Bílý trpaslík

Rozbalit box

Obsah boxu

Bílý trpaslík je typ hvězdného zbytku, který vzniká po zániku hvězd s nízkou až střední hmotností (přibližně do 8–10násobku hmotnosti Slunce). Jedná se o závěrečné stádium vývoje většiny hvězd ve vesmíru, včetně našeho Slunce. Bílý trpaslík je v podstatě obnažené jádro původní hvězdy, které již neprodukuje energii pomocí termonukleární fúze. Jeho stabilita je zajištěna tlakem elektronového degenerovaného plynu.

Charakteristickými vlastnostmi bílých trpaslíků jsou extrémně vysoká hustota, malá velikost (srovnatelná se Zemí) a relativně vysoká povrchová teplota, díky které zpočátku září bílým světlem. Postupem času však chladnou a jejich svit slábne, až se z nich teoreticky stanou chladní a tmaví černí trpaslíci.

📜 Historie objevů

Prvním objeveným bílým trpaslíkem byl Sirius B, průvodce nejjasnější hvězdy na noční obloze, Siria A. Již v roce 1844 si německý astronom Friedrich Bessel všiml mírného vlnění v pohybu Siria a usoudil, že musí mít neviditelného průvodce. Tento průvodce byl vizuálně potvrzen až 31. ledna 1862 americkým optikem Alvanem Grahamem Clarkem.

V roce 1915 Walter Sydney Adams změřil spektrum Siria B a zjistil, že jeho povrchová teplota je extrémně vysoká (kolem 25 000 K), což v kombinaci s jeho nízkou svítivostí naznačovalo velmi malý poloměr. Z těchto údajů astronomové odvodili, že Sirius B musí mít neuvěřitelně vysokou hustotu – hmota srovnatelná se Sluncem je stlačena do objemu srovnatelného se Zemí.

Termín "bílý trpaslík" poprvé použil nizozemsko-americký astronom Willem Luyten v roce 1922. Teoretický základ pro existenci těchto objektů položil ve 30. letech 20. století indicko-americký astrofyzik Subrahmanyan Chandrasekhar. Vypočítal, že stabilita bílého trpaslíka je zajištěna tlakem degenerovaných elektronů a že existuje maximální možná hmotnost, kterou bílý trpaslík může mít – tato hodnota je dnes známá jako Chandrasekharova mez (přibližně 1,44násobek hmotnosti Slunce).

⭐ Vznik a vývoj

Bílí trpaslíci jsou konečným produktem hvězd, které nejsou dostatečně hmotné na to, aby svůj život zakončily jako supernova. Tento proces se týká více než 97 % všech hvězd v naší Galaxii.

☀️ Zánik hvězd nízké a střední hmotnosti

Když hvězda podobná Slunci vyčerpá zásoby vodíku ve svém jádře, termonukleární fúze se zastaví. Gravitace začne jádro stlačovat, což zvýší jeho teplotu a tlak natolik, že se zažehne fúze vodíku ve slupce kolem jádra. To způsobí, že se vnější vrstvy hvězdy dramaticky rozpínají a chladnou – hvězda se stává červeným obrem.

V jádře červeného obra pokračuje zvyšování teploty, až dosáhne přibližně 100 milionů kelvinů, což umožní zažehnutí fúze helia na uhlík a kyslík. Poté, co se vyčerpá i helium v jádře, hvězda prochází další fází nestability. Její vnější vrstvy jsou postupně odvrženy do okolního prostoru, kde vytvoří útvar známý jako planetární mlhovina.

Zůstane pouze velmi horké a husté jádro, složené převážně z uhlíku a kyslíku – nově zrozený bílý trpaslík.

⚛️ Degenerovaný plyn

Bílý trpaslík již neprodukuje energii fúzí. Proti gravitačnímu kolapsu ho drží kvantově-mechanický jev známý jako tlak elektronového degenerovaného plynu. Podle Pauliho vylučovacího principu nemohou dva elektrony zaujímat stejný kvantový stav na stejném místě. V extrémně hustém prostředí bílého trpaslíka jsou elektrony natlačeny tak blízko k sobě, že jsou nuceny zaujímat velmi vysoké energetické hladiny. Tento stav vytváří obrovský tlak, který působí proti gravitaci a udržuje hvězdu stabilní. Tento tlak je nezávislý na teplotě, takže bílý trpaslík se nezhroutí ani po vychladnutí.

Pokud by však hmotnost bílého trpaslíka překročila Chandrasekharovu mez, tlak degenerovaných elektronů by již nestačil k odvrácení gravitačního kolapsu.

🧊 Chladnutí a konečný osud

Nově vzniklý bílý trpaslík je extrémně horký, s povrchovou teplotou přesahující 100 000 K. Nemá však žádný vnitřní zdroj energie, takže veškerá jeho svítivost pochází z uloženého tepla. Během miliard a bilionů let postupně vyzařuje tuto energii do prostoru, chladne a jeho svit slábne. Postupně mění barvu z bílé na žlutou, oranžovou a nakonec červenou.

Teoreticky, po nepředstavitelně dlouhé době (delší než současné stáří vesmíru), vychladne natolik, že již nebude vyzařovat téměř žádné viditelné světlo ani teplo. V tomto stádiu se z něj stane hypotetický objekt zvaný černý trpaslík. Protože proces chladnutí je tak pomalý, předpokládá se, že ve vesmíru ještě žádní černí trpaslíci neexistují.

⚙️ Fyzikální vlastnosti

Bílí trpaslíci jsou objekty s unikátními a extrémními vlastnostmi.

📏 Hmotnost a velikost

Typický bílý trpaslík má hmotnost kolem 0,6násobku hmotnosti Slunce. Jeho velikost je však srovnatelná s planetou Země, což znamená, že jeho hustota je obrovská. Jediná čajová lžička materiálu z bílého trpaslíka by na Zemi vážila několik tun. Zajímavou vlastností je, že čím je bílý trpaslík hmotnější, tím je jeho poloměr menší, protože silnější gravitace stlačuje degenerovaný plyn více.

🔥 Teplota a svítivost

Povrchové teploty se pohybují od méně než 8 000 K u nejstarších a nejchladnějších jedinců až po více než 150 000 K u velmi mladých, čerstvě odhalených jader. Navzdory vysoké teplotě je jejich celková svítivost velmi nízká kvůli jejich malé ploše povrchu.

🌌 Magnetické pole a atmosféra

Bílí trpaslíci mají často velmi silná magnetická pole, která jsou pozůstatkem pole původní hvězdy, zesíleného během smršťování jádra. Jejich atmosféry jsou velmi tenké a skládají se téměř výhradně z nejlehčích prvků. Silná povrchová gravitace způsobuje, že těžší prvky (jako uhlík a kyslík z jádra) klesají dolů, zatímco lehčí prvky (vodík a helium) plavou na povrchu. Podle toho se dělí na spektrální typy, např. DA (atmosféra s dominancí vodíku) nebo DB (s dominancí helia).

💥 Supernovy typu Ia

Bílí trpaslíci hrají klíčovou roli v jednom z nejdůležitějších kosmologických jevů – supernovách typu Ia. Pokud se bílý trpaslík nachází v dvojhvězdném systému s jinou hvězdou (například červeným obrem), může svou gravitací přitahovat materiál z jejího povrchu.

Tento materiál, převážně vodík a helium, se hromadí na povrchu bílého trpaslíka a postupně zvyšuje jeho hmotnost. Když hmotnost dosáhne kritické hodnoty – Chandrasekharovy meze – tlak degenerovaných elektronů již nestačí odolávat gravitaci. Jádro se zhroutí, teplota a tlak prudce vzrostou a dojde k explozivnímu zažehnutí termonukleární fúze uhlíku a kyslíku v celém objemu hvězdy.

Tato nekontrolovaná reakce během několika sekund rozmetá celého bílého trpaslíka. Výsledkem je extrémně jasná exploze, supernova typu Ia. Protože tyto supernovy vznikají vždy za velmi podobných podmínek (při dosažení Chandrasekharovy meze), mají téměř identickou maximální svítivost. Díky tomu je astronomové používají jako tzv. standardní svíčky pro měření vzdáleností ve vesmíru, což vedlo například k objevu zrychleného rozpínání vesmíru.

🔭 Pozorování a známí bílí trpaslíci

Bílí trpaslíci jsou kvůli své nízké svítivosti obtížně pozorovatelní, pokud se nenacházejí relativně blízko. Mezi nejznámější patří:

Sirius B: První objevený a nejznámější bílý trpaslík, průvodce hvězdy Sirius v souhvězdí Velkého psa.
Prokyon B: Průvodce hvězdy Prokyon v souhvězdí Malého psa. Je méně hmotný a chladnější než Sirius B.
Van Maanenova hvězda: Jeden z nejbližších známých osamělých bílých trpaslíků, nacházející se v souhvězdí Ryb.
40 Eridani B: Bílý trpaslík v trojhvězdném systému, který je relativně snadno pozorovatelný i amatérskými dalekohledy.

🧑‍🏫 Pro laiky

Představa bílého trpaslíka může být složitá, ale lze ji zjednodušit pomocí několika přirovnání:

Hvězdný důchodce: Bílý trpaslík je jako vyhaslý popel hvězdy, která už spálila veškeré své palivo. Je to v podstatě "hvězdný důchodce", který už nepracuje (neprovádí fúzi), ale jen pomalu chladne. Naše Slunce se jím stane asi za 7–8 miliard let.
Cukrová kostka o váze slona: Hmota srovnatelná s naším Sluncem je v bílém trpaslíkovi stlačena do koule velikosti planety Země. Kdybyste si mohli nabrat lžičku jeho materiálu, vážila by na Zemi tolik co několik aut nebo dospělý slon.
Kvantová vzpěra: Co brání tomu, aby se takto hustý objekt nezhroutil sám do sebe? Představte si, že se snažíte nacpat obrovské množství lidí do malé místnosti. Nakonec se o sebe budou opírat tak silně, že už je nebudete moci více stlačit. Podobně fungují elektrony v bílém trpaslíkovi – jejich vzájemné "odpírání" (degenerovaný tlak) funguje jako neviditelná vzpěra proti gravitaci.
Kosmická časovaná bomba: Pokud bílý trpaslík "krade" hmotu od svého hvězdného souseda, může přibrat na váze až k magické hranici. Jakmile ji překročí, exploduje v obrovské supernově, která na krátkou dobu zazáří jasněji než celá galaxie.

Šablona:Aktualizováno