dalekohled pořizuje první přímý snímek hvězdy, A. Dupree (CfA) a NASA.

Tato hořící skořápka vodíku rozšiřuje vnější vrstvy hvězdy. Když k tomu dojde, z našeho Slunce se stane červený obr; bude tak velký, že Merkur bude úplně pohlcen!

Když se hvězda zvětší, její teplo se rozšíří a její celková teplota bude chladnější. Ale teplota jádra našeho rudého obra Slunce stoupá, dokud není konečně dost horká na to, aby roztavila hélium vytvořené fúzí vodíku. Nakonec promění hélium na uhlík a další těžší prvky. Slunce stráví jen jednu miliardu let jako červený obr, na rozdíl od téměř 10 miliard, které strávil intenzivním spalováním vodíku.

Již víme, že hvězdy se střední hmotou, jako je naše Slunce, se stanou červenými obry. Ale co se stane poté? Náš červený obr Slunce bude stále rozehřívá hélium a uvolňuje uhlík. Ale když dokončí své hélium, není dost horké, aby bylo možné spálit uhlík, který vytvořil. Co teď?

Protože naše Slunce zvítězilo “ Nebude dostatečně horký na to, aby zapálil uhlík, který tvoří jeho jádro, znovu podlehne gravitaci. Když se jádro hvězdy smrští, způsobí to uvolnění energie, díky kterému se obálka hvězdy roztáhne. Nyní se hvězda stala ještě větším obrem než dříve! Poloměr našeho Slunce se zvětší než oběžná dráha Země!

Slunce nebude v tomto bodě příliš stabilní a ztratí hmotu. To pokračuje, dokud hvězda konečně neodfoukne své vnější vrstvy. Jádro hvězdy však zůstává neporušené a stane se bílou válkou. Bílý trpaslík bude obklopen rozpínající se skořápkou plynu v objektu známém jako planetární mlhovina. Říkají tomu, protože první pozorovatelé si mysleli, že vypadají jako planety Uran a Neptun. Existuje několik planetárních mlhovin, které lze prohlížet dalekohledem na zahradě. Asi u poloviny z nich je středního bílého trpaslíka možné vidět pomocí dalekohledu střední velikosti.

Zdá se, že planetární mlhoviny označují přechod hvězdy střední hmotnosti z červeného obra na bílého trpaslíka. Hvězdy, které jsou hmotou srovnatelné s naším Sluncem, se stanou bílými trpaslíky do 75 000 let od odpálení jejich obálek. Nakonec se, stejně jako naše Slunce, ochladí, vyzařuje teplo do vesmíru a vybledne do černých kusů uhlíku. Může to trvat 10 miliard let, ale naše Slunce jednoho dne dosáhne konce čáry a tiše se stane černým trpaslíkem.

Bílé trpaslíky nám mohou říci o věku vesmíru. Pokud dokážeme odhadnout čas, za který bílý trpaslík vychladne na černého trpaslíka, dalo by nám to spodní hranici věku vesmíru a naší galaxie. Ale protože vychladnutí bílých trpaslíků trvá miliardy let, nemysli si, že vesmír je dost starý, aby se z mnoha bílých trpaslíků, pokud vůbec byli, stali černí trpaslíci.Hledání černých trpaslíků by jistě změnilo naše chápání procesu chlazení u bílých trpaslíků.

Pozorování bílých trpaslíků

Šipka ukazuje na bílého trpaslíka, Siriuse B, vedle velkého Siriuse A.

Existuje několik způsobů, jak pozorovat bílé trpasličí hvězdy. Byl nalezen první bílý trpaslík, který byl objeven, protože je společenskou hvězdou k Siriusovi, jasné hvězdě v souhvězdí Canis Major. V roce 1844 si astronom Friedrich Bessel všiml, že Sirius má mírný pohyb tam a zpět, jako by obíhal neviditelný objekt. V roce 1863 zahlédl tento záhadný objekt optik andteleskop Alvan Clark. Tato doprovodná hvězda byla později určena jako bílý trpaslík. Tento pár se nyní označuje jako Sirius A a B, přičemž B je bílý trpaslík. Oběžná doba tohoto systému je asi 50 let.

Jelikož jsou bílí trpaslíci velmi malí a proto je velmi obtížné je detekovat, jsou binární systémy užitečným způsobem, jak je najít. Stejně jako u systému Sirius, pokud se zdá, že hvězda má nějaký nevysvětlitelný pohyb, můžeme zjistit, že jediná hvězda je opravdu vícenásobný systém. Po důkladném prozkoumání zjistíme, že má společníka bílého trpaslíka.

Hubbleův vesmírný dalekohled se svým 2,4metrovým zrcadlem a pokročilou optikou úspěšně sledoval bílé trpaslíky pomocí Wide Field aPlanetary Camera. V srpnu 1995 tato kamera pozorovala více než 75 bílých trpaslíků v kulové hvězdokupě M4 v souhvězdí Štíra. Tito bílí trpaslíci byli tak slabí, že nejjasnější z nich nebyli o nic zářivější než 100 wattová žárovka pozorovaná na vzdálenost měsíce. M4 se nachází 7 000 světelných let daleko, ale je nejbližší kulovou hvězdokupou na Zemi. Je také stará přibližně 14 miliard let , proto je tolik jejích hvězd blízko konce svého života.

ROSAT snímek HZ 43

Optické dalekohledy nejsou jediným způsobem, jak prohlížet bílé trpaslíky. Bílý trpaslík HZ 43 byl pozorován rentgenovým satelitem ROSAT. Rentgenové paprsky přicházejí zevnitř viditelného povrchu bílého trpaslíka. Tato oblast je velmi hustá a u velmi mladého bílého trpaslíka může být až 100 000 stupňů. Bílý trpaslík vnější vrstvy obsahují pouze helium a vodík a jsou zásadní y transparentní pro rentgenové paprsky, které vyzařují mnohem teplejší vnitřní vrstvy.

Poslední úprava: prosinec 2006