Bela pritlikavka
Bela pritlikavka je kompaktna zvezda. Njihova snov je stisnjena skupaj. Gravitacija je atome potegnila tesno skupaj in jim odvzela elektrone. Masa bele pritlikavke je podobna masi Sonca, njena prostornina pa je podobna prostornini Zemlje.
Bele pritlikavke so končno razvojno stanje vseh zvezd, katerih masa ni dovolj velika, da bi postale nevtronske zvezde. Več kot 97 % zvezd v Galaksiji bo postalo bele pritlikavke. §1 Ko se življenjska doba zvezde glavne verige, ki se ukvarja s topljenjem vodika, konča, se zvezda razširi v rdečoorjakinjo, ki v svojem jedru helij pretvarja v ogljik in kisik. Če rdeča orjakinja nima dovolj mase za taljenje ogljika, se bosta okoli 1 milijarde K v njenem središču kopičila neaktivni ogljik in kisik. Ko se znebi zunanjih plasti in nastane planetarna meglica, ostane jedro, ki je bela pritlikavka.
V snovi bele pritlikavke ne potekajo več fuzijske reakcije, zato zvezda nima vira energije. Toplota fuzije je ne podpira pred gravitacijskim kolapsom.
Zvezda, kot je naše Sonce, postane bela pritlikavka, ko ji zmanjka goriva. Proti koncu svojega življenja bo prešla v fazo rdeče orjakinje, nato pa izgubila večino plina, dokler se ne skrči in postane mlada bela pritlikavka.
Slika Siriusa A in Siriusa B, ki jo je posnel Hubblov vesoljski teleskop. Sirius B, ki je bela pritlikavka, je viden kot šibka pikica svetlobe spodaj levo od veliko svetlejšega Siriusa A
Bele pritlikavke
Zgodovina
Bele pritlikavke so odkrili v 18. stoletju. Prvo belo pritlikavko, imenovano 40 Eridani B, je 31. januarja 1783 odkril William Herschel. p73 Je del sistema treh zvezd, imenovanega 40 Eridani.
Drugo belo pritlikavko so odkrili leta 1862, vendar so sprva mislili, da gre za rdečo pritlikavko. Bila je majhna zvezda v bližini zvezde Sirij. Ta spremljevalna zvezda, imenovana Sirius B, je imela površinsko temperaturo približno 25.000 kelvinov, zato so jo imeli za vročo zvezdo. Vendar je bila Sirius B približno 10.000-krat šibkejša od primarne zvezde Sirius A. Znanstveniki so odkrili, da je masa Siriusa B skoraj enaka masi Sonca. To pomeni, da je bil Sirius B nekoč zvezda, podobna našemu Soncu.
Leta 1917 je Adriaan van Maanen odkril belo pritlikavko, imenovano Van Maanen 2. Bila je tretja odkrita bela pritlikavka. Je Zemlji najbližja bela pritlikavka, razen Siriusa B.
Sevanje in temperatura
Bela pritlikavka ima nizko svetilnost (skupna količina oddane svetlobe), vendar zelo vroče jedro. Jedro ima lahko temperaturo 107 K, medtem ko ima površina le 104 K.
Bela pritlikavka je ob nastanku zelo vroča, a ker nima vira energije, postopoma oddaja energijo in se ohlaja. To pomeni, da se njeno sevanje, ki ji na začetku daje modro ali belo barvo, sčasoma zmanjša. V zelo dolgem času se bela pritlikavka ohladi do temperature, pri kateri ne bo več oddajala svetlobe. Če bela pritlikavka ne dobi snovi iz zvezde spremljevalke ali kakšnega drugega vira, njeno sevanje izvira iz nakopičene toplote. Ta se ne nadomešča.
Bele pritlikavke se počasi ohlajajo iz dveh razlogov. Imajo izjemno majhno površino, s katere oddajajo toploto, zato se ohlajajo postopoma in dolgo časa ostajajo vroče. Poleg tega so zelo neprozorne. Degenerirana snov, ki sestavlja večino bele pritlikavke, zaustavlja svetlobo in drugo elektromagnetno sevanje, zato sevanje ne odnaša veliko energije.
Sčasoma se vse bele pritlikavke ohladijo v črne pritlikavke, ki se tako imenujejo zato, ker nimajo energije za ustvarjanje svetlobe. Črnih pritlikavk še ni, saj bela pritlikavka potrebuje več časa, kot je trenutna starost vesolja, da se ohladi. Črna pritlikavka je tisto, kar bo od zvezde ostalo, ko bo porabila vso svojo energijo (toploto in svetlobo).
Ponovni vžig
Bele pritlikavke se lahko ponovno vžgejo in eksplodirajo kot supernove, če dobijo več snovi. Za belo pritlikavko je določena največja masa, pri kateri lahko ostane stabilna. To je znana kot Chandrasekharjeva meja.
Pritlikavka lahko na primer pritegne snov z zvezde spremljevalke, zaradi česar preseže Chandrasekharjevo mejo. Dodatna masa bi sprožila reakcijo zlitja ogljika. Astronomi menijo, da bi lahko bil ta ponovni vžig vzrok za nastanek supernov tipa Ia.
Vprašanja in odgovori
V: Kaj je bela pritlikavka?
O: Bela pritlikavka je kompaktna zvezda, katere snov se je zaradi gravitacije zmečkala skupaj in so ji bili odvzeti elektroni.
V: Kakšna je masa bele pritlikavke v primerjavi s Soncem?
O: Masa bele pritlikavke je podobna masi Sonca, njena prostornina pa je podobna prostornini Zemlje.
V: Katere vrste zvezd postanejo bele pritlikavke?
O: Bele pritlikavke so končno razvojno stanje vseh zvezd, katerih masa ni dovolj velika, da bi postale nevtronske zvezde. Več kot 97 % zvezd v galaksiji bo postalo bele pritlikavke.
V: Kako nastane rdeča orjakinja?
O: Ko se življenjska doba zvezde glavne zaporedja, v kateri se tvori vodik, konča, se zvezda razširi in nastane rdeča orjakinja, ki v svojem jedru helij pretvarja v ogljik in kisik. Če nima dovolj mase za taljenje ogljika, se bosta v njenem središču kopičila neaktivni ogljik in kisik.
V: Kaj se zgodi po tem, ko se znebi zunanjih plasti in nastane planetarna meglica?
O: Ko se izločijo zunanje plasti in nastane planetarna meglica, ostane jedro, ki postane bela pritlikavka.
V: Ali je snov v beli pritlikavki podvržena fuzijskim reakcijam?
O: Ne, snov v beli pritlikavki ni več podvržena fuzijskim reakcijam, zato zanjo ni vira energije in je ne more podpirati toplota pred gravitacijskim kolapsom.
V: Kako naše Sonce postane bela pritlikavka?
O: Naše Sonce bo postalo bela pritlikavka, ko mu bo ob koncu življenja zmanjkalo goriva; najprej bo šlo skozi fazo rdeče orjakinje, nato bo izgubilo večino plina, dokler se preostali plin ne skrči v mlado belo pritlikavko.
