Trpasličí HVIEZDY
Trpasličí HVIEZDY, typ hviezdy najrozšírenejší v našej Galaxii – patrí k nej 90 % hviezd vrátane Slnka. Nazývajú sa tiež hviezdy hlavnej postupnosti podľa ich polohy na HERZSPRUNG-RUSSELLOVOM DIAGRAME. Názov „trpaslík“ sa nevzťahuje ani tak na veľkosť hviezd, ako skôr na ich SVETLOVOSŤ, takže tento výraz nemá žiadnu maličkú konotáciu.
Vedecko-technický encyklopedický slovník.
Pozrite sa, čo sú „Dwarf STARS“ v iných slovníkoch:
Hviezdy malých veľkostí (od 1 do 0,01 polomerov Slnka) a nízkej svietivosti (od 1 do 10 4 svietivostí Slnka) s hmotnosťou M od 1 do 0,1 hmotnosti Slnka. Medzi trpaslíkmi je veľa erupčných hviezd. Od obyčajných alebo červených trpaslíkov sa výrazne líšia v... ... Veľký encyklopedický slovník
Horúce žiariace nebeské telesá ako Slnko. Hviezdy sa líšia veľkosťou, teplotou a jasom. V mnohých ohľadoch je Slnko typickou hviezdou, aj keď sa zdá byť oveľa jasnejšie a väčšie ako všetky ostatné hviezdy, keďže sa nachádza oveľa bližšie k... ... Collierova encyklopédia
Ďalšie významy slova „hviezda“ nájdete v článku Hviezda (významy). Plejády, hviezdokopa Hviezda je nebeské teleso, v ktorom prebiehajú, prebehli alebo budú prebiehať jadrové reakcie. Ale najčastejšie sa hviezda nazýva nebeské teleso, v ktorom idú... ... Wikipedia
- (trpasličie hviezdy), hviezdy malých rozmerov (od 1 do 0,01 polomerov Slnka) a nízkej svietivosti (od 1 do 10 4 svietivosti Slnka) s hmotnosťou od 1 do 0,1 hmotnosti Slnka. Medzi trpaslíkmi je veľa erupčných hviezd. Z obyčajných (alebo červených) hviezd...... encyklopedický slovník
- (astronomické) hviezdy relatívne malej veľkosti a nízkej svietivosti. Väčšina z nich sa tvorí na Hertzsprungovom Russellovom diagrame (pozri Hertzsprung Russellov diagram) v spodnej časti hlavnej postupnosti. Priemerná hustota K... Veľká sovietska encyklopédia
Vzplanuté hviezdy alebo hviezdy typu UV Ceti sú premenné hviezdy, ktoré prudko a neperiodicky niekoľkonásobne zvyšujú svoju svietivosť v celom rozsahu od rádiových vĺn až po röntgenové lúče. Svetlé hviezdy sú matní červení trpaslíci,... ... Wikipedia
Hviezdy, ktorých jas sa časom výrazne mení. Väčšina premenných hviezd je buď veľmi mladá alebo stará. Preto je najvhodnejšie ich triediť podľa veku, teda podľa štádia ich vývoja. Pozri tiež HVIEZDY. Mladý…… Collierova encyklopédia
Bieli trpaslíci- hviezdy s hmotnosťou rádovo 1. slnečnej hmotnosti a polomermi približne stokrát menšími ako je slnečná. Ich podiel na celkovom počte hviezd v Galaxii (Mliečnej dráhe) je od 3 do 10 % a značná časť z nich je súčasťou dvojhviezd. Bieli trpaslíci sú najlepší...... Počiatky moderných prírodných vied
Hnedý trpaslík (menší objekt) obiehajúci okolo hviezdy Gliese 229, ktorá sa nachádza v súhvezdí Zajac asi 19 svetelných rokov od Zeme. Hnedý trpaslík Gliese 229B má hmotnosť medzi 20 a 75 hmotnosťami Jupitera. Hnedí alebo hnedí trpaslíci... ... Wikipedia
Kompaktné hviezdy s hmotnosťou približne 1 hmotnosť Slnka a polomermi približne 0,01 polomeru Slnka. Priemerná hustota hmoty u bielych trpaslíkov je 105–106 g/cm3. Tvoria 3 10 % z celkového počtu hviezd v Galaxii; významná časť bielych trpaslíkov je zahrnutá v binárnom... ... encyklopedický slovník
knihy
- , Tyson Neil DeGrasse, Strauss Michael A., Gott John Richard. Základom tejto knihy bol kurz na Princetonskej univerzite, ktorý humanistom vyučovali traja slávni astrofyzici – Neil deGrasse Tyson, Michael Strauss a John Richard Gott. Hovoria o...
- The Great Space Journey, Tyson N., Strauss M., Gott J.. Základom tejto knihy bol kurz na Princetonskej univerzite, ktorý humanitným vedám vyučovali traja slávni astrofyzici - Neil deGrasse Tyson, Michael Strauss a John Richard Gott. Hovoria o...
Bieli trpaslíci sú hviezdy s veľkou hmotnosťou (rádovo ako Slnko) a malým polomerom (polomer Zeme), ktorý je menší ako Chandrasekharov limit pre zvolenú hmotnosť, a sú produktom evolúcie červených obrov. . Proces výroby termonukleárnej energie v nich bol zastavený, čo vedie k zvláštnym vlastnostiam týchto hviezd. Podľa rôznych odhadov sa ich počet v našej Galaxii pohybuje od 3 do 10 % z celkovej hviezdnej populácie.
V roku 1844 nemecký astronóm a matematik Friedrich Bessel počas svojich pozorovaní objavil miernu odchýlku hviezdy od priamočiareho pohybu a vyslovil predpoklad, že Sirius má neviditeľnú hmotnú sprievodnú hviezdu.
Jeho predpoklad sa potvrdil už v roku 1862, keď americký astronóm a konštruktér ďalekohľadov Alvan Graham Clark pri nastavovaní najväčšieho refraktora v tom čase objavil v blízkosti Síriusa slabú hviezdu, ktorá bola neskôr nazvaná Sirius B.
Biely trpaslík Sirius B má nízku svietivosť a gravitačné pole ovplyvňuje jeho jasného spoločníka dosť výrazne, čo naznačuje, že táto hviezda má extrémne malý polomer a významnú hmotnosť. Takto bol prvýkrát objavený typ objektu nazývaný bieli trpaslíci. Druhým podobným objektom bola hviezda Maanen nachádzajúca sa v súhvezdí Rýb.
Vzdelávací mechanizmus
Bieli trpaslíci predstavujú konečnú fázu vývoja malej hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou s hmotnosťou Slnka. Kedy sa objavia? Keď všetok vodík v strede hviezdy, ako je naše Slnko, vyhorí, jej jadro sa zmrští na vysokú hustotu, zatiaľ čo vonkajšie vrstvy sa značne roztiahnu a spolu so všeobecným zoslabením jasu sa hviezda zmení na červeného obra. Pulzujúci červený gigant potom odhodí svoj obal, keď sú vonkajšie vrstvy hviezdy voľne spojené s centrálnym horúcim a veľmi hustým jadrom. Z tejto škrupiny sa následne stane rozpínajúca sa planetárna hmlovina. Ako vidíte, červení obri a bieli trpaslíci sú veľmi blízko príbuzní.
Stlačenie jadra nastáva do extrémne malých rozmerov, no napriek tomu neprekračuje Chandrasekharovu hranicu, teda hornú hranicu hmotnosti hviezdy, pri ktorej môže existovať ako biely trpaslík.
Druhy bielych trpaslíkov
Spektrálne sa delia na dve skupiny. Emisia z bieleho trpaslíka sa delí na najbežnejší „vodíkový“ spektrálny typ DA (až 80 % z celkového množstva), ktorému chýbajú héliové spektrálne čiary, a vzácnejší „héliový biely trpaslík“ typu DB, ktorého hviezdne spektrá postrádajú vodík. linky.
Americký astronóm Iko Iben navrhol rôzne scenáre ich vzniku: vzhľadom na to, že spaľovanie hélia v červených obroch je nestabilné, periodicky sa vyvíja vrstvené héliové vzplanutie. Úspešne navrhol mechanizmus zhadzovania škrupiny v rôznych štádiách vývoja héliového záblesku - na jeho vrchole a v období medzi dvoma zábleskami. Jeho tvorba závisí od mechanizmu zhadzovania škrupiny, resp.
Degenerovaný plyn
Predtým, ako Ralph Fowler vo svojom diele Dense Matter z roku 1922 vysvetlil hustotu a tlakové charakteristiky vo vnútri bielych trpaslíkov, sa vysoká hustota a fyzikálne vlastnosti takejto štruktúry zdali paradoxné. Fowler navrhol, že na rozdiel od hviezd hlavnej postupnosti, pre ktoré je stavová rovnica opísaná vlastnosťami ideálneho plynu, u bielych trpaslíkov je určená vlastnosťami degenerovaného plynu.
Graf závislosti polomeru bieleho trpaslíka na jeho hmotnosti. Všimnite si, že ultrarelativistický Fermiho limit plynu je rovnaký ako Chandrasekharov limit
Degenerovaný plyn sa vytvorí, keď sa vzdialenosť medzi jeho časticami zmenší ako de Broglieho vlna, čo znamená, že kvantové mechanické efekty spôsobené identitou častíc plynu začnú ovplyvňovať jeho vlastnosti.
U bielych trpaslíkov sa vplyvom ich obrovskej hustoty ničia obaly atómov pod silou vnútorného tlaku a hmota sa stáva elektrónovo-jadrovou plazmou a elektronická časť je opísaná vlastnosťami degenerovaného elektrónového plynu, podobne ako napr. správanie elektrónov v kovoch.
Medzi nimi sú najbežnejšie uhlíkovo-kyslíkové s plášťom pozostávajúcim z hélia a vodíka.
Štatisticky je polomer bieleho trpaslíka porovnateľný s polomerom Zeme a jeho hmotnosť sa pohybuje od 0,6 do 1,44 hmotnosti Slnka. Povrchová teplota sa pohybuje v rozmedzí až 200 000 K, čo vysvetľuje aj ich farbu.
Jadro
Hlavnou charakteristikou vnútornej štruktúry je veľmi vysoká hustota jadra, v ktorom je gravitačná rovnováha spôsobená degenerovaným elektrónovým plynom. Teplota vo vnútri bieleho trpaslíka a gravitačná kompresia sú vyvážené tlakom degenerovaného plynu, ktorý zabezpečuje relatívnu stálosť priemeru a jeho svietivosť vzniká najmä ochladzovaním a stláčaním vonkajších vrstiev. Zloženie závisí od toho, ako ďaleko sa materská hviezda vyvinula, je to najmä uhlík s kyslíkom a malými prímesami vodíka a hélia, ktoré sa menia na degenerovaný plyn.
Evolúcia
Výbuch hélia a uvoľnenie vonkajších obalov červeným obrom poháňa hviezdu pozdĺž Hertzsprung-Russellovho diagramu a určuje jej prevládajúce chemické zloženie. Životný cyklus bieleho trpaslíka potom zostáva stabilný až do vychladnutia, keď hviezda stratí svoju svietivosť a stane sa neviditeľnou, čím sa dostane do štádia takzvaného „čierneho trpaslíka“ – konečného výsledku evolúcie, aj keď sa tento výraz používa menej a menej v modernej literatúre.
Tok hmoty od hviezdy k bielemu trpaslíkovi, ktorý nie je viditeľný kvôli nízkej svietivosti
Prítomnosť blízkych hviezdnych spoločníkov predlžuje ich život v dôsledku pádu hmoty na povrch prostredníctvom vytvorenia akrečného disku. Vlastnosti narastania hmoty v párových systémoch môžu viesť k hromadeniu hmoty na povrchu bielych trpaslíkov, čo v konečnom dôsledku vedie k výbuchu novy alebo supernovy (v prípade obzvlášť masívnych) typu Ia.
Umelecký dojem výbuchu supernovy
Ak je akrécia v systéme „biely trpaslík – červený trpaslík“ nestacionárna, výsledkom môže byť druh výbuchu bieleho trpaslíka (napríklad U Gem (UG)) alebo premenných hviezd podobných nove, ktorých výbuch je katastrofický. .
Pozostatok supernovy SN 1006 je explodovaný biely trpaslík, ktorý sa nachádzal v binárnom systéme. Postupne zachytil hmotu sprievodnej hviezdy a narastajúca hmotnosť vyvolala termonukleárny výbuch, ktorý trpaslíka roztrhal na kusy.
Poloha na Hertzsprung-Russellovom diagrame
Na diagrame zaberajú ľavú dolnú časť patriacu vetve hviezd, ktoré opustili hlavnú postupnosť zo stavu červených obrov.
Existuje oblasť horúcich hviezd s nízkou svietivosťou, ktorá je druhá najväčšia medzi hviezdami v pozorovateľnom vesmíre.
Spektrálna klasifikácia
Mnoho bielych trpaslíkov v guľovej hviezdokope M4, snímka Hubbleovho teleskopu
Sú zaradené do špeciálnej spektrálnej triedy D (z anglického Dwarfs - trpaslíci, trpaslíci). Ale v roku 1983 Edward Zion navrhol presnejšiu klasifikáciu, ktorá zohľadňuje rozdiely v ich spektrách, konkrétne: D (podtrieda) (spektrálny znak) (teplotný index).
Existujú nasledujúce podtriedy spektier DA, DB, DC, DO, DZ a DQ, ktoré špecifikujú prítomnosť alebo neprítomnosť čiar vodíka, hélia, uhlíka a kovov. A spektrálne znaky P, H, V a X objasňujú prítomnosť alebo neprítomnosť polarizácie, magnetické pole pri absencii polarizácie, variabilitu, zvláštnosť alebo neklasifikovateľnosť bielych trpaslíkov.
- Aký je biely trpaslík najbližšie k Slnku? Najbližšie je van Maanenova hviezda, čo je slabý objekt, ktorý sa nachádza len 14,4 svetelných rokov od Slnka. Nachádza sa v strede súhvezdia Rýb.
Van Maanenova hviezda je najbližší, jediný biely trpaslík
Van Maanenova hviezda je príliš slabá na to, aby sme ju videli voľným okom, s magnitúdou 12,2. Ak však vezmeme do úvahy bieleho trpaslíka v sústave s hviezdou, tak najbližší je Sirius B, vzdialený od nás vo vzdialenosti 8,5 svetelného roka. Mimochodom, najznámejším bielym trpaslíkom je Sirius B.
Porovnanie veľkostí Sirius B a Zeme
- Najväčší biely trpaslík sa nachádza v strede planetárnej hmloviny M27 (NGC 6853), ktorá je známejšia ako hmlovina Činka. Nachádza sa v súhvezdí Vulpecula, vo vzdialenosti asi 1360 svetelných rokov od nás. Jeho centrálna hviezda je väčšia ako ktorýkoľvek iný v súčasnosti známy biely trpaslík.
- Najmenší biely trpaslík má kakofonické meno GRW +70 8247 a nachádza sa približne 43 svetelných rokov od Zeme v súhvezdí Draco. Jeho magnitúda je asi 13 a je viditeľná iba cez veľký ďalekohľad.
- Životnosť bieleho trpaslíka závisí od toho, ako pomaly chladne. Niekedy sa na jej povrchu nahromadí dostatok plynu a premení sa na supernovu typu Ia. Stredná dĺžka života je veľmi dlhá - miliardy rokov, alebo skôr 10 až 19. mocnina a ešte viac. Ich dlhá dĺžka života je spôsobená tým, že sa ochladzujú veľmi pomaly a majú všetky šance na prežitie až do konca vesmíru. A čas chladenia je úmerný štvrtej mocnine teploty.
- Priemerný biely trpaslík je 100-krát menší ako naše Slnko a s hustotou 29 000 kg/cm3 je hmotnosť 1 cm kubického 29 ton. Ale stojí za zváženie, že hustota sa môže meniť v závislosti od veľkosti, od 10*5 do 10*9 g/cm3.
- Naše Slnko sa nakoniec zmení na bieleho trpaslíka. Nech to znie akokoľvek smutne, hmotnosť našej hviezdy jej neumožňuje premeniť sa na neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru. Slnko sa zmení na bieleho trpaslíka a v tejto podobe bude existovať miliardy rokov.
- Ako sa hviezda zmení na bieleho trpaslíka? V podstate všetko závisí od hmotnosti, pozrime sa na príklad nášho Slnka. Uplynie ešte niekoľko miliárd rokov a Slnko sa začne zväčšovať a zmení sa na červeného obra, pretože všetok vodík vyhorí v jeho jadre. Po vyhorení vodíka začína syntézna reakcia hélia a uhlíka.
V dôsledku týchto procesov sa hviezda stáva nestabilnou a môžu sa vytvárať hviezdne vetry. Pretože spaľovacie reakcie ťažších prvkov ako hélium vedú k väčšiemu uvoľňovaniu tepla. Syntézou hélia sa niektoré časti rozšíreného vonkajšieho obalu Slnka budú môcť odtrhnúť a okolo našej hviezdy sa vytvorí planetárna hmlovina. Z našej hviezdy tak zostane len jedno jadro a keď sa Slnko zmení na bieleho trpaslíka, prestanú v ňom reakcie jadrovej fúzie.
- Planetárna hmlovina, ktorá vzniká v dôsledku expanzie a odlupovania jej vonkajších obalov, často veľmi jasne žiari. Dôvodom je, že jadro zostávajúce z hviezdy (uvažujme bieleho trpaslíka) sa ochladzuje veľmi pomaly a vysoká povrchová teplota stoviek tisícov a miliónov stupňov Kelvina vyžaruje hlavne v ďalekom ultrafialovom pásme. Plyny hmloviny, ktoré absorbujú tieto UV kvantá, ich znovu vyžarujú vo viditeľnej časti svetla, súčasne absorbujú časť kvantovej energie a žiaria veľmi jasne, na rozdiel od zvyšku, ktorý je vo viditeľnom rozsahu veľmi slabý.
Odpovede na otázky
- Aký je rozdiel medzi bielym trpaslíkom a bielym trpaslíkom? Celý vývoj hviezdy je založený na jej počiatočnej hmotnosti, od tohto parametra bude závisieť jej svietivosť, dĺžka života a to, na čo sa nakoniec zmení. Pre hviezdu s hmotnosťou 0,5-1,44 Slnka sa život skončí expanziou hviezdy a jej premenou na červeného obra, ktorý po odstránení vonkajších obalov vytvorí planetárnu hmlovinu, po ktorej zostane iba jedno jadro pozostávajúce z degenerovaného plynu.
Toto je zjednodušený mechanizmus vzniku bieleho trpaslíka. Ak je hmotnosť hviezdy väčšia ako 1,44 hmotnosti Slnka (tzv. Chandrasekharova hranica, pri ktorej môže hviezda existovať ako biely trpaslík. Ak ju hmotnosť prekročí, potom sa stane neutrónovou hviezdou), potom hviezda, po spotrebovaní všetkého vodíka v jadre začína syntéza ťažších prvkov až po železo. Ďalšia syntéza prvkov, ktoré sú ťažšie ako železo, je nemožná, pretože vyžaduje viac energie, než sa uvoľní počas procesu fúzie a jadro hviezdy sa zrúti na neutrónovú hviezdu. Elektróny unikajú zo svojich dráh a padajú do jadra, kde sa spájajú s protónmi a nakoniec vytvárajú neutróny. Neutrónová hmota váži stovky a milióny krát viac ako ktorákoľvek iná.
- Rozdiel medzi bielym trpaslíkom a pulzarom. Všetky rovnaké rozdiely ako v prípade neutrónovej hviezdy, len stojí za zváženie, že pulzar (a toto je neutrónová hviezda) sa tiež otáča veľmi rýchlo, desiatky krát za sekundu, a doba rotácie bieleho trpaslíka je, v príklade hviezdy 40 Eri B, 5 hodín 17 minút. Rozdiel je badateľný!
Pulsar PSR J0348 +0432 - neutrónová hviezda a biely trpaslík
- Prečo bieli trpaslíci žiaria? Takže termonukleárne reakcie už neprebiehajú, všetko dostupné žiarenie je tepelná energia, tak prečo žiaria? V podstate sa ochladzuje pomaly, ako horúca žehlička, ktorá začína jasne bielou a potom sa zmení na červenú. Degenerovaný plyn veľmi dobre vedie teplo zo stredu a počas stoviek miliónov rokov sa ochladzuje o 1 %. Postupom času sa ochladzovanie spomaľuje a môže trvať bilióny rokov.
- Na čo sa menia bieli trpaslíci? Vek vesmíru je príliš malý na vytvorenie takzvaných čiernych trpaslíkov, posledného štádia evolúcie. Takže zatiaľ nemáme žiadne viditeľné dôkazy. Na základe výpočtov jeho ochladzovania vieme len jedno: ich dĺžka života je skutočne obrovská, presahuje vek vesmíru (13,7 miliardy rokov) a teoreticky dosahuje bilióny rokov.
- Existuje biely trpaslík so silným magnetickým poľom ako neutrónová hviezda? Niektoré z nich majú silné magnetické polia, oveľa silnejšie ako tie, ktoré sme vytvorili na Zemi. Napríklad sila magnetického poľa na zemskom povrchu je len 30 až 60 ppm tesla, zatiaľ čo sila magnetického poľa bieleho trpaslíka môže byť až 100 000 tesla.
Ale neutrónová hviezda má skutočne silné magnetické pole - 10 * 11 Tesla a nazýva sa magnetar! Na povrchu niektorých magnetarov sa môžu vytvárať otrasy, ktoré vo hviezde vytvárajú oscilácie. Tieto výkyvy často vedú k obrovským výbuchom gama lúčov z magnetaru. Napríklad magnetar SGR 1900+14, ktorý sa nachádza 20 000 svetelných rokov od nás v súhvezdí Aquila, explodoval 27. augusta 1998. Silný záblesk gama lúčov bol taký silný, že prinútil vesmírnu loď NEAR Shoemaker vypnúť svoje zariadenie. aby sa to zachovalo.
Populárny vedecký film o hrdinoch nášho článku
Ak sa pozriete pozorne na nočnú oblohu, je ľahké si všimnúť, že hviezdy, ktoré sa na nás pozerajú, sa líšia farbou. Modrasté, biele, červené, svietia rovnomerne alebo blikajú ako girlanda na vianočný stromček. Prostredníctvom ďalekohľadu sú farebné rozdiely zreteľnejšie. Dôvod, ktorý viedol k takejto rozmanitosti, spočíva v teplote fotosféry. A na rozdiel od logického predpokladu, najhorúcejšie hviezdy nie sú červené, ale modré, modro-biele a biele hviezdy. Ale prvé veci.
Spektrálna klasifikácia
Hviezdy sú obrovské, horúce gule plynu. To, ako ich vidíme zo Zeme, závisí od mnohých parametrov. Napríklad hviezdy v skutočnosti neblikajú. Overiť si to je veľmi jednoduché: stačí si spomenúť na Slnko. K efektu blikania dochádza vďaka tomu, že svetlo prichádzajúce z kozmických telies k nám prekonáva medzihviezdne médium plné prachu a plynu. Ďalšia vec je farba. Je to dôsledok zahrievania schránok (najmä fotosféry) na určité teploty. Skutočná farba sa môže líšiť od zdanlivej farby, ale rozdiel je zvyčajne malý.
Dnes sa na celom svete používa Harvardská spektrálna klasifikácia hviezd. Je založená na teplote a je založená na type a relatívnej intenzite spektrálnych čiar. Každá trieda zodpovedá hviezdam určitej farby. Klasifikácia bola vyvinutá na Harvardskom observatóriu v rokoch 1890-1924.
Jeden oholený Angličan žuval datle ako mrkvu
Existuje sedem hlavných spektrálnych tried: O—B—A—F—G—K—M. Táto sekvencia odráža postupný pokles teploty (z O na M). Na zapamätanie existujú špeciálne mnemotechnické vzorce. V ruštine jeden z nich znie takto: „Jeden oholený Angličan žuval datle ako mrkvu“. K týmto triedam sa pridávajú ďalšie dve triedy. Písmená C a S označujú studené svietidlá s pásmi oxidov kovov v spektre. Pozrime sa bližšie na hviezdne triedy:
- Trieda O sa vyznačuje najvyššou povrchovou teplotou (od 30 do 60 tisíc Kelvinov). Hviezdy tohto typu prevyšujú Slnko 60-krát v hmotnosti a 15-krát v polomere. Ich viditeľná farba je modrá. Čo sa týka svietivosti, sú viac ako miliónkrát väčšie ako naša hviezda. Modrá hviezda HD93129A, ktorá patrí do tejto triedy, sa vyznačuje jednou z najvyšších svietivostí spomedzi známych kozmických telies. Podľa tohto ukazovateľa je 5 miliónov krát pred Slnkom. Modrá hviezda sa nachádza vo vzdialenosti 7,5 tisíc svetelných rokov od nás.
- Trieda B má teplotu 10-30 tisíc Kelvinov, čo je hmotnosť 18-krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Ide o modro-biele a biele hviezdy. Ich polomer je 7-krát väčší ako polomer Slnka.
- Trieda A je charakterizovaná teplotou 7,5-10 tisíc Kelvinov, polomerom a hmotnosťou 2,1-krát a 3,1-krát vyššou ako má Slnko. Toto sú biele hviezdy.
- Trieda F: teplota 6000-7500 K. Hmotnosť je 1,7-krát väčšia ako Slnko, polomer je 1,3. Zo Zeme sa také hviezdy javia ako biele, ich skutočná farba je žltobiela.
- Trieda G: teplota 5-6 tisíc Kelvinov. Slnko patrí do tejto triedy. Viditeľná a skutočná farba takýchto hviezd je žltá.
- Trieda K: teplota 3500-5000 K. Polomer a hmotnosť sú menšie ako slnečné, 0,9 a 0,8 od zodpovedajúcich parametrov svietidla. Farba týchto hviezd viditeľných zo Zeme je žltooranžová.
- Trieda M: teplota 2-3,5 tisíc Kelvinov. Hmotnosť a polomer sú 0,3 a 0,4 z podobných parametrov Slnka. Z povrchu našej planéty sa javia červeno-oranžové. Beta Andromedae a Alpha Chanterelles patria do triedy M. Jasná červená hviezda, ktorú mnohí poznajú, je Betelgeuse (alfa Orionis). Najlepšie je hľadať ho v zime na oblohe. Červená hviezda je umiestnená nad a mierne vľavo
Každá trieda je rozdelená do podtried od 0 do 9, teda od najteplejšej po najchladnejšiu. Čísla hviezd označujú príslušnosť k určitému spektrálnemu typu a stupeň zahrievania fotosféry v porovnaní s inými hviezdami v skupine. Napríklad Slnko patrí do triedy G2.
Vizuálne biele
Triedy hviezd B až F sa teda môžu zo Zeme javiť ako biele. A túto farbu majú v skutočnosti iba predmety patriace do A-typu. Pozorovateľovi, ktorý nie je vyzbrojený ďalekohľadom, sa teda hviezda Saif (súhvezdie Orion) a Algol (beta Persei) javia ako biele. Patria do spektrálnej triedy B. Ich skutočná farba je modro-biela. Tiež Mithrac a Procyon, najjasnejšie hviezdy v nebeských vzoroch Perseus a Canis Minor, vyzerajú biele. Ich skutočná farba je však bližšia žltej (stupeň F).
Prečo sú hviezdy pre pozorovateľa na Zemi biele? Farba je skreslená v dôsledku obrovskej vzdialenosti oddeľujúcej našu planétu od takýchto objektov, ako aj objemných oblakov prachu a plynu, ktoré sa často nachádzajú vo vesmíre.
Trieda A
Biele hviezdy sa nevyznačujú takou vysokou teplotou ako zástupcovia triedy O a B. Ich fotosféra sa zahreje na 7,5-10 tisíc Kelvinov. Hviezdy spektrálnej triedy A sú oveľa väčšie ako Slnko. Väčšia je aj ich svietivosť – asi 80-krát.
Spektrá hviezd A ukazujú silné vodíkové čiary Balmerovho radu. Čiary ostatných prvkov sú citeľne slabšie, ale stávajú sa významnejšími, keď prechádzame z podtriedy A0 do A9. Obri a supergianti patriaci do spektrálnej triedy A sa vyznačujú o niečo menej výraznými vodíkovými čiarami ako hviezdy hlavnej postupnosti. V prípade týchto svietidiel sú čiary ťažkých kovov zreteľnejšie.
Mnoho zvláštnych hviezd patrí do spektrálnej triedy A. Tento termín sa vzťahuje na svietidlá, ktoré majú viditeľné vlastnosti v spektre a fyzikálnych parametroch, čo sťažuje ich klasifikáciu. Napríklad dosť zriedkavé hviezdy ako Lambda Boötes sa vyznačujú nedostatkom ťažkých kovov a veľmi pomalou rotáciou. K zvláštnym svietidlám patria aj bieli trpaslíci.
Trieda A zahŕňa také jasné objekty nočnej oblohy ako Sirius, Mencalinan, Alioth, Castor a ďalšie. Poďme ich lepšie spoznať.
Alpha Canis Majoris
Sirius je najjasnejšia, aj keď nie najbližšia hviezda na oblohe. Vzdialenosť k nemu je 8,6 svetelných rokov. Pozorovateľovi na Zemi sa javí taká jasná, pretože má impozantnú veľkosť a predsa nie je tak ďaleko ako mnohé iné veľké a jasné objekty. Najbližšia hviezda k Slnku je Sírius, ktorý je v tomto zozname na piatom mieste.
Vzťahuje sa a je systémom dvoch komponentov. Sirius A a Sirius B sú oddelené vzdialenosťou 20 astronomických jednotiek a rotujú s periódou necelých 50 rokov. Prvá zložka systému, hviezda hlavnej postupnosti, patrí do spektrálnej triedy A1. Jeho hmotnosť je dvakrát väčšia ako Slnko a jeho polomer je 1,7-krát. To je to, čo možno pozorovať voľným okom zo Zeme.
Druhou zložkou systému je biely trpaslík. Hviezda Sírius B má takmer rovnakú hmotnosť ako naša hviezda, čo nie je pre takéto objekty typické. Typicky sú bieli trpaslíci charakterizovaní hmotnosťou 0,6-0,7 slnečného žiarenia. Rozmery Sirius B sú zároveň blízke tým na Zemi. Predpokladá sa, že štádium bieleho trpaslíka začalo pre túto hviezdu približne pred 120 miliónmi rokov. Keď sa Sirius B nachádzal v hlavnej postupnosti, bola to pravdepodobne hviezda s hmotnosťou 5 hmotností Slnka a patrila do spektrálnej triedy B.
Sirius A sa podľa vedcov posunie do ďalšieho štádia evolúcie približne o 660 miliónov rokov. Potom sa zmení na červeného obra a o niečo neskôr na bieleho trpaslíka, ako jeho spoločník.
Alfa orol
Rovnako ako Sirius, mnohé biele hviezdy, ktorých názvy sú uvedené nižšie, sú dobre známe nielen ľuďom zaujímajúcim sa o astronómiu vďaka ich jasu a častej zmienke na stránkach vedeckej literatúry. Altair je jedným z týchto svietidiel. Alpha Eagle nájdeme napríklad u Stephena Kinga. Táto hviezda je na nočnej oblohe dobre viditeľná vďaka svojej jasnosti a relatívne blízkej polohe. Vzdialenosť oddeľujúca Slnko a Altair je 16,8 svetelných rokov. Z hviezd spektrálnej triedy A je nám bližšie len Sirius.
Altair je 1,8-krát hmotnejší ako Slnko. Jeho charakteristickým znakom je veľmi rýchle otáčanie. Hviezda dokončí jednu otáčku okolo svojej osi za menej ako deväť hodín. Rýchlosť rotácie v blízkosti rovníka je 286 km/s. V dôsledku toho bude „svižný“ Altair sploštený z palíc. Navyše vďaka elipsovitému tvaru klesá teplota a jas hviezdy od pólov k rovníku. Tento efekt sa nazýva „gravitačné stmavnutie“.
Ďalšou vlastnosťou Altairu je, že jeho lesk sa časom mení. Patrí medzi premenné typu delta Scuti.
Alfa Lyrae
Vega je po Slnku najštudovanejšia hviezda. Alpha Lyrae je prvou hviezdou, ktorej spektrum bolo určené. Stala sa druhým svietidlom po Slnku, zachyteným na fotografii. Vega bola tiež jednou z prvých hviezd, ku ktorým vedci merali vzdialenosť pomocou metódy Parlax. Pri určovaní magnitúd iných objektov sa jas hviezdy dlho bral ako 0.
Alpha Lyrae je dobre známa amatérskym astronómom aj bežným pozorovateľom. Je piata najjasnejšia medzi hviezdami a je zahrnutá do asterizmu letného trojuholníka spolu s Altairom a Denebom.
Vzdialenosť od Slnka k Vege je 25,3 svetelných rokov. Jej rovníkový polomer a hmotnosť sú 2,78 a 2,3-krát väčšie ako podobné parametre našej hviezdy. Tvar hviezdy má ďaleko od dokonalej gule. Priemer na rovníku je výrazne väčší ako na póloch. Dôvodom je obrovská rýchlosť otáčania. Na rovníku dosahuje 274 km/s (pre Slnko je tento parameter o niečo viac ako dva kilometre za sekundu).
Jednou z vlastností Vega je prachový disk, ktorý ju obklopuje. Predpokladá sa, že vznikol v dôsledku veľkého počtu zrážok komét a meteoritov. Prachový kotúč rotuje okolo hviezdy a je ohrievaný jej žiarením. V dôsledku toho sa zvyšuje intenzita infračerveného žiarenia Vegy. Nie je to tak dávno, čo boli na disku objavené asymetrie. Pravdepodobným vysvetlením je, že hviezda má aspoň jednu planétu.
Alfa Blíženci
Druhým najjasnejším objektom v súhvezdí Blíženci je Castor. Rovnako ako predchádzajúce svietidlá patrí do spektrálnej triedy A. Castor je jednou z najjasnejších hviezd na nočnej oblohe. V príslušnom zozname sa nachádza na 23. mieste.
Castor je viacnásobný systém pozostávajúci zo šiestich komponentov. Dva hlavné prvky (Castor A a Castor B) rotujú okolo spoločného ťažiska s periódou 350 rokov. Každá z dvoch hviezd je spektrálna dvojhviezda. Komponenty Castor A a Castor B sú menej jasné a pravdepodobne patria do spektrálnej triedy M.
Castor S nebol bezprostredne spojený so systémom. Pôvodne bola označená ako nezávislá hviezda YY Gemini. V procese štúdia tejto oblasti oblohy sa zistilo, že toto svietidlo je fyzicky spojené so systémom Castor. Hviezda rotuje okolo ťažiska spoločného pre všetky zložky s periódou niekoľkých desiatok tisíc rokov a je tiež spektrálnou dvojhviezdou.
Beta Aurigae
Nebeský obrazec Aurigy obsahuje približne 150 „bodiek“, z ktorých mnohé sú biele hviezdy. Názvy svietidiel povedia len málo ľuďom ďaleko od astronómie, ale to neznižuje ich význam pre vedu. Najjasnejším objektom v nebeskom obrazci, ktorý patrí do spektrálnej triedy A, je Mencalinan alebo beta Aurigae. Názov hviezdy preložený z arabčiny znamená „rameno majiteľa opratí“.
Mencalinan je trojitý systém. Jeho dve zložky sú podobri spektrálnej triedy A. Jas každého z nich prevyšuje jas Slnka 48-krát. Oddeľuje ich vzdialenosť 0,08 astronomických jednotiek. Treťou zložkou je červený trpaslík, vzdialený 330 AU od páru. e.
Epsilon Ursa Major
Najjasnejším „bodom“ v azda najznámejšom súhvezdí severnej oblohy (Ursa Major) je Alioth, tiež klasifikovaný ako trieda A. Zdanlivá magnitúda - 1,76. Hviezda zaujíma 33. miesto v zozname najjasnejších svietidiel. Alioth je súčasťou asterizmu Veľkého voza a je umiestnený bližšie ako iné svietidlá k miske.
Aliotovo spektrum sa vyznačuje nezvyčajnými čiarami, ktoré kolíšu s periódou 5,1 dňa. Predpokladá sa, že znaky sú spojené s vplyvom magnetického poľa hviezdy. Spektrálne výkyvy môžu podľa najnovších údajov vzniknúť v dôsledku tesnej blízkosti kozmického telesa s hmotnosťou takmer 15-násobku hmotnosti Jupitera. Či je to tak, je zatiaľ záhadou. Astronómovia sa to snažia pochopiť, podobne ako iné tajomstvá hviezd, každý deň.
Bieli trpaslíci
Príbeh o bielych hviezdach bude neúplný bez zmienky o štádiu vývoja svietidiel, ktoré sa označuje ako „biely trpaslík“. Takéto objekty dostali svoje meno vďaka tomu, že prvé objavené patrili do spektrálnej triedy A. Boli to Sirius B a 40 Eridani B. Bieli trpaslíci sa dnes nazývajú jednou z možností pre konečnú fázu života hviezdy.
Pozrime sa podrobnejšie na životný cyklus svietidiel.
Hviezdny vývoj
Hviezdy sa nerodia cez noc: každá z nich prechádza niekoľkými fázami. Najprv sa mrak plynu a prachu začne vlastným vplyvom zmenšovať.Pomaly nadobúda tvar gule, pričom gravitačná energia sa mení na teplo - teplota objektu sa zvyšuje. V momente, keď dosiahne hodnotu 20 miliónov Kelvinov, začína reakcia jadrovej fúzie. Táto etapa sa považuje za začiatok života plnohodnotnej hviezdy.
Svietidlá trávia väčšinu času v hlavnej sekvencii. V ich hĺbkach neustále prebiehajú reakcie cyklu vodíka. Teplota hviezd sa môže líšiť. Keď sa všetok vodík v jadre minie, začína sa nová etapa evolúcie. Teraz sa palivom stáva hélium. Zároveň sa hviezda začína rozširovať. Jeho svietivosť sa zvyšuje a povrchová teplota, naopak, klesá. Hviezda opustí hlavnú sekvenciu a stane sa červeným obrom.
Hmotnosť héliového jadra sa postupne zvyšuje a začína sa stláčať vlastnou hmotnosťou. Etapa červeného obra končí oveľa rýchlejšie ako predchádzajúca. Cesta, ktorou sa bude uberať ďalší vývoj, závisí od počiatočnej hmotnosti objektu. Hviezdy s nízkou hmotnosťou na stupni červeného obra sa začínajú nafukovať. Výsledkom tohto procesu je, že predmet zhadzuje svoje škrupiny. Vzniká aj holé jadro hviezdy. V takomto jadre boli všetky fúzne reakcie dokončené. Nazýva sa héliový biely trpaslík. Masívnejšie červené obry (do určitej miery) sa vyvinú na bielych trpaslíkov na báze uhlíka. Ich jadrá obsahujú prvky ťažšie ako hélium.
Charakteristika
Bieli trpaslíci sú telesá, ktorých hmotnosť je zvyčajne veľmi blízko k Slnku. Navyše ich veľkosť zodpovedá veľkosti zeme. Obrovská hustota týchto kozmických telies a procesy prebiehajúce v ich hĺbkach sú z pohľadu klasickej fyziky nevysvetliteľné. Kvantová mechanika pomohla odhaliť tajomstvá hviezd.
Hmota bielych trpaslíkov je elektrónovo-nukleárna plazma. Je takmer nemožné skonštruovať ho ani v laboratóriu. Preto mnohé charakteristiky takýchto objektov zostávajú nejasné.
Aj keď budete celú noc študovať hviezdy, bez špeciálneho vybavenia nezistíte aspoň jedného bieleho trpaslíka. Ich svietivosť je výrazne nižšia ako svietivosť slnka. Podľa vedcov tvoria bieli trpaslíci približne 3 až 10 % všetkých objektov v Galaxii. Doteraz sa však našli iba tie z nich, ktoré sa nenachádzajú ďalej ako vo vzdialenosti 200-300 parsekov od Zeme.
Bieli trpaslíci sa naďalej vyvíjajú. Ihneď po vytvorení majú vysokú povrchovú teplotu, ale rýchlo chladnú. Niekoľko desiatok miliárd rokov po vzniku sa podľa teórie biely trpaslík zmení na čierneho trpaslíka – teleso, ktoré nevyžaruje viditeľné svetlo.
Pre pozorovateľa sa biela, červená alebo modrá hviezda líši predovšetkým farbou. Astronóm sa pozerá hlbšie. Farba okamžite veľa napovie o teplote, veľkosti a hmotnosti predmetu. Modrá alebo svetlomodrá hviezda je obrovská horúca guľa, vo všetkých ohľadoch ďaleko pred Slnkom. Biele svietidlá, ktorých príklady sú opísané v článku, sú o niečo menšie. Hviezdne čísla v rôznych katalógoch hovoria aj profesionálom veľa, no nie všetko. Veľké množstvo informácií o živote vzdialených vesmírnych objektov buď ešte nebolo vysvetlené, alebo zostáva neodhalené.
Relatívne jasné a masívne svietidlá sú celkom ľahko viditeľné voľným okom, ale v Galaxii je oveľa viac trpasličích hviezd, ktoré sú viditeľné iba pomocou výkonných ďalekohľadov, aj keď sa nachádzajú blízko Slnečnej sústavy. Sú medzi nimi skromní dlhovekí červení trpaslíci, ako aj hnedí trpaslíci, ktorí nedosiahli úplný hviezdny stav, a vyslúžilí bieli trpaslíci, ktorí sa postupne menia na čiernych.
Osud hviezdy závisí výlučne od jej veľkosti, presnejšie od jej hmotnosti. Aby sme si lepšie predstavili hmotnosť hviezdy, môžeme uviesť nasledujúci príklad. Ak položíte 333 tisíc pozemských glóbusov na jednu misku váh a Slnko na druhú, budú sa navzájom vyrovnávať. Vo svete hviezd je naše Slnko priemerné. Je 100-krát menej hmotná ako najväčšie hviezdy a 20-krát väčšia ako najľahšia. Zdá sa, že rozsah je malý: približne rovnaký ako od veľryby (15 ton) po mačku (4 kilogramy). Ale hviezdy nie sú cicavce; ich fyzikálne vlastnosti závisia oveľa silnejšie od hmotnosti. Len porovnajte teplotu: pre veľrybu a mačku je takmer rovnaká, ale pre hviezdy sa líši desaťnásobne: od 2 000 Kelvinov pre trpaslíkov po 50 000 pre masívne hviezdy. Ešte silnejšie - sila ich žiarenia sa líši miliardkrát. Preto na oblohe ľahko zbadáme vzdialené obrie hviezdy, ale trpaslíkov nevidíme ani v blízkosti Slnka.
Keď sa však vykonali starostlivé výpočty, ukázalo sa, že výskyt obrov a trpaslíkov v Galaxii je veľmi podobný situácii s veľrybami a mačkami na Zemi. V biosfére platí pravidlo: čím menší organizmus, tým viac jeho jedincov je v prírode. Ukazuje sa, že to platí aj pre hviezdy, ale prirovnanie nie je také ľahké vysvetliť. V živej prírode fungujú potravinové reťazce: veľkí jedia malých. Ak by bolo v lese viac líšok ako zajacov, čo by tieto líšky jedli? Hviezdy sa však vo všeobecnosti navzájom nežerú. Prečo je potom obrovských hviezd menej ako trpaslíkov? Astronómovia už poznajú polovicu odpovede na túto otázku. Faktom je, že život masívnej hviezdy je o tisíce radov kratší ako životnosť trpasličej hviezdy. Aby udržali svoje telo pred gravitačným kolapsom, ťažké hviezdy sa musia zohriať na vysoké teploty – stovky miliónov stupňov v strede. Veľmi intenzívne v nich prebiehajú termonukleárne reakcie, čo vedie ku kolosálnej sile žiarenia a rýchlemu spaľovaniu „paliva“. Masívna hviezda minie všetku svoju energiu za niekoľko miliónov rokov, zatiaľ čo šetrní trpaslíci, pomaly tlejúci, predlžujú svoj termonukleárny vek na desiatky alebo viac miliárd rokov. Takže bez ohľadu na to, kedy sa trpaslík narodil, stále žije, pretože vek Galaxie je len asi 13 miliárd rokov.Ale masívne hviezdy, ktoré sa zrodili pred viac ako 10 miliónmi rokov, už dávno zomreli.
To je však len polovica odpovede na otázku, prečo sú obri vo vesmíre takí vzácni. A druhá polovica je, že masívne hviezdy sa rodia oveľa menej často ako trpasličí. Na každých sto novonarodených hviezd, ako je naše Slnko, sa objaví iba jedna hviezda s hmotnosťou 10-krát väčšou ako hmotnosť Slnka. Astrofyzici zatiaľ neprišli na dôvod tohto „ekologického vzoru“.
Donedávna bola v klasifikácii astronomických objektov veľká diera: najmenšie známe hviezdy boli 10-krát ľahšie ako Slnko a najhmotnejšia planéta Jupiter bola 1000-krát ľahšia. Existujú v prírode prechodné objekty - nie hviezdy alebo planéty s hmotnosťou od 1/1000 do 1/10 Slnka? Ako by mal vyzerať tento „chýbajúci odkaz“? Dá sa to zistiť? Tieto otázky znepokojovali astronómov už dlho, no odpoveď sa začala objavovať až v polovici 90. rokov, keď programy na hľadanie planét mimo slnečnej sústavy priniesli svoje prvé ovocie. Obrie planéty boli objavené na obežnej dráhe okolo niekoľkých hviezd podobných Slnku, pričom všetky sú hmotnejšie ako Jupiter. Hmotnostná medzera medzi hviezdami a planétami sa začala zmenšovať. Je však spojenie možné a kde by sme mali nakresliť hranicu medzi hviezdou a planétou?
Až donedávna sa zdalo, že je to celkom jednoduché: hviezda žiari vlastným svetlom a planéta odrazeným svetlom. Preto do kategórie planét patria tie objekty, v hĺbkach ktorých počas celej existencie neprebehli žiadne termonukleárne fúzne reakcie. Ak v určitom štádiu vývoja bola ich sila porovnateľná s ich svietivosťou (teda termonukleárne reakcie slúžili ako hlavný zdroj energie), potom si takýto objekt zaslúži označenie hviezda. Ukázalo sa však, že môžu existovať medziľahlé objekty, v ktorých dochádza k termonukleárnym reakciám, ale nikdy neslúžia ako hlavný zdroj energie. Objavili ich v roku 1996, no dávno predtým sa im hovorilo hnedí trpaslíci. Objaveniu týchto zvláštnych predmetov predchádzalo tridsaťročné pátranie, ktoré sa začalo pozoruhodnou teoretickou predpoveďou.
V roku 1963 mladý americký astrofyzik indického pôvodu Shiv Kumar vypočítal modely najmenej hmotných hviezd a zistil, že ak hmotnosť kozmického telesa presahuje 7,5 % Slnka, potom teplota v jeho jadre dosahuje niekoľko miliónov stupňov a termonukleárna tam začínajú reakcie premeny vodíka na hélium. Pri nižšej hmotnosti sa kompresia zastaví skôr, ako teplota v strede dosiahne hodnotu potrebnú na to, aby došlo k fúznej reakcii hélia. Odvtedy sa táto hodnota kritickej hmotnosti nazýva „limit vznietenia vodíka“ alebo Kumarov limit. Čím bližšie je hviezda k tejto hranici, tým pomalšie v nej prebiehajú jadrové reakcie. Napríklad s hmotnosťou 8 % Slnka bude hviezda „tlieť“ približne 6 biliónov rokov – 400-násobok súčasného veku vesmíru! Takže bez ohľadu na to, v akej dobe sa takéto hviezdy narodili, všetky sú stále v plienkach.
V živote menej hmotných objektov je však krátka epizóda, keď sa podobajú na normálnu hviezdu. Hovoríme o telesách s hmotnosťou od 1 % do 7 % hmotnosti Slnka, teda od 13 do 75 hmotností Jupitera. Počas obdobia formovania, stláčania pod vplyvom gravitácie, sa zahrievajú a začínajú žiariť infračerveným a dokonca mierne červeným viditeľným svetlom. Ich povrchová teplota môže stúpnuť na 2500 Kelvinov a v ich hĺbkach presahuje 1 milión Kelvinov. To stačí na to, aby sa začala reakcia termonukleárnej fúzie hélia, ale nie z obyčajného vodíka, ale z veľmi vzácneho ťažkého izotopu - deutéria, a nie obyčajného hélia, ale ľahkého izotopu hélia-3. Pretože vo vesmírnej hmote je veľmi málo deutéria, všetko rýchlo horí bez toho, aby poskytovalo významný energetický výdaj. Je to rovnaké, ako keď hodíte list papiera do chladiaceho ohňa: okamžite zhorí, ale nebude poskytovať žiadne teplo. „Nemŕtve“ hviezda sa už nemôže zahriať, jej stláčanie sa zastaví vplyvom vnútorného tlaku degenerovaného plynu. Bez zdrojov tepla sa následne iba ochladí, ako bežná planéta. Preto si tieto nepodarené hviezdy možno všimnúť len počas krátkej mladosti, kým sú teplé. Nie sú určené na dosiahnutie stacionárneho režimu termonukleárneho spaľovania.
Objavenie „mŕtvo narodených“ hviezd
Fyzici sú si istí, že to, čo nie je zakázané zákonmi o ochrane prírody, je povolené. Astronómovia k tomu pridávajú; príroda je bohatšia ako naša predstavivosť. Ak by Shiv Kumar dokázal prísť s hnedými trpaslíkmi, potom by sa zdalo, že s ich vytvorením by príroda nemala žiadne ťažkosti. Bezvýsledné hľadanie týchto slabých svetiel pokračovalo tri desaťročia. Do práce sa zapájalo stále viac výskumníkov. Dokonca aj teoretik Kumar sa držal ďalekohľadu v nádeji, že nájde predmety, ktoré objavil na papieri. Jeho myšlienka bola jednoduchá: odhaliť jediného hnedého trpaslíka je veľmi ťažké, pretože je potrebné nielen zistiť jeho žiarenie, ale aj dokázať, že nejde o vzdialenú obrovskú hviezdu so studenou (podľa hviezdnych štandardov) atmosférou alebo dokonca o galaxiu. obklopený prachom na okraji vesmíru. Najťažšia vec v astronómii je určiť vzdialenosť k objektu. Preto musíte trpaslíkov hľadať v blízkosti normálnych hviezd, ktorých vzdialenosti sú už známe. Ale jasná hviezda oslepí ďalekohľad a nedovolí vám vidieť slabého trpaslíka. Preto ich treba hľadať v blízkosti iných trpaslíkov! Napríklad s červenými – hviezdami extrémne nízkej hmotnosti, alebo bielymi – chladiacimi zvyškami normálnych hviezd. V 80. rokoch 20. storočia nepriniesli vyhľadávania Kumara a iných astronómov žiadne výsledky. Hoci sa už viackrát objavili správy o objave hnedých trpaslíkov, podrobný výskum zakaždým ukázal, že ide o malé hviezdy. Myšlienka hľadania však bola správna a o desaťročie neskôr fungovala.
V 90. rokoch mali astronómovia nové citlivé detektory žiarenia – CCD matrice a veľké teleskopy s priemerom až 10 metrov s adaptívnou optikou, ktorá kompenzuje skreslenia spôsobené atmosférou a umožňuje prijímať snímky z povrchu Zeme takmer tak čisté ako z vesmíru. To okamžite prinieslo svoje ovocie: boli objavení extrémne matní červení trpaslíci, doslova hraničiaci s hnedými.
A prvého hnedého trpaslíka našla v roku 1995 skupina astronómov pod vedením Rafaela Rebola z Inštitútu astrofyziky na Kanárskych ostrovoch. Pomocou ďalekohľadu na ostrove La Palma našli objekt v hviezdokope Plejády, ktorý nazvali Teide Plejády 1, ktorý si požičali od sopky Pico de Teide na ostrove Tenerife. Pravda, určité pochybnosti o povahe tohto objektu zostali a kým španielski astronómovia dokazovali, že ide skutočne o hnedého trpaslíka, ich americkí kolegovia ohlásili svoj objav ešte v tom istom roku. Tím vedený Tadashi Nakajimou z Kalifornského technologického inštitútu pomocou ďalekohľadov na observatóriu Palomar objavil vo vzdialenosti 19 svetelných rokov od Zeme v súhvezdí Zajac, vedľa veľmi malej a studenej hviezdy Gliese 229, jej ešte menšiu a chladnejší satelit Gliese 229B. Jeho povrchová teplota je iba 1000 K a sila žiarenia je 160 tisíckrát nižšia ako slnko.
Nehviezdny charakter Gliese 229B bol definitívne potvrdený v roku 1997 takzvaným lítiovým testom. V normálnych hviezdach sa malé množstvo lítia, ktoré sa zachovalo od zrodu vesmíru, rýchlo spáli pri termonukleárnych reakciách. Hnedí trpaslíci však na to nie sú dostatočne horúce. Keď bolo lítium objavené v atmosfére Gliese 229B, stalo sa prvým „definitívnym“ hnedým trpaslíkom. Má takmer rovnakú veľkosť ako Jupiter a jeho hmotnosť sa odhaduje na 3-6% hmotnosti Slnka. Svojho masívnejšieho spoločníka Gliese 229A obieha po dráhe s polomerom asi 40 astronomických jednotiek (ako Pluto okolo Slnka).
Rýchlo sa ukázalo, že ani tie najväčšie teleskopy nie sú vhodné na hľadanie „zlyhaných hviezd“. Prví jednotliví hnedí trpaslíci boli objavení pomocou bežného ďalekohľadu počas systematických prieskumov oblohy. Napríklad objekt Kelu-1 v súhvezdí Hydra bol objavený v rámci dlhodobého programu hľadania trpasličích hviezd v okolí Slnka, ktorý sa začal na Európskom južnom observatóriu v Čile už v roku 1987. Astronómka Maria Teresa Ruiz z Chilskej univerzity s použitím 1-metrového Schmidtovho teleskopu už mnoho rokov pravidelne fotografuje určité oblasti oblohy a potom porovnáva snímky zhotovené v intervaloch rokov. Medzi stovkami tisíc slabých hviezd hľadá tie, ktoré sú oproti ostatným výrazne posunuté - to je neklamný znak blízkych svietidiel. Maria Ruiz takto objavila už desiatky bielych trpaslíkov a v roku 1997 konečne narazila na hnedého. Jeho typ bol určený spektrom, ktoré obsahovalo čiary lítia a metánu. Maria Ruiz ho pomenovala Kelu-1: v jazyku ľudí Mapuche, ktorí kedysi obývali stredné Čile, „quelu“ znamená červený. Nachádza sa asi 30 svetelných rokov od Slnka a nie je spojená so žiadnou hviezdou.
Všetky tieto objavy, uskutočnené v rokoch 1995-1997, sa stali prototypmi novej triedy astronomických objektov, ktoré sa nachádzali medzi hviezdami a planétami. Ako to už v astronómii býva, po prvých objavoch hneď nasledovali nové. V posledných rokoch bolo počas rutinných infračervených prieskumov oblohy 2MASS a DENIS objavených veľa trpaslíkov.
hviezdny prach
Hneď po svojom objave hnedí trpaslíci prinútili astronómov upraviť spektrálnu klasifikáciu hviezd, ktorá bola stanovená pred desiatkami rokov. Optické spektrum hviezdy je jej tvár, alebo skôr pas. Poloha a intenzita čiar v spektre primárne udávajú povrchovú teplotu, ako aj ďalšie parametre, najmä chemické zloženie, hustotu plynu v atmosfére, intenzitu magnetického poľa atď. Asi pred 100 rokmi astronómovia vyvinuli klasifikáciu hviezdnych spektier, označenie každého písmena triedy latinskej abecedy. Ich poradie bolo mnohokrát revidované, preskupovali, odstraňovali a pridávali písmená, až kým nevznikla všeobecne akceptovaná schéma, ktorá astronómom bezchybne slúžila dlhé desaťročia. V tradičnej forme vyzerá postupnosť spektrálnych tried takto: O-B-A-F-G-K-M. Povrchová teplota hviezd od triedy O do triedy M klesá zo 100 000 na 2000 K. Anglickí študenti astronómie dokonca prišli s mnemotechnickým pravidlom, ako si zapamätať poradie písmen „Oh! Buď fajn dievča, pobozkaj ma! A na prelome storočí sa táto klasická séria musela predĺžiť o dve písmená naraz. Ukázalo sa, že prach hrá veľmi dôležitú úlohu pri tvorbe spektier extrémne studených hviezd a podhviezd.
Na povrchu väčšiny hviezd kvôli vysokej teplote nemôžu existovať žiadne molekuly. Najchladnejšie hviezdy triedy M (s teplotami pod 3000 K) však vo svojich spektrách vykazujú silné absorpčné pásy oxidov titánu a vanádu (TiO, VO). Prirodzene sa očakávalo, že tieto molekulárne línie budú ešte silnejšie u ešte chladnejších hnedých trpaslíkov. V tom istom roku 1997 bol v blízkosti bieleho trpaslíka GD 165 objavený hnedý spoločník GD 165B s povrchovou teplotou 1900 K a svietivosťou 0,01 % Slnka. Vedcov ohromila skutočnosť, že na rozdiel od iných skvelých hviezd nemá absorpčné pásy TiO a VO, pre ktoré bola prezývaná ako „podivná hviezda“. Rovnako dopadli aj spektrá ostatných hnedých trpaslíkov s teplotami pod 2000 K. Výpočty ukázali, že molekuly TiO a VO v ich atmosférach kondenzujú na pevné častice – prachové zrná a už sa neprejavujú v spektre, ako je typické pre molekuly plynu.
Aby sa táto vlastnosť zohľadnila, Davy Kirkpatrick z Kalifornského technologického inštitútu navrhol v nasledujúcom roku rozšíriť tradičnú spektrálnu klasifikáciu pridaním triedy L pre infračervené hviezdy s nízkou hmotnosťou s povrchovou teplotou 1500 – 2000 K. Väčšina objektov triedy L by mala byť hnedými trpaslíkmi, hoci veľmi staré hviezdy s nízkou hmotnosťou môžu tiež ochladiť pod 2000 K.
Astronómovia, ktorí pokračujú v štúdiu L-trpaslíkov, objavili ešte exotickejšie objekty. Ich spektrá vykazujú silné absorpčné pásy vody, metánu a molekulárneho vodíka, preto sa nazývajú „metánovými trpaslíkmi“. Za prototyp tejto triedy sa považuje prvý objavený hnedý trpaslík Gliese 229B. V roku 2000 James Liebert a kolegovia z University of Arizona identifikovali ako samostatnú skupinu T-trpaslíkov s teplotami 1500-1000 K a ešte o niečo nižšími.
Hnedí trpaslíci kladú astronómom veľa zložitých a veľmi zaujímavých otázok. Čím je atmosféra hviezdy chladnejšia, tým je pre pozorovateľov aj teoretikov ťažšie študovať. Prítomnosť prachu túto úlohu ešte viac sťažuje: kondenzácia pevných častíc mení nielen zloženie voľných chemických prvkov v atmosfére, ale ovplyvňuje aj prenos tepla a tvar spektra. Najmä teoretické modely počítajúce s prachom predpovedali skleníkový efekt v hornej atmosfére, čo potvrdzujú pozorovania. Okrem toho výpočty ukazujú, že po kondenzácii sa prachové zrná začnú klesať. Je možné, že sa na rôznych úrovniach atmosféry tvoria husté oblaky prachu. Meteorológia hnedých trpaslíkov nemusí byť o nič menej rôznorodá ako meteorológia obrovských planét. Ak sa však podarí pozorne študovať atmosféry Jupitera a Saturnu, potom bude potrebné metánové cyklóny a prachové búrky hnedých trpaslíkov dešifrovať iba z ich spektier.
Tajomstvo "POLOVIČNEJ KRVI"
Otázky o pôvode a početnosti hnedých trpaslíkov stále zostávajú otvorené. Prvé výpočty ich počtu v mladých hviezdokopách, ako sú Plejády, ukazujú, že v porovnaní s normálnymi hviezdami nie je celková hmotnosť hnedých trpaslíkov taká veľká, aby im „pripisovala“ celú skrytú hmotnosť Galaxie. Tento záver je však potrebné ešte overiť. Všeobecne uznávaná teória o pôvode hviezd neodpovedá na otázku, ako vznikajú hnedí trpaslíci. Objekty s takouto nízkou hmotnosťou by sa mohli formovať ako obrie planéty v cirkumhviezdnych diskoch. Ale bolo objavených pomerne veľa samostatných hnedých trpaslíkov a je ťažké si predstaviť, že ich všetci stratili ich masívnejší spoločníci krátko po narodení. Okrem toho bola celkom nedávno objavená planéta na obežnej dráhe okolo jedného z hnedých trpaslíkov, čo znamená, že nebola vystavená silnému gravitačnému vplyvu svojich susedov, inak by ju trpaslík stratil.
Veľmi špeciálna cesta pre zrod hnedých trpaslíkov sa nedávno objavila pri štúdiu dvoch blízkych binárnych systémov - LL Andromeda a EF Eridani. V nich masívnejší spoločník, biely trpaslík, svojou gravitáciou sťahuje hmotu z menej hmotného spoločníka, takzvanej hostiteľskej hviezdy. Výpočty ukazujú, že spočiatku v týchto systémoch boli donorovými satelitmi obyčajné hviezdy, no v priebehu niekoľkých miliárd rokov ich hmotnosť klesla pod hraničnú hodnotu a termonukleárne reakcie v nich vyhasli. Teraz sú to typickí hnedí trpaslíci.
Teplota donorovej hviezdy v systéme LL Andromeda je asi 1300 K a v systéme EF Eridani je to asi 1650 K. Ich hmotnosť je len niekoľko desiatok krát väčšia ako Jupiter a v ich spektrách sú viditeľné metánové čiary. Do akej miery je ich vnútorná štruktúra a chemické zloženie podobné tým „skutočných“ hnedých trpaslíkov, je stále neznáme. Z normálnej hviezdy s nízkou hmotnosťou, ktorá stratila významnú časť svojej hmoty, sa teda môže stať hnedý trpaslík. Astronómovia mali pravdu, keď tvrdili, že príroda je vynaliezavejšia ako naša predstavivosť. Hnedí trpaslíci, tieto „ani hviezdy, ani planéty“, už začali prinášať prekvapenia. Ako sa nedávno ukázalo, napriek svojej chladnej povahe sú niektoré z nich zdrojom rádiového a dokonca aj röntgenového (!) žiarenia. V budúcnosti nám teda tento nový typ vesmírneho objektu sľubuje veľa zaujímavých objavov.
Degenerované hviezdy
Počas formovania hviezdy zvyčajne pokračuje jej gravitačné stláčanie, kým hustota a teplota v strede nedosiahnu hodnoty potrebné na spustenie termonukleárnych reakcií a potom, v dôsledku uvoľnenia jadrovej energie, tlak plynu. vyrovnáva svoju vlastnú gravitačnú príťažlivosť. Masívne hviezdy majú vyššie teploty a reakcie začínajú pri relatívne nízkej hustote hmoty, ale čím je hmotnosť nižšia, tým vyššia je „hustota vznietenia“. Napríklad v strede Slnka je plazma stlačená na 150 gramov na centimeter kubický.
Avšak pri stále stonásobne väčšej hustote hmota začína odolávať tlaku bez ohľadu na zvýšenie teploty a výsledkom je, že stláčanie hviezdy sa zastaví skôr, ako sa výdaj energie pri termonukleárnych reakciách stane významným. Dôvodom zastavenia kompresie je kvantový mechanický efekt, ktorý fyzici nazývajú tlak degenerovaného elektrónového plynu. Faktom je, že elektróny sú typom častíc, ktoré sa riadia takzvaným „Pauliho princípom“, ktorý zaviedol fyzik Wolfgang Pauli v roku 1925. Tento princíp hovorí, že identické častice, ako sú elektróny, nemôžu byť súčasne v rovnakom stave. To je dôvod, prečo sa elektróny v atóme pohybujú po rôznych dráhach. Vo vnútri hviezdy nie sú žiadne atómy: pri vysokej hustote sú rozdrvené a existuje jediné „elektrónové more“. Pauliho princíp pre neho znie takto: elektróny nachádzajúce sa v blízkosti nemôžu mať rovnakú rýchlosť.
Ak je jeden elektrón v pokoji, ďalší sa musí pohybovať a tretí sa musí pohybovať ešte rýchlejšie atď. Fyzici tento stav nazývajú degenerácia elektrónového plynu. Aj keď malá hviezda spálila všetko svoje termonukleárne palivo a stratila zdroj energie, jej kompresiu môže zastaviť tlak degenerovaného elektrónového plynu. Bez ohľadu na to, ako veľmi sa látka ochladí, pri vysokej hustote sa pohyb elektrónov nezastaví, čo znamená, že tlak látky bude odolávať kompresii bez ohľadu na teplotu: čím vyššia je hustota, tým vyšší je tlak.
Zmršťovanie umierajúcej hviezdy s hmotnosťou rovnajúcou sa Slnku sa zastaví, keď sa zmenší približne na veľkosť Zeme, teda 100-krát, a jej hustota hmoty bude miliónkrát vyššia ako hustota vody. Takto vznikajú bieli trpaslíci. Hviezda s nižšou hmotnosťou sa prestane sťahovať pri nižšej hustote, pretože jej gravitačná sila nie je taká silná. Veľmi malá zlyhaná hviezda môže degenerovať a prestať sa zmršťovať ešte skôr, ako teplota v jej hĺbke stúpne na prah „termonukleárneho vznietenia“. Takéto telo sa nikdy nestane skutočnou hviezdou.
V časti o otázke Uveďte príklad trpasličích hviezd uvedených autorom chevron najlepšia odpoveď je Trpasličí HVIEZDY, najbežnejší typ hviezd v našej Galaxii – patrí k nej 90 % hviezd vrátane Slnka. Nazývajú sa tiež hviezdy hlavnej postupnosti podľa ich polohy na HERZSPRUNG-RUSSELLOVOM DIAGRAME. Názov „trpaslík“ sa nevzťahuje ani tak na veľkosť hviezd, ako skôr na ich SVETLOVOSŤ, takže tento výraz nemá žiadnu maličkú konotáciu.
Bieli trpaslíci sú veľmi malé hviezdy, ktoré sú v poslednom štádiu vývoja. Ich priemery sú síce menšie ako u červených trpaslíkov (nie sú väčšie ako Zem), no majú rovnakú hmotnosť ako Slnko. Najjasnejšou hviezdou na našej nočnej oblohe je Sirius (Psí úsvit u starých Egypťanov). - dvojitý úsvit: zahŕňa bieleho trpaslíka, ktorý sa nazýva šteňa (latinský názov pre Sirius - „Dovolenka“ - znamená „malý pes“). Biely trpaslík Omicron-2 v súhvezdí Eridanus je jedným z trpaslíkov, ktorých možno zo Zeme vidieť voľným okom.
Červení trpaslíci sú väčší ako Jupiter, ale menší ako priemerná hviezda, ako je naše Slnko. Ich svietivosť je 0,01 % svietivosti Slnka. Voľným okom nevidno ani jedného červeného trpaslíka, dokonca ani toho nám najbližšieho – Proxima Centauri.
Hnedí trpaslíci sú veľmi chladné kozmické objekty, o niečo väčšie ako Jupiter. Hnedí trpaslíci vznikajú rovnakým spôsobom ako iné hviezdy, ale ich počiatočná hmotnosť je nedostatočná na to, aby došlo k jadrovým reakciám; Ich lordstvo je veľmi slabé. Čierni trpaslíci sú malé, chladné, „mŕtve“ hviezdy. Čierni trpaslíci nie sú dostatočne masívni na to, aby v ich hĺbkach prebiehali jadrové reakcie, alebo v nich vyhorelo všetko jadrové palivo a zhasínajú ako spálené uhlie. Najmenšie hviezdy sú neutrónové hviezdy.