Biely trpaslík
Biely trpaslík (trpaslík je tu neživotné slovo, preto je v mn. čísle biele trpaslíky, nie bieli trpaslíci) je astronomický objekt, ktorý vznikne po skončení existencie hviezdy s malou alebo strednou hmotnosťou. Tieto hviezdy nemajú dostatočnú hmotnosť na zapálenie termonukleárnej reakcie na spaľovanie uhlíka, stanú sa z nich červené obry, odhodia svoje vonkajšie vrstvy a zostane z nich inertné jadro zložené prevažne z uhlíka a kyslíka. Biely trpaslík predstavuje práve toto obnažené jadro hviezdy.
Fyzikálne charakteristiky
[upraviť | upraviť zdroj]Je to hviezda malých rozmerov a vysokej povrchovej teploty, spektrálneho typu B až G, s absolútnou jasnosťou o 8-12m slabšou v porovnaní s absolútnou jasnosťou normálnych hviezd hlavnej postupnosti rovnakého spektrálneho typu. Polomery bielych trpaslíkov dosahujú obyčajne iba stotinu až tisícinu polomeru Slnka; svojimi rozmermi sa blížia skôr k planétam než k hviezdam. Hmotnosť známych bielych trpaslíkov je 0,3 až 1,2 M☉. Medzi polomerom a hmotnosťou bielych trpaslíkov je jednoznačný vzťah: čím je hmotnosť bieleho trpaslíka väčšia, tým je jeho polomer menší. Z tohto vzťahu vyplýva teoretická odvodená horná hranica hmotnosti bielych trpaslíkov, ktorá dosahuje približne 1,4 M☉ (Chandrasekharova medza). Z malého rozmeru pri uvedenej hmotnosti vyplýva mimoriadne vysoká hustota, dosahujúca 106 g.cm-3; v centrálnych častiach bieleho trpaslíka musí byť hustota ešte 5 až 10-násobne vyššia. Gravitačné zrýchlenie na povrchu dosahuje 108 cm. s-2, úniková rýchlosť z povrchu je okolo 4 000 km. s-1. Atmosféra a fotosféra takej hviezdy sú veľmi husté, ich hrúbka však nepresahuje niekoľko desať metrov.
Z nízkej svietivosti a vysokej hustoty vyplýva, že vo vnútorných oblastiach bieleho trpaslíka sa už všetky jadrá vodíka premenili termonukleárnymi reakciami na hélium, uhlík a ťažšie prvky a že vodík môže byť už len v jeho tenkej atmosfére. Vnútro bieleho trpaslíka má teplotu okolo 10 mil. K a je bez jadrových zdrojov energie. Rovnováha sa udržuje tým, že jeho ionizovaný plyn sa stal pri vysokých hustotách degenerovaným plynom s výnimkou tenkej povrchovej vrstvy (hĺbka degenerácie). Biely trpaslík tak patrí medzi degenerované hviezdy.
Biely trpaslík žiari najmä zo zásob tepelnej energie, nahromadených v predchádzajúcich štádiách svojho vývoja. Jeho teplota trvale klesá, celkový čas chladnutia trvá okolo 1 mld. rokov.
Výskyt
[upraviť | upraviť zdroj]Biely trpaslík je záverečným štádiom vývoja obyčajných hviezd pomerne malej hmotnosti. Známych je niekoľko tisíc pomerne blízkych bielych trpaslíkov; vo veľkých vzdialenostiach sa dá, vzhľadom na jeho nízku svietivosť, ťažko objaviť. Odhaduje sa, že v celej Galaxii je asi 10 mld. bielych trpaslíkov, t. j. počtom 3-10% hviezd Galaxie. Prvým známym bielym trpaslíkom je Sírius B (sprievodca hviezdy Sírius) s charakteristikami: polomer 5 400 km (0,85 polomeru Zeme), hmotnosť 1,2 M☉, absolútna vizuálna jasnosť 11,25m, stredná hustota 2,5. 106 g.cm-3, povrchová teplota 32 000 K, gravitačné zrýchlenie na povrchu 4,5.108 cm. s-2. Sirius B je tiež našim najbližším bielym trpaslíkom vo vzdialenosti 8,6 svetelného roka od Slnka.
K bielym trpaslíkom patrí pravdepodobne aj skupina DC trpaslíkov.
Pozri aj
[upraviť | upraviť zdroj]
Tento článok alebo jeho časť obsahuje heslo z Encyklopédie astronómie s láskavým dovolením autorov a podporou SZA.
