AlegsaOnline.com

Bela pritlikavka: nastanek, lastnosti in pomen v življenju zvezd

Odkrijte nastanek, lastnosti in pomen belih pritlikavk v življenju zvezd — kako nastanejo, zgradba, razvoj in vloga več kot 97 % zvezd v Galaksiji.

Avtor: Leandro Alegsa Datum ustvarjanja: 11. oktober 2021 Zadnja posodobitev: 18. september 2025

simple.wikipedia.org · Public domain

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.

Nastanek

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.

Zakaj zvezda ne eksplodira (in čemu se upira kolapsu)

V snovi bele pritlikavke ne potekajo več fuzijske reakcije, zato zvezda nima vira energije. Toplota fuzije je ne podpira pred gravitacijskim kolapsom. Kljub temu se belim pritlikavkam uspe upirati nadaljnjemu strjevanju zaradi kvantnega pojava, imenovanega elektronski degeneracijski tlak. Ta tlak izvira iz Paulijevega izključitvenega načela: elektroni zasedejo najnižje dovoljene energetske nivoje in ustvarijo pritisk, ki nasprotuje gravitaciji. Ta mehanizem omogoča, da belim pritlikavkam ostane stabilna velikost tudi brez fuzije.

Lastnosti

Bela pritlikavka je izjemno gosta; tipične gostote sredice so lahko med milijoni in milijardami gramov na kubični centimeter. Površinska gravitacija je zelo visoka, zato se težje snovi hitreje usedajo v notranjost, lažja pa ostanejo na vrhu. Njihova tipična masa je okoli 0,6 mase Sonca, redkeje pa se giblje do približno 1,4 mase Sonca — zgornja meja, znana kot Chandrasekharjeva meja, pri kateri degeneracijski tlak elektronov ne more več podpirati zvezde in lahko sledi eksplozija ali kolaps v nevtronsko zvezdo. Njihov polmer je primerljiv s polmerom Zemlje, zato je gostota zelo visoka.

Bele pritlikavke se ob rojstvu ponašajo z zelo visokimi površinskimi temperaturami (tisoči do več sto tisoč kelvinov) in so sprva zelo svetle. Sčasoma pa izgubljajo toploto in se ohlajajo skozi milijarde let; proces hlajenja oblike njihovo svetlost in spektralni tip spreminja v daljšem času, dokler (hipotetično) ne postanejo črne pritlikavke — vendar takšen objekt v vesolju še ni bil opažen, ker bi bil čas hlajenja daljši od starosti Vesolja.

Površinske plasti belih pritlikavk so pogosto zelo tanke in sestavljene iz vodika ali helija; spektroskopska klasifikacija razlikuje npr. tipe DA (z vodikovo atmosfero), DB (z helijevo) in druge. Nekatere bele pritlikavke imajo močna magnetna polja ali hitro rotacijo; v dvojnih sistemih pa lahko pride do masnega prenosa, ki povzroči nove ali celo eksplozije tipa Ia (če akreirana masa doseže Chandrasekharjevo mejo).

Pomen v astronomiji in biologiji galaksije

Zvezde, kot je naše Sonce, postanejo 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. Bele pritlikavke so zato pomembni ostanki zvezdne evolucije in kot taki nudijo vpogled v preteklost zvezdnih populacij. Merjenje njihove razporeditve po temperaturi in svetlosti (hladilne krivulje) pomaga določati starost zvezdnih združb in same Galaksije. Poleg tega so eksplozije tipa Ia, ki nastanejo iz belih pritlikavk v nekaterih dvojnih sistemih, ključne kot standardne sveče za merjenje kosmoloških razdalj.

Dodatne zanimivosti

V mnogih belih pritlikavkah jedro sčasoma delno kristalizira; to je bil v zadnjih letih tudi neposredno opažen pojav, ki upočasni njihovo hlajenje.
Raziskave belih pritlikavk razkrivajo tudi informacije o kemijski sestavi zvezd in procesu izmetavanja snovi v planetarnih meglicah, ki bogatijo medzvezdni medium.
V dvojnih sistemih lahko združitev dveh belih pritlikavk privede do eksplozije tipa Ia ali do nastanka masivnejše kompaktne zvezde — zato imajo belе pritlikavke pomembno vlogo pri dinamičnem in kemijskem razvoju galaksij.

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

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.

Avtor

AlegsaOnline.com - Bela pritlikavka - Leandro Alegsa

Datum ustvarjanja: 11. oktober 2021
Zadnja posodobitev: 18. september 2025

URL: https://sl.alegsaonline.com/art/107811