Bílý trpaslík - White dwarf

Bílý trpaslík , také nazýván degenerovaný trpaslík , je hvězdné jádro zbytek složený převážně z elektronů degenerované hmoty . Bílý trpaslík je velmi hustý : Jeho hmotnost je srovnatelná se Sluncem , zatímco jeho objem je srovnatelný s objemem Země . Slabá svítivost bílého trpaslíka pochází z emise uložené tepelné energie ; v bílém trpaslíkovi neprobíhá žádná fúze. Nejbližší známý bílý trpaslík je Sirius B , na 8,6 světelných let, menší součást binární hvězdy Sirius . V současné době se předpokládá, že mezi stovkami hvězdných soustav nejblíže ke Slunci je osm bílých trpaslíků. Neobvyklá slabost bílých trpaslíků byla poprvé rozpoznána v roce 1910. Název bílý trpaslík vytvořil Willem Luyten v roce 1922.

Bílí trpaslíci jsou považováni za konečný evoluční stav hvězd, jejichž hmotnost není dostatečně vysoká, aby se z nich mohla stát neutronová hvězda nebo černá díra . To zahrnuje více než 97% ostatních hvězd v Mléčné dráze . Po vodíku - fixační období na hlavní posloupnosti hvězda nízké nebo střední masových koncích, bude taková hvězda rozšířit na červený obr , během kterého pojistky helium na uhlík a kyslík v jádru u trojnásobný-alpha proces . Pokud má červený obr nedostatečnou hmotnost na generování teplot jádra potřebných k tavení uhlíku (kolem 1 miliardy K), vytvoří se v jeho středu inertní množství uhlíku a kyslíku. Poté, co taková hvězda odhodí své vnější vrstvy a vytvoří planetární mlhovinu , zanechá za sebou jádro, což je pozůstatek bílého trpaslíka. Bílí trpaslíci jsou obvykle složeni z uhlíku a kyslíku ( bílý trpaslík CO ). Pokud je hmotnost progenitoru mezi 8 a 10,5  hmotností Slunce ( M _☉ ), bude teplota jádra dostatečná pro fúzi uhlíku, ale ne neonu , v takovém případě se může vytvořit bílý trpaslík kyslík – neon – hořčík ( ONeMg nebo ONe ). Hvězdy s velmi nízkou hmotností nebudou schopny tavit hélium, a proto se bílý hélium hélia může tvořit ztrátou hmotnosti v binárních systémech.

Materiál v bílém trpaslíkovi již nepodléhá fúzním reakcím, takže hvězda nemá žádný zdroj energie. Výsledkem je, že se nemůže podporovat teplem generovaným fúzí proti gravitačnímu kolapsu , ale je podporován pouze tlakem degenerace elektronů , což způsobuje, že je extrémně hustý. Fyzika degenerace poskytuje maximální hmotnost pro nerotujícího bílého trpaslíka, Chandrasekharův limit-přibližně 1,44krát M _☉- za jehož překročením nemůže být podporován tlakem degenerace elektronů. Bílý trpaslík uhlík -kyslík, který se blíží tomuto hmotnostnímu limitu, typicky přenosem hmoty z doprovodné hvězdy, může explodovat jako supernova typu Ia procesem známým jako detonace uhlíku ; SN 1006 je považován za slavný příklad.

Bílý trpaslík je velmi horký, když se formuje, ale protože nemá žádný zdroj energie, bude postupně chladnout, jak bude vyzařovat svoji energii. To znamená, že jeho záření, které má zpočátku vysokou barevnou teplotu , se časem zmenší a zčervená. Po velmi dlouhou dobu se bílý trpaslík ochladí a jeho materiál začne krystalizovat, počínaje jádrem. Nízká teplota hvězdy znamená, že již nebude vyzařovat významné teplo ani světlo a stane se studeným černým trpaslíkem . Protože doba, po kterou bílý trpaslík dosáhne tohoto stavu, je vypočtena jako delší než současný věk známého vesmíru (přibližně 13,8 miliardy let), má se za to, že žádní černí trpaslíci dosud neexistují. Nejstarší bílí trpaslíci stále vyzařují při teplotách několika tisíc kelvinů .

Objev

První bílý trpaslík objeven byl v trojnásobném hvězdném systému z 40 Eridani , která obsahuje relativně jasnou hlavní sekvence hvězda 40 Eridani , obíhal v odstupu od blíže binárního systému bílé trpasličí 40 Eridani B a hlavní posloupnosti červený trpaslík 40 Eridani C . Dvojici 40 Eridani B/C objevil William Herschel dne 31. ledna 1783. V roce 1910 Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering a Williamina Fleming zjistili, že přestože byla 40 Eridani B matnou hvězdou, byla 40 spektrálního typu  A nebo bílá . V roce 1939 se Russell ohlédl za objevem:

Navštívil jsem svého přítele a štědrého dobrodince, profesora Edwarda C. Pickeringa. S charakteristickou laskavostí se dobrovolně přihlásil, aby nechal pozorovat spektra u všech hvězd - včetně srovnávacích hvězd - která byla pozorována při pozorování hvězdné paralaxy, které jsme s Hinksem vytvořili v Cambridgi, a diskutoval jsem. Tento kus zjevně rutinní práce se ukázal jako velmi plodný - vedl ke zjištění, že všechny hvězdy velmi slabé absolutní velikosti byly spektrální třídy M. V rozhovoru na toto téma (jak si ho pamatuji) jsem se zeptal Pickeringa na některé další slabé hvězdy , není na mém seznamu, konkrétně se zmiňuje o 40 Eridani B. Charakteristicky poslal poznámku do kanceláře Observatory a zanedlouho přišla odpověď (myslím od paní Flemingové), že spektrum této hvězdy bylo A. Věděl jsem o tom dost aby si i v těchto paleozoických dnech okamžitě uvědomil, že existuje extrémní nesoulad mezi tím, co bychom pak nazvali „možnými“ hodnotami jasu a hustoty povrchu. Musel jsem ukázat, že jsem byl nejen zmatený, ale i sklíčený, v této výjimce z toho, co vypadalo jako velmi hezké pravidlo hvězdných charakteristik; ale Pickering se na mě usmál a řekl: „Právě tyto výjimky vedou k pokroku v našich znalostech“, a tak bílí trpaslíci vstoupili do říše studia!

Spektrální typ 40 Eridani B byl oficiálně popsán v roce 1914 Walterem Adamsem .

 Vedle byl objeven společník bílého trpaslíka Siriuse , Sirius B. Během devatenáctého století bylo poziční měření některých hvězd dostatečně přesné, aby bylo možné měřit malé změny v jejich umístění. Friedrich Bessel pomocí měření polohy určil, že hvězdy Sirius (α Canis Majoris) a Procyon (α Canis Minoris) periodicky mění své polohy. V roce 1844 předpověděl, že obě hvězdy mají neviditelné společníky:

Pokud bychom považovali Siriuse a Procyona za dvojhvězdy, změna jejich pohybů by nás nepřekvapila; měli bychom je uznat za nezbytné a jejich množství musíme pouze prozkoumat pozorováním. Světlo však není skutečnou vlastností hmoty. Existence nesčetných viditelných hvězd nemůže dokázat nic proti existenci nesčetných neviditelných hvězd.

Bessel zhruba odhadoval období společníka Siriuse asi na půl století; CAF Peters pro něj vypočítal oběžnou dráhu v roce 1851. Až do 31. ledna 1862 Alvan Graham Clark pozoroval dříve neviditelnou hvězdu poblíž Siriuse, později identifikovanou jako předpovídaného společníka. Walter Adams v roce 1915 oznámil, že našel spektrum Sirius B podobné spektru Sirius.

V roce 1917 objevil Adriaan van Maanen Van Maanenovu hvězdu , izolovaného bílého trpaslíka. Tito tři bílí trpaslíci, první objevení, jsou takzvaní klasičtí bílí trpaslíci . Nakonec bylo nalezeno mnoho slabých bílých hvězd, které měly vysoký správný pohyb , což naznačuje, že by mohly být podezřelé, že se jedná o hvězdy s nízkou svítivostí poblíž Země, a tedy o bílé trpaslíky. Zdá se, že Willem Luyten jako první použil termín bílý trpaslík, když v roce 1922 zkoumal tuto třídu hvězd; termín byl později propagován Arthurem Stanleym Eddingtonem . Přes tato podezření byl první neklasický bílý trpaslík definitivně identifikován až ve 30. letech 20. století. Do roku 1939 bylo objeveno 18 bílých trpaslíků. Luyten a další pokračovali ve hledání bílých trpaslíků ve čtyřicátých letech minulého století. Do roku 1950 bylo známo více než sto lidí a do roku 1999 již více než 2 000 lidí. Od té doby Sloan Digital Sky Survey našel přes 9 000 bílých trpaslíků, většinou nových.

Složení a struktura

Ačkoli jsou známí bílí trpaslíci s odhadovanou hmotností tak nízkou jako 0,17  M _☉ a vysokou až 1,33  M _☉ , distribuce hmoty je silně na vrcholu 0,6  M _☉ a většina leží mezi 0,5 a 0,7  M _☉ . Odhadované poloměry pozorovaných bílých trpaslíků jsou typicky 0,8–2% poloměru Slunce ; to je srovnatelné s poloměrem Země přibližně 0,9% slunečního poloměru. Bílý trpaslík pak zabalí hmotu srovnatelnou se Sluncem do objemu, který je typicky milionkrát menší než Slunce; průměrná hustota hmoty v bílé trpasličí proto musí být, velmi hrubě, 1,000,000 krát větší, než je průměrná hustota slunce, nebo přibližně 10 ⁶  g / cm ³ , nebo 1  tuna na krychlový centimetr. Typický bílý trpaslík má hustotu mezi 10 ⁴ a 10 ⁷  g / cm ³ . Bílí trpaslíci jsou složeni z jedné z nejhustších známých forem hmoty, kterou překonávají pouze jiné kompaktní hvězdy, jako jsou neutronové hvězdy , kvarkové hvězdy (hypoteticky) a černé díry .

Bylo zjištěno, že bílí trpaslíci byli brzy po svém objevu extrémně hustí. Pokud je hvězda v binárním systému, jako je tomu u Sirius B nebo 40 Eridani B, je možné odhadnout její hmotnost z pozorování binární orbity. To bylo provedeno pro Sirius B do roku 1910, čímž se získal hmotnostní odhad 0,94  M _☉ , což je dobře srovnatelné s modernějším odhadem 1,00  M _☉ . Protože teplejší tělesa vyzařují více energie než chladnější, jas povrchu hvězdy lze odhadnout z jeho efektivní povrchové teploty a ze spektra . Pokud je známá vzdálenost hvězdy, lze odhadnout i její absolutní svítivost. Z absolutní svítivosti a vzdálenosti lze vypočítat povrchovou plochu hvězdy a její poloměr. Odůvodnění tohoto druhu vedlo v té době pro astronomy k záhadě, že vzhledem k jejich relativně vysoké teplotě a relativně nízké absolutní svítivosti musí být Sirius B a 40 Eridani B velmi husté. Když Ernst Öpik v roce 1916 odhadl hustotu řady vizuálních binárních hvězd, zjistil, že 40 Eridani B mělo hustotu přes 25 000krát vyšší než Slunce , což bylo tak vysoké, že to nazval „nemožným“. Jak později řekl AS Eddington , v roce 1927:

O hvězdách se učíme přijímáním a interpretací zpráv, které nám jejich světlo přináší. Zpráva společníka Siriuse, když byla dekódována, zněla: „Skládám se z materiálu 3 000krát hustšího, než cokoli, na co jsi kdy narazil; tuna mého materiálu by byla malá nugetka, kterou bys mohl dát do krabičky od sirek.“ Jakou odpověď lze na takovou zprávu odpovědět? Odpověď, kterou většina z nás učinila v roce 1914, zněla - "Drž hubu. Nemluv nesmysly."

Jak Eddington zdůraznil v roce 1924, hustoty tohoto řádu naznačovaly, že podle teorie obecné relativity by světlo ze Síria B mělo být gravitačně redshifted . To se potvrdilo, když Adams změřil tento červený posun v roce 1925.

Materiál	Hustota v kg/m 3	Poznámky
Supermasivní černá díra	C. 1 000	Kritická hustota černé díry kolem  10 8 hmotností Slunce.
Voda (čerstvá)	1 000	Na STP
Osmium	22 610	Blízko pokojové teploty
Jádro Slunce	C. 150 000
Bílý trpaslík	1 × 10 9
Atomová jádra	2,3 × 10 17	Nezáleží silně na velikosti jádra
Jádro neutronové hvězdy	8,4 × 10 16 - 1 × 10 18
Malá černá díra	2 × 10 30	Kritická hustota černé díry o hmotnosti Země.

Takové hustoty jsou možné, protože bílý trpasličí materiál není složen z atomů spojených chemickými vazbami , ale sestává spíše z plazmy nevázaných jader a elektronů . Neexistuje tedy žádná překážka pro umístění jader blíže, než je normálně povoleno elektronovými orbitaly omezenými normální hmotou. Eddington přemýšlel, co by se stalo, kdyby se tato plazma ochladila a energie na udržení atomů v ionizaci už nebyla dostačující. Tento paradox byl vyřešen RH Fowlerem v roce 1926 aplikací nově navržené kvantové mechaniky . Vzhledem k tomu, že elektrony dodržují Pauliho vylučovací princip , žádné dva elektrony nemohou zaujímat stejný stav a musí se řídit statistikami Fermi -Diracovy , zavedenými také v roce 1926, aby určily statistické rozložení částic, které splňují Pauliho vylučovací princip. Při nulové teplotě tedy nemohou všechny elektrony zaujímat stav s nejnižší energií neboli zemí ; někteří z nich by museli obsadit státy s vyšší energií a tvořit pás států s nejnižší dostupnou energií, Fermiho moře . Tento stav elektronů, zvaný degenerovaný , znamenal, že se bílý trpaslík mohl ochladit na nulovou teplotu a stále disponovat vysokou energií.

Komprese bílého trpaslíka zvýší počet elektronů v daném objemu. Použitím Pauliho vylučovacího principu se tím zvýší kinetická energie elektronů, čímž se zvýší tlak. Tento tlak degenerace elektronů podporuje bílého trpaslíka proti gravitačnímu kolapsu . Tlak závisí pouze na hustotě a ne na teplotě. Degenerovaná hmota je relativně stlačitelná; to znamená, že hustota bílého trpaslíka s vysokou hmotností je mnohem větší než hustota bílého trpaslíka s nízkou hmotností a že poloměr bílého trpaslíka se s rostoucí hmotností zmenšuje.

Existence omezující hmotnosti, kterou žádný bílý trpaslík nemůže překročit bez kolapsu k neutronové hvězdě, je dalším důsledkem podpory tlaku degenerace elektronů. Tyto mezní hmotnosti byly vypočítány pro případy idealizované hvězdy s konstantní hustotou v roce 1929 Wilhelmem Andersonem a v roce 1930 Edmundem C. Stonerem . Tato hodnota byla korigována uvažováním hydrostatické rovnováhy pro profil hustoty a v současnosti známá hodnota limitu byla poprvé publikována v roce 1931 Subrahmanyanem Chandrasekharem ve svém článku „Maximální hmotnost ideálních bílých trpaslíků“. U nerotujícího bílého trpaslíka se rovná přibližně 5,7 M _☉ / μ _e ² , kde μ _e je průměrná molekulová hmotnost na elektron hvězdy. Protože uhlík-12 a kyslík-16, které převážně tvoří bílý trpaslík uhlík-kyslík, mají oba atomové číslo rovné polovině jejich atomové hmotnosti , měli bychom u takové hvězdy vzít μ _e rovno 2, což vede k běžně uváděné hodnotě 1,4  M _☉ . (Blízko začátku 20. století existoval důvod se domnívat, že hvězdy byly složeny převážně z těžkých prvků, takže ve svém článku z roku 1931 Chandrasekhar stanovil průměrnou molekulovou hmotnost na elektron, μ _e , rovnou 2,5, což znamenalo limit 0,91  M _☉ .) Spolu s Williamem Alfredem Fowlerem obdržel Chandrasekhar Nobelovu cenu za tuto a další práci v roce 1983. Omezující hmota se nyní nazývá Chandrasekharův limit .

Pokud by bílý trpaslík překročil Chandrasekharův limit a nedošlo by k jaderným reakcím , tlak vyvíjený elektrony by již nebyl schopen vyvažovat gravitační sílu a zhroutil by se do hustšího objektu, kterému se říká neutronová hvězda . Bílí trpaslíci uhlík -kyslík, kteří akumulují hmotu od sousední hvězdy, procházejí uprchlou reakcí jaderné fúze, která vede k výbuchu supernovy typu Ia, při kterém může být bílý trpaslík zničen, než dosáhne mezní hmotnosti.

Nový výzkum naznačuje, že mnoho bílých trpaslíků - alespoň v určitých typech galaxií - se k tomuto limitu nepřibližuje prostřednictvím narůstání. Předpokládalo se, že alespoň někteří z bílých trpaslíků, kteří se stanou supernovy, dosáhnou potřebné hmotnosti vzájemnou kolizí. Je možné, že v eliptických galaxiích jsou takové srážky hlavním zdrojem supernov. Tato hypotéza je založena na skutečnosti, že rentgenové paprsky produkované těmito galaxiemi jsou 30 až 50krát menší než to, co se očekává, že budou produkovány supernovy typu Ia v této galaxii, když se hmota hromadí na bílém trpaslíkovi od jejího obklopujícího společníka. Byl učiněn závěr, že procesem narůstání na bílé trpaslíky nebylo možné v těchto galaxiích vytvořit více než 5 procent supernov. Význam tohoto zjištění je, že by mohly existovat dva typy supernov, což by mohlo znamenat, že Chandrasekharův limit nemusí vždy platit při určování, kdy se bílý trpaslík dostane do supernovy, vzhledem k tomu, že dva kolidující bílí trpaslíci mohou mít řadu hmot. To by zase zmátlo snahu použít explodující bílé trpaslíky jako standardní svíčky při určování vzdáleností.

Bílí trpaslíci mají nízkou svítivost, a proto zabírají pruh ve spodní části Hertzsprung -Russellova diagramu , graf hvězdné svítivosti proti barvě nebo teplotě. Neměly by být zaměňovány s objekty s nízkou svítivostí na konci hlavní sekvence s nízkou hmotností , jako jsou červení trpaslíci spojující vodík , jejichž jádra jsou částečně podporována tepelným tlakem, nebo dokonce ještě nižší teploty hnědých trpaslíků .

Vztah mezi hmotností a poloměrem a hmotnostní limit

Vztah mezi hmotností a poloměrem bílých trpaslíků lze odvodit pomocí argumentu pro minimalizaci energie. Energii bílého trpaslíka lze přiblížit tak, že ji vezmeme jako součet její gravitační potenciální energie a kinetické energie . Gravitační potenciální energie kusu hmotnosti bílého trpaslíka, E _g , bude řádově - G  M  ∕  R , kde G je gravitační konstanta , M je hmotnost bílého trpaslíka a R je jeho poloměr.

Kinetická energie jednotkové hmotnosti E _k bude primárně pocházet z pohybu elektronů, bude tedy přibližně N  p ²  ∕ 2 m , kde p je průměrná hybnost elektronu, m je hmotnost elektronu a N je počet elektronů na jednotku hmotnosti. Vzhledem k tomu, že elektrony jsou degenerované , můžeme odhadnout p být na pořadí nejistoty v hybnosti, delta p , vydaného principem neurčitosti , který říká, že Δ p  Δ x je v řádu sníženého Planckova konstanta , h . Δ x bude v řádu průměrné vzdálenosti mezi elektrony, která bude přibližně n ^−1/3 , tj. ^{Převrácená} hodnota odmocniny z hustoty čísel, n , elektronů na jednotku objemu. Protože v bílém trpaslíku je N · M elektronů, kde M je hmotnost hvězdy a její objem je řádově R ³ , n bude řádově N  M  ∕  R ³ .

Při řešení kinetické energie na jednotku hmotnosti E _k to zjistíme

Bílý trpaslík bude v rovnováze, když je jeho celková energie E _g + E _k minimalizována. V tomto okamžiku by měly být kinetické a gravitační potenciální energie srovnatelné, takže můžeme odvodit hrubý vztah hmota-poloměr tím, že budeme rovnat jejich velikosti:

Řešení pro poloměr R dává

Pád N , který závisí pouze na složení bílého trpaslíka, a univerzálních konstant nám ponechává vztah mezi hmotností a poloměrem:

tj. poloměr bílého trpaslíka je nepřímo úměrný odmocnině jeho hmoty.

Protože tato analýza používá pro kinetickou energii nerelativistický vzorec p ²  ∕ 2 m , je nerelativistická. Chceme-li analyzovat situaci, kdy je rychlost elektronů v bílého trpaslíka se blíží rychlosti světla , c , bychom měli nahradit p ²  /2 m extrémní relativistické aproximace p  c na kinetickou energii. S touto náhradou zjistíme

Pokud to přirovnáme k velikosti E _g , zjistíme, že R vypadne a hmota M je nucena být

Chcete -li tento výsledek interpretovat, pozorujte, že když přidáme hmotnost bílému trpaslíkovi, jeho poloměr se zmenší, takže podle principu nejistoty se zvýší hybnost a tedy i rychlost jeho elektronů. Jak se tato rychlost blíží c , extrémní relativistická analýza se zpřesňuje, což znamená, že hmotnost  M bílého trpaslíka se musí přiblížit mezní hmotnosti M _limitu . Žádný bílý trpaslík proto nemůže být těžší než mezní hmotnostní _mez M nebo 1,4  M _☉ .

Pro přesnější výpočet vztahu hmotnostního poloměru a mezní hmotnosti bílého trpaslíka je třeba vypočítat stavovou rovnici, která popisuje vztah mezi hustotou a tlakem v materiálu bílého trpaslíka. Pokud jsou hustota i tlak nastaveny stejně jako funkce poloměru od středu hvězdy, lze systém soustav rovnic skládajících se z hydrostatické rovnice společně se stavovou rovnicí vyřešit tak, aby byla struktura bílého trpaslíka nalezena v rovnováze . V nerelativistickém případě stále zjistíme, že poloměr je nepřímo úměrný odmocnině hmoty. Relativistické korekce změní výsledek tak, že poloměr se při konečné hodnotě hmotnosti stane nulovým. Toto je mezní hodnota hmotnosti - nazývaná Chandrasekharova mez - při které již bílého trpaslíka nemůže podporovat tlak degenerace elektronů. Graf vpravo ukazuje výsledek takového výpočtu. Ukazuje, jak se poloměr mění s hmotností u nerelativistických (modrá křivka) a relativistických (zelená křivka) modelů bílého trpaslíka. Oba modely považují bílého trpaslíka za studený plyn Fermi v hydrostatické rovnováze. Průměrná molekulová hmotnost na elektron, μ _e , byla nastavena na hodnotu 2. Poloměr se měří ve standardních slunečních poloměrech a hmotnost ve standardních slunečních hmotách.

Všechny tyto výpočty předpokládají, že se bílý trpaslík neotáčí. Pokud se bílý trpaslík otáčí, musí být rovnice hydrostatické rovnováhy upravena tak, aby zohledňovala odstředivou pseudo-sílu vznikající při práci v rotujícím rámu . U rovnoměrně rotujícího bílého trpaslíka se mezní hmota zvyšuje jen nepatrně. Pokud se hvězda nechá nerovnoměrně otáčet a viskozita je zanedbávána, pak, jak zdůraznil Fred Hoyle v roce 1947, neexistuje žádné omezení hmotnosti, pro kterou je možné, aby byl modelový bílý trpaslík ve statické rovnováze. Ne všechny tyto modelové hvězdy budou dynamicky stabilní.

Radiace a chlazení

Degenerovaná hmota, která tvoří většinu bílého trpaslíka, má velmi nízkou opacitu , protože jakákoli absorpce fotonu vyžaduje, aby elektron musel přejít do vyššího prázdného stavu, což nemusí být možné, protože energie fotonu nemusí být shoda možných kvantových stavů, které má tento elektron k dispozici, proto je radiační přenos tepla v bílém trpaslíkovi nízký; má však vysokou tepelnou vodivost . Výsledkem je, že vnitřek bílý trpaslík udržuje rovnoměrnou teplotu, přibližně 10 ⁷  K. vnější plášť z nedegenerovaných hmoty chladne od přibližně 10 ⁷  K 10 ⁴  K. Tato otázka vyzařuje zhruba jako černé těleso . Bílý trpaslík zůstává viditelný po dlouhou dobu, protože jeho jemná vnější atmosféra normální hmoty začíná vyzařovat při přibližně ¹⁰⁷  K po vytvoření, zatímco jeho větší vnitřní hmotnost je ¹⁰⁷  K, ale nemůže vyzařovat skrz svou normální hmotnou skořápku.

Viditelné záření emitované bílá převyšuje pohybuje v široké barevné škále, od modré bílé barvy O-typu hlavní sekvence hvězda červenou z M-typ červený trpaslík . Efektivní povrchové teploty bílého trpaslíka se pohybují od více než 150 000 K do sotva pod 4 000 K. V souladu se Stefanovým -Boltzmannovým zákonem svítivost roste s rostoucí povrchovou teplotou; tento rozsah povrchových teplot odpovídá svítivosti od více než 100násobku slunečního záření do méně než 1 / 10 000 slunečních. Bylo pozorováno, že horcí bílí trpaslíci s povrchovými teplotami přesahujícími 30 000 K jsou zdrojem měkkých rentgenových paprsků (tj. S nižší energií) . To umožňuje studovat složení a strukturu jejich atmosféry měkkým rentgenovým zářením a extrémním ultrafialovým pozorováním .

Bílí trpaslíci také vyzařují neutrina procesem Urca .

Jak vysvětlil Leon Mestel v roce 1952, pokud bílý trpaslík nenasbírá hmotu z doprovodné hvězdy nebo jiného zdroje, jeho záření pochází z jeho uloženého tepla, které není doplněno. Bílí trpaslíci mají extrémně malý povrch, ze kterého toto teplo vyzařují, takže se postupně ochlazují a zůstávají dlouho horcí. Když se bílý trpaslík ochlazuje, jeho povrchová teplota klesá, záření, které vydává, zčervená a jeho svítivost klesá. Vzhledem k tomu, že bílý trpaslík nemá jinou energii než záření, vyplývá z toho, že jeho ochlazování se s časem zpomaluje. Rychlost ochlazování byla odhadnuta na uhlíkového bílého trpaslíka 0,59 M _☉ s vodíkovou atmosférou. Poté, co zpočátku trvalo přibližně 1,5 miliardy let vychladnutí na povrchovou teplotu 7 140 K, trvalo ochlazení přibližně 500 dalších kelvinů na 6 590 K přibližně 0,3 miliardy let, ale další dva kroky kolem 500 Kelvinů (na 6 030 K a 5 550 K) proběhly jako první 0,4 a poté 1,1 miliardy let.

Většina pozorovaných bílých trpaslíků má relativně vysoké povrchové teploty, mezi 8 000 K a 40 000 K. Bílý trpaslík však tráví více svého života při chladnějších teplotách než při vyšších teplotách, takže bychom měli očekávat, že existuje více chladných bílých trpaslíků než horkých bílých trpaslíci. Jakmile upravíme selekční efekt, který lze snáze pozorovat na žhavějších a zářivějších bílých trpaslících, zjistíme, že snížení zkoumaného teplotního rozsahu vede k nalezení dalších bílých trpaslíků. Tento trend se zastaví, když dosáhneme extrémně chladných bílých trpaslíků; je pozorováno několik bílých trpaslíků s povrchovými teplotami pod 4 000 K a jeden z dosud nejchladnějších, WD 0346+246 , má povrchovou teplotu přibližně 3 900 K. Důvodem je to, že věk vesmíru je konečný; nebylo dost času, aby se bílí trpaslíci ochladili pod tuto teplotu. Funkci svítivosti bílého trpaslíka lze tedy použít k nalezení času, kdy se v oblasti začaly tvořit hvězdy; takto zjištěný odhad stáří našeho galaktického disku je 8 miliard let. Bílý trpaslík se nakonec v mnoha biliónech let ochladí a stane se nevyzařujícím černým trpaslíkem v přibližné tepelné rovnováze se svým okolím a s kosmickým radiačním pozadím . Předpokládá se, že žádní černí trpaslíci dosud neexistují.

Přestože materiálem bílého trpaslíka je zpočátku plazma - tekutina složená z jader a elektronů - v šedesátých letech minulého století bylo teoreticky předpovězeno, že v pozdním stádiu ochlazování by mělo krystalizovat , počínaje jeho středem. Krystalová struktura je považována za krychlovou mřížku zaměřenou na tělo . V roce 1995 bylo navrženo, aby asteroseismologická pozorování pulzujících bílých trpaslíků poskytla potenciální test teorie krystalizace a v roce 2004 byla provedena pozorování, která naznačovala, že krystalizovalo přibližně 90% hmotnosti BPM 37093 . Jiná práce dává krystalizovaný hmotnostní podíl mezi 32% a 82%. Když jádro bílého trpaslíka krystalizuje na pevnou fázi, uvolňuje se latentní teplo, které poskytuje zdroj tepelné energie, který zpožďuje jeho ochlazování. Tento efekt byl poprvé potvrzen v roce 2019 po identifikaci hromady v chladicí sekvenci více než 15 000 bílých trpaslíků pozorovaných u satelitu Gaia .

V binárních systémech se vytvářejí bílí trpaslíci s nízkou hmotností hélia (hmotnost <0,20  M _☉ ), často označovaní jako „extrémně nízkohmotní bílí trpaslíci, ELM WD“. V důsledku jejich obálek bohatých na vodík může spalování zbytkového vodíku prostřednictvím cyklu CNO udržet tyto bílé trpaslíky horké po dlouhou dobu. Kromě toho zůstávají v nabubřelém proto-bílém trpasličí fázi až 2 Gyr, než se dostanou na chladicí dráhu.

Atmosféra a spektra

Ačkoli se předpokládá, že většina bílých trpaslíků je složena z uhlíku a kyslíku, spektroskopie obvykle ukazuje, že jejich vyzařované světlo pochází z atmosféry, kde je pozorováno, že dominuje buď vodík, nebo helium . Dominantní prvek je obvykle nejméně 1 000krát hojnější než všechny ostatní prvky. Jak vysvětlil Schatzman ve čtyřicátých letech minulého století, předpokládá se, že vysoká povrchová gravitace tuto čistotu způsobuje gravitačním oddělením atmosféry, takže těžké prvky jsou dole a lehčí nahoře. Tato atmosféra, jediná pro nás viditelná část bílého trpaslíka, je považována za vrchol obálky, která je zbytkem obálky hvězdy ve fázi AGB a může také obsahovat materiál získaný z mezihvězdného média . Předpokládá se, že obal je tvořen vrstvou bohatou na hélium s hmotností nejvýše 1 / 100 z celkové hmotnosti hvězdy, která, je-li v atmosféře dominována vodíkem, je překryta vrstvou bohatou na vodík s hmotností přibližně 1 / 10 000 celkové hmotnosti hvězd.

Ačkoli jsou tyto vnější vrstvy tenké, určují tepelný vývoj bílého trpaslíka. Degenerované elektrony v převážné části bílého trpaslíka dobře vedou teplo. Většina hmoty bílého trpaslíka má proto téměř stejnou teplotu ( izotermickou ) a je také horká: bílý trpaslík s povrchovou teplotou mezi 8 000 K a 16 000 K bude mít teplotu jádra mezi přibližně 5 000 000 K a 20 000 000 K. trpaslíkovi brání velmi rychlé ochlazení pouze opacita jeho vnějších vrstev vůči záření.

Spektrální typy bílých trpaslíků

Primární a sekundární funkce
A	Přítomné H linie
B	On řádkuje
C	Spojité spektrum; žádné řádky
Ó	Linie He II, doprovázené liniemi He I nebo H
Z	Kovové linky
Otázka	Přítomny uhlíkové linky
X	Nejasné nebo nezařaditelné spektrum
Pouze sekundární funkce
P	Magnetický bílý trpaslík s detekovatelnou polarizací
H	Magnetický bílý trpaslík bez detekovatelné polarizace
E	Emisní linie přítomny
PROTI	Variabilní

Zdá se, že první pokus o klasifikaci spektra bílých trpaslíků provedl GP Kuiper v roce 1941 a od té doby byly navrženy a používány různé klasifikační schémata. V současnosti používaný systém zavedli Edward M. Sion , Jesse L. Greenstein a jejich spoluautoři v roce 1983 a následně byl několikrát revidován. Klasifikuje spektrum pomocí symbolu, který se skládá z počátečního písmene D, písmene popisujícího primární rys spektra, za nímž následuje volitelná posloupnost písmen popisujících sekundární rysy spektra (jak je uvedeno v sousední tabulce) a teplotního indexového čísla , vypočteno dělením 50 400 K efektivní teplotou . Například:

• Bílému trpaslíkovi, který má ve svém spektru pouze čáry He I a efektivní teplotu 15 000 K, by mohla být přidělena klasifikace DB3, nebo pokud to zaručuje přesnost měření teploty, DB3.5.
• Klasifikaci DBAP3 by mohl získat bílý trpaslík s polarizovaným magnetickým polem , efektivní teplotou 17 000 K a spektrem, kde dominují linie He I, které měly také vodíkové rysy.

Symboly "?" a „:“ lze také použít, pokud je správná klasifikace nejistá.

Bílí trpaslíci, jejichž primární spektrální klasifikací je DA, mají atmosféru ovládanou vodíkem. Tvoří většinu, přibližně 80%, všech pozorovaných bílých trpaslíků. Další třídou je DB, přibližně 16%. Horká, nad 15 000 K, třída DQ (zhruba 0,1%) má atmosféru dominující uhlík. Ty, které jsou klasifikovány jako DB, DC, DO, DZ a cool DQ, mají atmosféru ovládanou heliem. Za předpokladu, že nejsou přítomny uhlík a kovy, která spektrální klasifikace je vidět, závisí na efektivní teplotě . Mezi přibližně 100 000 K až 45 000 K bude spektrum klasifikováno jako DO, kterému bude dominovat jednotlivě ionizované helium. Od 30 000 K do 12 000 K bude spektrum DB, ukazující neutrální linie helia a pod asi 12 000 K bude spektrum nevýrazné a klasifikované DC.

Molekulární vodík ( H ₂ ) byl detekován ve spektrech atmosféry některých bílých trpaslíků.

Bílí trpaslíci bohatí na kov

Přibližně 25–33% bílých trpaslíků má ve svých spektrech kovové čáry, což je pozoruhodné, protože jakékoli těžké prvky v bílém trpaslíkovi by se měly ponořit do nitra hvězdy jen v malém zlomku života hvězdy. Převládajícím vysvětlením bílých trpaslíků bohatých na kovy je, že v poslední době nabírali skalnaté planetesimály. Objemové složení akretovaného předmětu lze měřit ze sil kovových vedení. Studie bílého trpaslíka Tona 345 z roku 2015 například dospěla k závěru, že jeho množství kovů je v souladu s množstvím diferencované, skalnaté planety, jejíž plášť byl během fáze asymptotické obří větve rozrušen větrem hostitelské hvězdy .

Magnetické pole

Magnetická pole v bílých trpaslících se silou na povrchu c. PMS Blackett v roce 1947 předpověděl 1 milion gaussů (100  teslas ) jako důsledek fyzikálního zákona, který navrhl a který stanovil, že nenabité, rotující tělo by mělo generovat magnetické pole úměrné jeho hybnosti . Tento domnělý zákon, někdy nazývaný Blackettovým efektem , nebyl nikdy obecně přijat a v padesátých letech dokonce Blackett cítil, že byl vyvrácen. V šedesátých letech minulého století bylo navrženo, že bílí trpaslíci mohou mít magnetická pole kvůli zachování celkového povrchového magnetického toku, který existoval ve fázi jeho předchůdce. Povrchové magnetické pole o c. 100 gaussů (0,01 T) v progenitorové hvězdě by se tak stalo povrchovým magnetickým polem c. 100 · 100 ²  = 1 milion gaussů (100 T), jakmile se poloměr hvězdy zmenší faktorem 100. Prvním objeveným magnetickým bílým trpaslíkem byl GJ 742 (také známý jako GRW +70 8247 ), který identifikoval James Kemp , John Swedlund, John Landstreet a Roger Angel v roce 1970 hostit magnetické pole jeho emisí kruhově polarizovaného světla. Předpokládá se, že má povrchové pole přibližně 300 milionů gaussů (30 kT).

Od roku 1970 bylo magnetické pole objeveny v dobře přes 200 bílá převyšuje, v rozmezí od 2 x 10 ³ 10 ⁹  gaussů (0,2 T na 100 kt). Velký počet v současnosti známých magnetických bílých trpaslíků je způsoben skutečností, že většina bílých trpaslíků je identifikována spektroskopií s nízkým rozlišením, která je schopna odhalit přítomnost magnetického pole o velikosti 1 megagauss nebo více. Základní identifikační proces tedy také někdy vede k objevu magnetických polí. Odhaduje se, že nejméně 10% bílých trpaslíků má pole přesahující 1 milion gaussů (100 T).

Vysoce magnetizovaný bílý trpaslík v binární soustavě AR Scorpii byl v roce 2016 identifikován jako první pulsar, ve kterém je kompaktním objektem bílý trpaslík místo neutronové hvězdy.

Chemické vazby

Magnetická pole v bílém trpaslíkovi mohou kromě iontových a kovalentních vazeb umožnit existenci nového typu chemické vazby , kolmé paramagnetické vazby , což má za následek to, co bylo ve výzkumu publikovaném v roce 2012 původně popsáno jako „magnetizovaná hmota“.

Variabilita

Typy pulzujícího bílého trpaslíka

DAV ( GCVS : ZZA )	DA spektrální typ , který má ve svém spektru pouze čáry absorpce vodíku
DBV (GCVS: ZZB )	DB spektrální typ, který má ve svém spektru pouze heliové absorpční čáry
GW Vir (GCVS: ZZO )	Atmosféra většinou C, He a O; lze rozdělit na hvězdy DOV a PNNV

Počáteční výpočty naznačovaly, že by mohli existovat bílí trpaslíci, jejichž svítivost se měnila po dobu přibližně 10 sekund, ale hledání v 60. letech to nepozorovalo. První nalezený proměnný bílý trpaslík byl HL Tau 76 ; v letech 1965 a 1966 a bylo pozorováno, že se mění s periodou přibližně 12,5 minuty. Důvodem, proč je toto období delší, než se předpokládalo, je to, že variabilita HL Tau 76, stejně jako u ostatních známých pulzujících proměnných bílých trpaslíků, vyplývá z neradiálních gravitačních pulzací. Mezi známé typy pulzujícího bílého trpaslíka patří hvězdy DAV nebo ZZ Ceti , včetně HL Tau 76, s atmosférou ovládanou vodíkem a spektrálním typem DA; DBV , nebo V777 Her , hvězdy, s atmosférou ovládanou heliem a spektrálním typem DB; a hvězdy GW Vir , někdy rozdělené na hvězdy DOV a PNNV , s atmosférou, kde dominuje helium, uhlík a kyslík. Hvězdy GW Vir nejsou, přísně vzato, bílí trpaslíci, ale jsou to hvězdy, které jsou v poloze na Hertzsprung-Russellově diagramu mezi asymptotickou obří větví a oblastí bílého trpaslíka. Mohou být nazýváni předbělými trpaslíky . Všechny tyto proměnné vykazují malé (1% - 30%) odchylky světelného výkonu, vyplývající ze superpozice vibračních režimů s periodami stovek až tisíců sekund. Pozorování těchto variací poskytuje asteroseismologické důkazy o interiérech bílých trpaslíků.

Formace

Předpokládá se, že bílí trpaslíci představují koncový bod hvězdné evoluce u hvězd hlavní sekvence s hmotností od asi 0,07 do 10  M _☉ . Složení produkovaného bílého trpaslíka bude záviset na počáteční hmotnosti hvězdy. Současné galaktické modely naznačují, že galaxie Mléčné dráhy v současné době obsahuje asi deset miliard bílých trpaslíků.

Hvězdy s velmi nízkou hmotností

Pokud je hmotnost hvězdy s hlavní sekvencí nižší než přibližně polovina hmotnosti Slunce , nebude nikdy dostatečně horká, aby v jejím jádru roztavila helium. Předpokládá se, že během života, který výrazně přesahuje stáří vesmíru (asi 13,8 miliardy let), taková hvězda nakonec spálí veškerý vodík, na chvíli se stane modrým trpaslíkem a ukončí svůj vývoj jako helium bílá trpaslík složený převážně z jader helium-4 . Vzhledem k velmi dlouhému času, který tento proces trvá, není považován za původ pozorovaných bílých trpaslíků helium. Jsou spíše považovány za produkt ztráty hmotnosti v binárních systémech nebo ztráty hmotnosti v důsledku velkého planetárního společníka.

Hvězdy s nízkou až střední hmotností

Pokud je hmotnost hvězdy s hlavní sekvencí mezi 0,5 a 8  M _☉ jako naše slunce , její jádro bude dostatečně horké, aby _tavilo hélium na uhlík a kyslík pomocí procesu trojitého alfa , ale nikdy nebude dostatečně horké na tavení uhlíku do neonů . Blízko konce období, ve kterém prochází fúzními reakcemi, bude mít taková hvězda jádro uhlík-kyslík, které nepodléhá fúzním reakcím, obklopené vnitřní skořápkou spalující helium a vnějším pláštěm spalujícím vodík. Na diagramu Hertzsprung – Russell se nachází na asymptotické obří větvi . Poté vytlačí většinu svého vnějšího materiálu a vytvoří planetární mlhovinu , dokud nezůstane pouze jádro uhlík -kyslík. Tento proces je zodpovědný za bílé trpaslíky s uhlíkem a kyslíkem, které tvoří drtivou většinu pozorovaných bílých trpaslíků.

Hvězdy se střední až vysokou hmotností

Pokud je hvězda dostatečně hmotná, její jádro se nakonec dostatečně zahřeje, aby spojilo uhlík s neonem a poté sloučilo neon s železem. Taková hvězda se nestane bílým trpaslíkem, protože hmotnost jejího centrálního nefúzujícího jádra, zpočátku podporovaného tlakem degenerace elektronů , nakonec překročí největší možnou hmotnost podporovatelnou tlakem degenerace. V tomto okamžiku se jádro hvězdy zhroutí a exploduje v supernově s kolapsem jádra, která za sebou zanechá zbytkovou neutronovou hvězdu , černou díru nebo možná exotičtější formu kompaktní hvězdy . Některé hvězdy hlavní posloupnosti, asi 8 až 10  M _☉ , přestože jsou dostatečně hmotné na fúzi uhlíku s neonem a hořčíkem , mohou být nedostatečně hmotné pro sloučení neonů . Taková hvězda může zanechat zbytky bílého trpaslíka složeného převážně z kyslíku , neonů a hořčíku , za předpokladu, že se její jádro nezhroutí, a za předpokladu, že fúze neprobíhá tak prudce, že by hvězdu rozbila v supernově . Ačkoli bylo identifikováno několik bílých trpaslíků, kteří mohou být tohoto typu, většina důkazů o jejich existenci pochází z novy zvané ONeMg nebo neonové novy. Spektra těchto novin ukazují množství neonů, hořčíku a dalších mezihmotných prvků, které se zdají být vysvětlitelné pouze narůstáním materiálu na bílého trpaslíka s kyslíkem, neonem a hořčíkem.

Zadejte Iax supernova

Supernova typu Iax , která zahrnuje narůstání helia bílým trpaslíkem, byla navržena jako kanál pro transformaci tohoto typu hvězdného zbytku. V tomto scénáři je detonace uhlíku vytvořená v supernově typu Ia příliš slabá na to, aby zničila bílého trpaslíka, přičemž vypuzuje jen malou část své hmoty jako ejecta, ale vytváří asymetrický výbuch, který kopne hvězdu, často známou jako zombie hvězda , na vysoké rychlosti hypervelocity hvězdy . Hmota zpracovaná při neúspěšné detonaci je znovu zachycena bílým trpaslíkem s nejtěžšími prvky, jako je železo padající do svého jádra, kde se hromadí. Tito bílí trpaslíci se železným jádrem by byli menší než uhlík-kyslík podobné hmoty a chladli by a krystalizovali rychleji než tito.

Osud

Bílý trpaslík je stabilní, jakmile je zformován, a bude i nadále chladnout téměř neomezeně, nakonec se stane černým trpaslíkem . Za předpokladu, že se vesmír nadále rozpíná, má se za to, že za 10 ¹⁹ až 10 ²⁰ let se galaxie vypaří, když jejich hvězdy uniknou do mezigalaktického prostoru. Bílí trpaslíci by obecně měli přežít galaktickou disperzi, i když příležitostná srážka mezi bílými trpaslíky může vyprodukovat novou tavící se hvězdu nebo super-Chandrasekharského masového bílého trpaslíka, který exploduje v supernově typu Ia . Následná životnost bílé převyšuje je myšlenka být v řádu hypotetického životnosti protonu , je známo, že se nejméně 10 ³⁴ -10 ³⁵ lety. Některé velké sjednocené teorie předpovídají životnost protonů mezi 10 ³⁰ a 10 ³⁶ lety. Pokud tyto teorie nejsou platné, proton se stále může rozpadat komplikovanými jadernými reakcemi nebo prostřednictvím kvantově gravitačních procesů zahrnujících virtuální černé díry ; v těchto případech se životnost odhaduje na nejvýše 10 ²⁰⁰ let. Pokud se protony rozpadnou, hmotnost bílého trpaslíka bude s postupem času s rozpadem jeho jader velmi pomalu klesat , dokud neztratí dostatek hmoty, aby se z něj stala nedegenerovaná hrudka hmoty, a nakonec úplně zmizí.

Bílého trpaslíka může také kanibalizovat nebo vypařit doprovodná hvězda, což způsobí, že bílý trpaslík ztratí tolik hmoty, že se z něj stane planetární hmotný objekt . Výsledný objekt, obíhající kolem bývalého společníka, nyní hostitelské hvězdy, by mohla být planeta helium nebo planeta diamantů .

Disky a planety odpadu

Hvězdný a planetární systém bílého trpaslíka je zděděn od jeho předchůdce a může s bílým trpaslíkem interagovat různými způsoby. Infračervená spektroskopická pozorování centrální hvězdy NASA Spitzer Space Telescope centrální hvězdy mlhoviny Helix naznačují přítomnost oblaku prachu, který může být způsoben kometárními kolizemi. Je možné, že padající materiál z toho může způsobit emisi rentgenového záření z centrální hvězdy. Podobně pozorování provedená v roce 2004 naznačila přítomnost oblaku prachu kolem mladého (odhaduje se, že se vytvořil z jeho předka AGB asi před 500 miliony let) bílého trpaslíka G29-38 , který mohl být vytvořen přílivovým narušením komety procházející blízko k bílému trpaslíkovi. Některé odhady založené na obsahu kovů v atmosférách bílých trpaslíků se domnívají, že nejméně 15% z nich může být obíháno planetami a/nebo asteroidy nebo alespoň jejich troskami. Další navrhovaná myšlenka je, že by bílí trpaslíci mohli obíhat obnažená jádra skalních planet , což by přežilo fázi rudého obra jejich hvězdy, ale ztratilo by své vnější vrstvy a vzhledem k tomu, že tyto planetární zbytky by byly pravděpodobně vyrobeny z kovů , pokusit se detekovat je, jak hledají podpisy jejich interakce s magnetickým polem bílého trpaslíka . Jiné navrhované představy o tom, jak jsou bílí trpaslíci znečištěni prachem, zahrnují rozptyl asteroidů planetami nebo rozptylem planety a planety. Osvobození exoměsíců z jejich hostitelské planety by mohlo způsobit znečištění bílého trpaslíka prachem. Buď osvobození mohlo způsobit rozptýlení asteroidů směrem k bílému trpaslíkovi, nebo exoměsíc mohl být rozptýlen do Roche-Radius bílého trpaslíka. Byl také zkoumán mechanismus znečištění bílých trpaslíků v binárních souborech, protože tyto systémy pravděpodobně postrádají hlavní planetu, ale tato myšlenka nemůže vysvětlit přítomnost prachu kolem jednotlivých bílých trpaslíků. Zatímco staří bílí trpaslíci vykazují známky narůstání prachu, bílí trpaslíci starší než ~ 1 miliarda let nebo> 7 000 K s prašným infračerveným přebytkem nebyli detekováni, dokud nebyl objeven LSPM J0207+3331 v roce 2018, který má chladnoucí věk ~ 3 miliardy let . Bílý trpaslík ukazuje dvě zaprášené součásti, které jsou vysvětlovány dvěma prstenci s různými teplotami.

Tam je planeta v bílé dwarf- pulsar binární soustavy PSR B1620-26 .

Kolem bílého trpaslíka jsou dvě cirkumbinární planety - binární červený trpaslík NN Serpentis .

Bílý trpaslík WD 1145+017 bohatý na kovy je prvním bílým trpaslíkem pozorovaným s rozpadající se planetou, která prochází hvězdou. Rozpad planetesimálu vytváří oblak trosek, který prochází před hvězdou každých 4,5 hodiny, což způsobuje 5minutové vyblednutí optické jasnosti hvězdy. Hloubka tranzitu je velmi variabilní.

Bílý trpaslík WD 0145+234 ukazuje rozjasnění ve střední infračervené oblasti, což je vidět na datech NEOWISE . Rozjasnění není vidět dříve než v roce 2018. Je interpretováno jako přílivové narušení exoasteroidu, což je poprvé, kdy byla taková událost pozorována.

WD 0806-661 má trpaslíka Y, který obíhá kolem bílého trpaslíka na široké oběžné dráze s projektovanou vzdáleností 2500 astronomických jednotek . Vzhledem k nízké hmotnosti a široké oběžné dráze tohoto objektu lze WD 0806-661 B interpretovat buď jako subhnědého trpaslíka, nebo přímo zobrazenou exoplanetu .

WD J0914+1914 je první samostatnou bílou trpasličí hvězdou, u níž bylo zjištěno, že obíhá obří planeta. Obří planeta je odpařována silným ultrafialovým zářením horkého bílého trpaslíka. Část odpařeného materiálu se hromadí v plynném disku kolem bílého trpaslíka. Slabá vodíková čára , stejně jako další čáry ve spektru bílého trpaslíka, odhalily přítomnost obří planety.

V září 2020 astronomové poprvé oznámili objev velmi hmotné planety velikosti Jupitera , pojmenované WD 1856 b, obíhající každých 36 hodin, bílý trpaslík, pojmenovaný WD 1856+534 .

Obyvatelnost

Bylo navrženo, aby bílí trpaslíci s povrchovými teplotami nižšími než 10 000 Kelvinů mohli ukrývat obyvatelnou zónu ve vzdálenosti c. 0,005 až 0,02  AU, která by trvala více než 3 miliardy let. To je tak blízko, že všechny obyvatelné planety by byly přílivově uzamčeny . Cílem je hledání tranzitů hypotetických planet podobných Zemi, které by mohly migrovat dovnitř a/nebo se tam zformovat. Vzhledem k tomu, že bílý trpaslík má velikost podobnou planetě, tyto druhy tranzitů způsobí silné zatmění . Novější výzkum vyvolává v této myšlence určité pochybnosti, vzhledem k tomu, že blízké oběžné dráhy těchto hypotetických planet kolem jejich mateřských hvězd by je vystavily silným slapovým silám, které by je mohly učinit neobyvatelnými spuštěním skleníkového efektu . Dalším navrhovaným omezením této myšlenky je původ těchto planet. Když pomineme formování z akrečního disku obklopujícího bílého trpaslíka, existují dva způsoby, jak by planeta mohla skončit na blízké oběžné dráze kolem hvězd tohoto druhu: tím, že přežije, když ji hvězda pohltí během fáze červeného obra, a poté spirálovitě dovnitř nebo dovnitř migrace poté, co se vytvořil bílý trpaslík. První případ je pro těla s nízkou hmotností nepravděpodobný, protože je nepravděpodobné, že by přežily, kdyby byly pohlceny svými hvězdami. V druhém případě by planety musely prostřednictvím přílivových interakcí s bílým trpaslíkem vytlačit tolik orbitální energie jako tepla, že by pravděpodobně skončily jako neobyvatelné uhlíky.

Binární hvězdy a novy

Pokud je bílý trpaslík v binárním hvězdném systému a získává hmotu od svého společníka, může dojít k celé řadě jevů, včetně nov a supernov typu Ia . Může to být také velmi měkký zdroj rentgenového záření, pokud je schopen odebrat materiál svému společníkovi dostatečně rychle, aby udržel fúzi na jeho povrchu. Na druhé straně jevy v binárních systémech, jako je slapová interakce a interakce hvězda-disk, moderované magnetickými poli nebo ne, působí na rotaci narůstajících bílých trpaslíků. Ve skutečnosti nejrychleji se točící, bezpečně známí bílí trpaslíci, jsou členy binárních systémů (přičemž bílý trpaslík v CTCV J2056-3014 je nejrychlejší). Blízký binární systém dvou bílých trpaslíků může vyzařovat energii ve formě gravitačních vln , což způsobuje, že se jejich vzájemná oběžná dráha neustále zmenšuje, dokud hvězdy nesplynou.

Supernovy typu Ia

Hmotnost izolovaného nerotujícího bílého trpaslíka nesmí překročit Chandrasekharův limit ~ 1,4  M _☉ . Tento limit se může zvýšit, pokud se bílý trpaslík otáčí rychle a nerovnoměrně. Bílí trpaslíci v binárních systémech mohou shromažďovat materiál z doprovodné hvězdy, čímž se zvyšuje jejich hmotnost i hustota. Jak se jejich hmotnost blíží Chandrasekharově hranici, mohlo by to teoreticky vést buď k explozivnímu zapálení fúze v bílém trpaslíkovi, nebo k jejímu zhroucení na neutronovou hvězdu .

Akrece poskytuje v současné době oblíbený mechanismus nazývaný model s jednou degenerací pro supernovy typu Ia . V tomto modelu bílý trpaslík s uhlíkem a kyslíkem nabírá hmotu a stlačuje své jádro vytažením hmoty z doprovodné hvězdy. Předpokládá se, že kompresní ohřev jádra vede k zapálení z oxidu fúze jako hmotnost blíží Chandrasekhar limit. Vzhledem k tomu, že bílý trpaslík je proti gravitaci podporován tlakem kvantové degenerace místo tepelným tlakem, přidávání tepla do nitra hvězdy zvyšuje jeho teplotu, ale nikoli její tlak, takže bílý trpaslík v reakci nerozpíná a neochladí. Zvýšená teplota spíše zrychluje rychlost fúzní reakce v rozběhnutém procesu, který se živí sám. Tyto termonukleární plamen spotřebovává hodně bílého trpaslíka během několika sekund, což způsobí explozi supernovy typu Ia, které stírá hvězdu. V dalším možném mechanismu pro supernovy typu Ia, dvojitě degenerovaný model , se dva bílí trpaslíci uhlík-kyslík v binárním systému spojují a vytvářejí objekt s hmotností větší než Chandrasekharův limit, ve kterém je poté zapálena fúze uhlíku.

Pozorování nezaznamenala známky narůstání vedoucí k supernovám typu Ia, a to se nyní považuje za to, že hvězda je nejprve načtena až nad Chandrasekharův limit a zároveň je stejným procesem roztočena na velmi vysokou rychlost. Jakmile se narůstání zastaví, hvězda se postupně zpomaluje, dokud rotace již nestačí k zabránění výbuchu.

Historický jasný SN 1006 je považován za supernovu typu Ia od bílého trpaslíka, pravděpodobně sloučení dvou bílých trpaslíků. Supernova Tycho z roku 1572 byla také supernova typu Ia a byl detekován její zbytek.

Post-common obálka binární

Post-obyčejná binární obálka (PCEB) je binární složená z bílého trpaslíka a červeně zakrslého trpaslíka (v jiných případech to může být hnědý trpaslík místo červeného trpaslíka). Tyto binární soubory se tvoří, když je červený trpaslík pohlcen fází červeného obra . Jak červený trpaslík obíhá uvnitř společné obálky , je v hustším prostředí zpomalen. Tato zpomalená orbitální rychlost je kompenzována snížením orbitální vzdálenosti mezi červeným trpaslíkem a jádrem červeného obra. Červený trpaslík se točí dovnitř směrem k jádru a může s jádrem splynout. Pokud se tak nestane a místo toho se vysune společná obálka, pak binární soubor skončí na blízké oběžné dráze, skládající se z bílého trpaslíka a červeného trpaslíka. Tento typ binárních souborů se nazývá post-common obálkový binární. Vývoj PCEB pokračuje, protože obě trpasličí hvězdy obíhají blíže a blíže díky magnetickému brzdění a uvolňování gravitačních vln . Binární se může v určitém okamžiku vyvinout do kataklyzmatické proměnné, a proto post-běžné obálkové binární soubory se někdy nazývají předkataklyzmatické proměnné.

Kataklyzmatické proměnné

Než narůstání materiálu zatlačí bílého trpaslíka blízko Chandrasekharovy hranice, může se na povrchu připuštěný materiál obohacený vodíkem vznítit v méně destruktivním typu termonukleární exploze poháněné fúzí vodíku . Tyto povrchové výbuchy se mohou opakovat, dokud jádro bílého trpaslíka zůstane neporušené. Tento slabší druh opakujících se kataklyzmatických jevů se nazývá (klasická) nova . Astronomové také pozorovali trpasličí novy , které mají menší, častější vrcholy svítivosti než klasické novy. Předpokládá se, že jsou způsobeny uvolněním gravitační potenciální energie, když se část akrečního disku zhroutí na hvězdu, spíše než uvolněním energie v důsledku fúze. Obecně platí, že binární systémy s bílým trpaslíkem, který získává hmotu od hvězdného společníka, se nazývají kataklyzmatické proměnné . Stejně jako novy a trpasličí novy je známo několik dalších tříd těchto proměnných, včetně polárních a středních polárních , přičemž oba obsahují vysoce magnetické bílé trpaslíky. Bylo pozorováno, že kataklyzmatické proměnné poháněné fúzí a akrecí jsou zdroji rentgenového záření .

Další binární soubory, které nebyly před supernovami

Jiné binární soubory, které nejsou pro supernovu, zahrnují binární soubory, které se skládají z hvězdy hlavní sekvence (nebo obra) a bílého trpaslíka. Binární Sirius AB je pravděpodobně nejslavnějším příkladem. Bílí trpaslíci mohou také existovat jako binární soubory nebo vícehvězdné systémy, které se skládají pouze z bílých trpaslíků. Příkladem vyřešeného systému trojitého bílého trpaslíka je WD J1953-1019 , objevený s daty Gaia DR2 . Jednou ze zajímavých oblastí je studium zbytkových planetárních systémů kolem bílých trpaslíků. Zatímco hvězdy jsou jasné a často zastiňují exoplanety a hnědé trpaslíky, kteří je obíhají, bílí trpaslíci jsou slabí. To umožňuje astronomům podrobněji studovat tyto hnědé trpaslíky nebo exoplanety. Sub-hnědý trpaslík kolem bílého trpaslíka WD 0806-661 je jeden takový příklad.

Nejblíže

Bílí trpaslíci do 25 světelných let

Identifikátor	Číslo WD	Vzdálenost ( ly )	Typ	Absolutní velikost	Hmotnost ( M ☉ )	Svítivost ( L ☉ )	Věk ( Gyr )	Objekty v systému
Sirius B.	0642–166	8,66	DA	11,18	0,98	0,0295	0,10	2
Procyon B.	0736+053	11,46	DQZ	13.20	0,63	0,00049	1,37	2
Van Maanen 2	0046+051	14.07	DZ	14.09	0,68	0,00017	3.30	1
LP 145-141	1142–645	15.12	DQ	12,77	0,61	0,00054	1.29	1
40 Eridani B	0413-077	16,39	DA	11.27	0,59	0,0141	0,12	3
Stein 2051 B	0426+588	17,99	DC	13,43	0,69	0,00030	2,02	2
G 240-72	1748+708	20.26	DQ	15.23	0,81	0,000085	5,69	1
Gliese 223.2	0552–041	21.01	DZ	15.29	0,82	0,000062	7,89	1
Gliese 3991 B	1708+437	24.23	D ??	> 15	0,5	<0,000086	> 6	2

Viz také

Reference

Externí odkazy a další čtení

Všeobecné

• Kawaler, SD (1997). „Bílé trpasličí hvězdy“. V Kawaleru, SD; Novikov, I .; Srinivasan, G. (eds.). Hvězdné zbytky . 1997. ISBN 978-3-540-61520-0.
• Kepler, SO; Pelisoli, I .; Koester, D .; Ourique, G .; Kleinman, SJ; Romero, AD; Nitta, A .; Eisenstein, DJ; CostaJ. ES; Külebi, B .; Jordan, S .; Dufour, P .; Paolo Giommi, P .; Rebassa-Mansergas, A. „ Nové bílé trpasličí hvězdy v datovém průzkumu Sloan Digital Sky Survey Data Release 10 “. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti , 446, 4, 01-02-2015, str. 4078–4087. DOI: 10,1093/mnras/stu2388 . ISSN: 1365–2966.
• Rebassa-Mansergas, A .; Gänsicke, BT; Rodríguez-Gil, P .; Schreiber, MR; Koester, D. (28. listopadu 2007). „ Binární soubory po společné obálce z SDSS-I. 101 bílých trpaslíků s hlavní sekvencí s více spektroskopií Sloan Digital Sky Survey: Binární soubory po společné obálce od SDSS “. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti . 382 (4): 1377–1393. doi: 10.1111/j.1365-2966.2007.12288.x.

Fyzika

• Černé díry, bílí trpaslíci a neutronové hvězdy: fyzika kompaktních objektů , Stuart L. Shapiro a Saul A. Teukolsky, New York: Wiley, 1983. ISBN  0-471-87317-9 .
• Koester, D; Chanmugam, G (1990). „Fyzika bílých trpasličích hvězd“ . Zprávy o pokroku ve fyzice . 53 (7): 837–915. Bibcode : 1990RPPh ... 53..837K . doi : 10,1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID  122582479 .
• Gentile, Dave (1995). Bílé trpasličí hvězdy a Chandrasekharův limit (diplomová práce). Univerzita DePaul .
• „Odhad hvězdných parametrů z energetické společnosti“ . sciencebits.com . -diskutuje o tom, jak pomocí bílých trpaslíků najít vztahy mezi hmotností a poloměrem a limity hmotnosti pro bílé trpaslíky.

Variabilita

• Winget, DE (1998). „Asteroseismologie bílých trpasličích hvězd“. Journal of Physics: Condensed Matter . 10 (49): 11247–11261. Bibcode : 1998JPCM ... 1011247W . doi : 10,1088/0953-8984/10/49/014 .

Magnetické pole

• Wickramasinghe, DT; Ferrario, Lilia (2000). „Magnetismus v izolovaných a binárních bílých trpaslících“ . Publikace Astronomické společnosti Pacifiku . 112 (773): 873–924. Bibcode : 2000PASP..112..873W . doi : 10,1086/316593 .

Frekvence

• Gibson, BK; Flynn, C (2001). „Bílí trpaslíci a temná hmota“. Věda . 292 (5525): 2211a. arXiv : astro-ph/0104255 . doi : 10,1126/věda.292.5525.2211a . PMID  11423620 . S2CID  14080941 .

Pozorovací

• Provencal, JL; Shipman, HL; Hog, Erik; Thejll, P. (1998). „Testování vztahu bílého trpaslíka k masovému poloměru s Hipparcos“ . Astrofyzikální časopis . 494 (2): 759–767. Bibcode : 1998ApJ ... 494..759P . doi : 10,1086/305238 .
• Gates, Evalyn; Gyuk, Geza; Harris, Hugh C .; Subbarao, Mark; Anderson, Scott; Kleinman, SJ; Liebert, James; Brewington, Howard; a kol. (2004). „Objev nových ultracoolových bílých trpaslíků v průzkumu Sloan Digital Sky Survey“. Astrofyzikální časopis . 612 (2): L129. arXiv : astro-ph/0405566 . Bibcode : 2004ApJ ... 612L.129G . doi : 10,1086/424568 . S2CID  7570539 .
• McCook, GP; Sion, EM (eds.). „Katalog bílých trpaslíků WD“ . Villanova univerzita.
• Dufour, P .; Liebert, James; Fontaine, G .; Behara, N. (2007). „Bílé trpasličí hvězdy s uhlíkovou atmosférou“. Příroda . 450 (7169): 522–4. arXiv : 0711.3227 . Bibcode : 2007Natur.450..522D . doi : 10,1038/příroda06318 . PMID  18033290 . S2CID  4398697 .

snímky

• Astronomický snímek dne
  • NGC 2440: Kokon nového bílého trpaslíka . Astronomický snímek dne (fotografie). NASA. 21. února 2010.
  • Prach a mlhovina Helix . Astronomický snímek dne (fotografie). NASA. 31. prosince 2009.
  • Mlhovina Helix z observatoře La Silla . Astronomický snímek dne (fotografie). NASA. 3. března 2009.
  • IC 4406: Zdánlivě čtvercová mlhovina . Astronomický snímek dne (fotografie). NASA. 27. července 2008.
  • Supernova v blízkosti ve Spiral Galaxy M100 . Astronomický snímek dne (fotografie). NASA. 7. března 2006.
  • Bílá spirála trpasličí hvězdy . Astronomický snímek dne (fotografie). NASA. 1. června 2005.