Бели патуљак

Сириус Б, пратилац звезде Сириус је најближи и најпознатији бели патуљак. На фотографији се види као мала тачка светла доље лево испод Сириуса.

Бели патуљак је астрономски објекат који настаје када звезда мале или средње масе заврши свој живот. Ове звезде нису довољно масивне да би произвеле у своме центру температуре које су потребне за одржавање процеса нуклеарне фузије угљеника у реакцији нуклеосинтезе. Након што оваква једна звезда, током њене фазе сагоревања хелијума, постане црвени див, она ће расути своје спољашње омотаче да би од њих била формирана планетарна маглина, а од преосталог дела биће формирано инертно језгро састављено углавном од угљеника и кисеоника. Тхе неарест кноwн wхите дwарф ис Сириус Б, ат 8.6 лигхт yеарс, тхе смаллер цомпонент оф тхе Сириус бинарy стар. Тхере аре цуррентлy тхоугхт то бе еигхт wхите дwарфс амонг тхе хундред стар сyстемс неарест тхе Сун. Тхе унусуал фаинтнесс оф wхите дwарфс wас фирст рецогнизед ин 1910. Тхе наме wхите дwарф wас цоинед бy Wиллем Луyтен ин 1922.

Пошто ово језгро више нема свој извор енергије, оно ће постепено зрачити своју преосталу енергију и тако се хладити. Језгро, које није више подржано фузионом реакцијом да се супротстави гравитационом колапсу, постаје екстремно велике густине, са типичном масом која је приближно једнака маси Сунца и која је смештена у запремини отприлике једнакој запремини планете Земље. Овај бели патуљак супротставља се даљем гравитационом сажимању једино помоћу притиска електронске дегенерације. Максимална маса белог патуљка, иза које ни притисак дегенерације не може више да га одржава, је око 1.4 масе Сунца. Бели патуљак који се приближава овом ограничењу (познатом као Чандрасекарова граница), најчешће користећи за то пребацивање масе са њему здружене звезде, може да експлодира као супернова типа Иа током процеса познатог као детонација угљеника.

Коначно, после стотину милијарди година, бели патуљак требало би да се охлади до температуре на којој он више неће бити видљив. Ипак, за ово досадашње време живота нашег свемира, од његовог почетка у великом праску па до данас (које је процењено на око 13,7 милијарди година), чак и најстарији бели патуљци још увек зраче на температури од пар хиљада келвина (или степени целзијусових).

Бели патуљци су као врста прилично уобичајени. Према грубој процени они обухватају око 6% од свих звезда у околини Сунчевог система.

Откриће

Први откривени бели патуљак налази се крај троструке звезде 40 Еридани. Звезда се састоји од нормалне звезде 2,5 пута тамније од Сунца, црвеног патуљка и белог патуљка. Ову троструку звезду открио је Вилхелм Хершел 1783. године. Спектрална анализа из 1910. године показала је да бели патуљак, упркос малом сјају, припада спектралној класи А тј. белим звездама. Следећи откривени бели патуљак је био Сириус Б. Прецизним мерењима Фридрих Базел открио је да звезде Сиријус и Процион за малени износ мењају свој положај. На основу тих мерења Безел је претпоставио да су Сиријус и Процион двоструке звезде. За Сиријусовог пратиоца одредио је период опхода од приближно 50 година. Бели патуљак крај Сиријуса коначно је откривен 1862. године приликом тестирања новог телескопа. Спектрална анализа показала је да су спектри Сиријуса и Сиријуса Б веома слични.

Коначно, 1917. године Адријан Ван Манен открио је Ван Маненову звезду, изолованог белог патуљка релативно близу Сунцу. Према проматрањима откривено је да звезда имала мали сјај упркос спектру који одговара сјајнијим звездама. Вилем Лујтен 1922. први је употребио израз бели патуљак за ове звезде. Тај назив је касније прихваћен и остао је у употреби до данас.

До 1999. године било је познато око 2.000 белих патуљака. Данас их је познато око 9.000. Око 6% свих звезда у близини Сунца припадају белим патуљцима. Верује се да ће 97% свих звезда у галаксији касније еволуирати у беле патуљке.

Својства

Успоређење звезде ИК Пегаси А, њеног пратиоца, белог патуљка ИК Пегаси Б и Сунца.

Маса и димензије

Бели патуљци могу имати масу од 0,17 до 1,33 сунчеве масе. Већина белих патуљака има масу од 0,5 до 0,7 сунчевих. Радијуси белих патуљака крећу се од 0,008 до 0,02 сунчева радијуса. Њихов радијус успоредив је са земљиним који износи 0,009 сунчевих радијуса. Маса белих патуљака не може бити већа 1,4 сунчеве масе иначе ће бели патуљак урушити у неутронску звезду. Због велике масе и мале запремине бели патуљци су око 1.000.000 гушћи од Сунца. Густина материје белог патуљка износи отприлике 1.000 кг по центиметру кубном. Материја белих патуљака је једна од најгушћих познатих и само су неутронске звезде гушће.

Хлађење

Бели патуљци на почетку свог живота имају високе температуре, око 150.000 К. Како се патуљак полагано хлади тако се његов спектар мења од класе О према класи M. С температуром повезан је и сјај белих патуљака. Тако врући бели патуљак може имати сјај већи од 100 сунчевих док већ охлађени патуљак, с температуром од 4.000 К, може имати сјај 10.000 пута мањи од Сунца. Ако бели патуљак не прикупља никакву масу његово зрачење биће последица ускладиштене топлоте. Мала површина белих патуљака с које зраче омогућује им да топлоту дуго задрже. Тако се бели патуљак на температуру од 7.140 К охлади тек након 1,5 милијарде година. За хлађење на температуру од 5.550 К биће потребно додатних 1,8 милијарди година. Већина посматраних патуљака има температуру од 8.000 до 40.000 К. До данас је познат мали број патуљака с температуром мањом до 4.000 К јер старост Свемира коначна те се нису стигли охладити на ниже температуре. Познавајући својства хлађења патуљака одређена је старост диска галаксије на око 8 милијарди година.

Катаклизме

Бели патуљак може постати нова или супернова, ако се налази у орбити око друге звезде. Приликом орбитирања белог патуљка може се догодити да почне да прикупља материју са суседне звезде. Када се те материје накупи довољно бели патуљак може експлодирати и тако повећати сјај неколико милиона или милијарди пута. Дали ће бели патуљак експлодирати као нова или супернова зависи од количине материје коју је прикупио и колико се водоника налази у њој. Ако је прикупио мало материје с пуно водоника онда бели патуљак може да постане нова, јер ће водоник због притиска и високих температура започети фузију. У случају да је материја сиромашнија водоником онда ће бели патуљак досећи масу од 1,4 сунчеве и експлодирати као Тип I супернова.

Настанак

Бели патуљак настане када звезда с масом мањом од 8 сунчевих доврши свој еволуцијски циклус. Звезде на крају своје еволуције потроше сав водоник и онда почну користити друге елементе за стварање енергије попут хелијума. Фузионирањем водоника у хелијум звезда се налазила у равнотежи између гравитације која жели урушити звезду и силе зрачења које жели да распрши звезду. Преласком на друга нуклеарна горива попут хелијума и угљеника узрокује пулсације звезде, што доводи до одбацивања плиновитих омотача у околни простор. Пулсације доводе до одбацивања плиновитог омотача и од звезде остане само урушено вруће језгро. Када се доврши одбацивање плиновитог омотача заостала језгра се почиње сматрати белим патуљком. Већина масе родитељске звезде остаје заробљена у том белом патуљку док ће тек мањи постотак масе створити планетарну небулу око звезде.

Види још

• Црвени див
• Супернова
• ХР дијаграм

Литература

• Каwалер, С. D. (1997). „Wхите Дwарф Старс”. Ур.: Каwалер, С. D.; Новиков, I.; Сринивасан, Г. Стеллар ремнантс. 1997. ИСБН 978-3-540-61520-0. 
• Кеплер, С. О.; Пелисоли, I.; Коестер, D.; Оуриqуе, Г.; Клеинман, С. Ј.; Ромеро, А. D.; Нитта, А.; Еисенстеин, D. Ј.; Цоста, Ј. Е. С.; Кüлеби, Б.; Јордан, С.; Дуфоур, П.; Гиомми, Паоло; Ребасса-Мансергас, Алберто (2015). „Неw wхите дwарф старс ин тхе Слоан Дигитал Скy Сурвеy Дата Релеасе 10”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 446 (4): 4078—4087. дои:10.1093/мнрас/сту2388. . ИССН: 1365–2966.
• Ребасса-Мансергас, А.; Гäнсицке, Б. Т.; Родрíгуез-Гил, П.; Сцхреибер, M. Р.; Коестер, D. (2007). „Пост-цоммон-енвелопе бинариес фром СДСС - I. 101 wхите дwарф маин-сеqуенце бинариес wитх мултипле Слоан Дигитал Скy Сурвеy спецтросцопy”. Монтхлy Нотицес оф тхе Роyал Астрономицал Социетy. 382 (4): 1377—1393. Бибцоде:2007МНРАС.382.1377Р. С2ЦИД 17060345. арXив:0707.4107 . дои:10.1111/ј.1365-2966.2007.12288.x. ..
• Блацк холес, wхите дwарфс, анд неутрон старс: тхе пхyсицс оф цомпацт објецтс, Стуарт L. Схапиро анд Саул А. Теуколскy, Неw Yорк: Wилеy, 1983. ISBN 0-471-87317-9.
• Koester, D; Chanmugam, G (1990). „Physics of white dwarf stars”. Reports on Progress in Physics. 53 (7): 837—915. Bibcode:1990RPPh...53..837K. S2CID 122582479. doi:10.1088/0034-4885/53/7/001. 
• Gentile, Dave (1995). White dwarf stars and the Chandrasekhar limit (Master's thesis). DePaul University. 
• „Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition”. sciencebits.com.  — Discusses how to find mass-radius relations and mass limits for white dwarfs using simple energy arguments.
• Winget, D.E. (1998). „Asteroseismology of white dwarf stars”. Journal of Physics: Condensed Matter. 10 (49): 11247—11261. Bibcode:1998JPCM...1011247W. S2CID 250749380. doi:10.1088/0953-8984/10/49/014. 
• Wickramasinghe, D. T.; Ferrario, Lilia (2000). „Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (773): 873—924. Bibcode:2000PASP..112..873W. doi:10.1086/316593 . 
• Gibson, B. K.; Flynn, C (2001). „White Dwarfs and Dark Matter”. Science. 292 (5525): 2211a. PMID 11423620. S2CID 14080941. arXiv:astro-ph/0104255 . doi:10.1126/science.292.5525.2211a. 
• Provencal, J. L.; Shipman, H. L.; Hog, Erik; Thejll, P. (1998). „Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with Hipparcos”. The Astrophysical Journal. 494 (2): 759—767. Bibcode:1998ApJ...494..759P. doi:10.1086/305238 . 
• Gates, Evalyn; Gyuk, Geza; Harris, Hugh C.; Subbarao, Mark; Anderson, Scott; Kleinman, S. J.; Liebert, James; Brewington, Howard; et al. (2004). „Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey”. The Astrophysical Journal. 612 (2): L129. Bibcode:2004ApJ...612L.129G. S2CID 7570539. arXiv:astro-ph/0405566 . doi:10.1086/424568. 
• McCook, G.P.; Sion, E.M. (ур.). „White Dwarf Catalogue WD”. Villanova University. Архивирано из оригинала 24. 08. 2007. г. Приступљено 13. 07. 2021. 
• Dufour, P.; Liebert, J.; Fontaine, G.; Behara, N. (2007). „White dwarf stars with carbon atmospheres”. Nature. 450 (7169): 522—4. Bibcode:2007Natur.450..522D. PMID 18033290. S2CID 4398697. arXiv:0711.3227 . doi:10.1038/nature06318. 
• Richmond, M. „Late stages of evolution for low-mass stars”. Lecture notes, Physics 230. Rochester Institute of Technology. Архивирано из оригинала 4. 9. 2017. г. Приступљено 3. 5. 2007. CS1 одржавање: Формат датума (веза)

Спољашње везе

• NGC 2440: Cocoon of a New White Dwarf. Astronomy Picture of the Day (photograph). NASA. 2010-02-21. 
• Dust and the Helix Nebula. Astronomy Picture of the Day (photograph). NASA. 2009-12-31. 
• The Helix Nebula from La Silla Observatory. Astronomy Picture of the Day (photograph). NASA. 2009-03-03. 
• IC 4406: A Seemingly Square Nebula. Astronomy Picture of the Day (photograph). NASA. 2008-07-27. 
• A Nearby Supernova in Spiral Galaxy M100. Astronomy Picture of the Day (photograph). NASA. 2006-03-07. 
• White Dwarf Star Spiral. Astronomy Picture of the Day (photograph). NASA. 2005-06-01.