Bílý trpaslík
Bílý trpaslík je hvězda s nízkou absolutní jasností a ' normální ' barva. Takové hvězdy jsou objeveny v 19. století a první ones být bílý. Barva hvězdy je míra povrchové teploty: bílé hvězdy jsou jako slunce, modré hvězdy žhavější a červené hvězdy jsou chladnička. White převyšuje být tak matný protože oni jsou malí a ne protože oni jsou skvělí. Barva a velikost vysvětlí jmenného bílého trpaslíka. Vhodnější jméno pro bílou převyšuje je trpaslík zvrhlíka (vidět dolů), příklad hvězdy zvrhlíka. Nějaká bílá převyšuje být modrý, poněkud než bílá. White převyšuje smět mít v principu jakákoliv barva a ' modrý zvrhlý trpaslík ' zní lépe než ' modrý bílý trpaslík '.
Mnoho bílá převyšuje mít přibližně velikost Země, typicky 100 časů menší než Slunce. Oni mohou mít stejnou hmotu jako slunce a tak být velmi kompaktní. Poloměr, který je 100 časů menší, znamená, že stejné množství záležitosti je sbaleno v hlasitosti, která je typicky 100? = 1,000,000 menší než slunce a tak průměrná hustota záležitosti v bílé převyšuje je 1,000,000 časů hustější než průměrná hustota slunce. Taková záležitost je nazývána zvrhlíkem. V 1930 vysvětlení je dáváno jak quantum mechanický účinek: váha bílého trpaslíka je podporována tlakem elektronů (úpadek elektronu), který jen závisí na hustotě a ne na teplotě.
Jestliže, pro všichni pozorovali hvězdy, jeden udělá diagram (absolutní) jasnosti proti barvě (Hertzsprung-Russell diagram), ne všechny kombinace jasnosti a barvy nastanou. Nemnoho hvězd je v minimu-jasnost-horký-obarvit oblast (bílá převyšuje), ale většina hvězd následuje pás, volal hlavní sekvenci. Tichá mše hlavní sekvenční hvězdy jsou malé a chladné. Oni vypadají červeně a jsou nazvaní červená převyšuje nebo (vyrovnat chladničku) hnědý převyšuje. Tito se tvoří zcela odlišná třída nebeských těles než bílá převyšuje. V červené převyšuje, jak ve všech hlavní-sekvence hraje, tlak counterbalancing váha je způsobena tepelným pohybem horkého plynu. Tlak se řídí právem ideálního plynu. Další třída hvězd je nazývána obry: hraje v vysoce-část jasnosti jasnosti-vybarvit nákres. Tito jsou hvězdy vyhozené tlakem radiace a jsou velmi velcí.
Hvězda jako naše Slunce se stane bílým trpaslíkem, když to vyčerpalo jeho jaderné palivo. Se blížit ke konci jeho nukleárního hořícího stádia, takový hvězda projde červenou obří fází a pak vyloučí většinu z jeho vnějšího materiálu (vytvářet planetární mlhovinu) until jediný horký (T > 100,000 K) jádro zůstane, který pak se usadí stát se mladým bílým trpaslíkem.
Typický bílý trpaslík je polovina jak masivní jako slunce, přesto jediný mírně větší než Země. Toto dělá bílou se tyčí nad jedním z nejhustších forem záležitosti, překonaný jediný neutronovými hvězdami. Vyšší množství bílého trpaslíka, menší velikost. Tam je horní hranice k množství bílého trpaslíka, Chandrasekhar limit (o 1.4 měří množství Slunce), po kterém tlak elektronů je už ne schopný vyrovnat vážnosta hvězda pokračuje ke kontraktu, nakonec tvořit neutronovou hvězdu.
Přes tento limit, většina hvězd ukončí jejich život jako bílý trpaslík od té doby, co oni inklinují vyhnat většinu z jejich hmoty do prázdna před finálním zhroucením (často s výsledky podívané, vidět planetární mlhovinu). To je myšlenka, která dokonce hraje 8 časů jak masivní jako vůle slunce nakonec umřít jak bílá převyšuje.
Bílé trpasličí hvězdy jsou extrémně horké; od této doby jasné bílé světlo, které oni vydávají. Toto teplo je zbytek toho produkován ze zhroucení hvězdy, a není naplněn (ledaže oni accrete záležitost od jiný uzavřít hvězdami), ale protože bílá převyšuje mít extrémně malou plochu povrchu od kterého vyzařovat tuto tepelnou energii oni zůstanou horcí pro dlouhé časové období.
Nakonec, bílý trpaslík se ochladí do černého trpaslíka. Black převyšuje být entity okolní teploty a zářit slabě ve spektru rádia, shodovat se k teorii. Nicméně, vesmír neexistoval dlouho dost pro některého bílá převyšuje k ochladili toto daleko přesto, a tak žádná černá převyšuje být myšlenka existovat.
Mnoho poblíž, mladá bílá převyšuje byli objeveni jako zdroje měkkých rentgenů (tj. nižší-rentgeny energie); měkký Rentgen a extrémní ultrafialová pozorování umožní astronomům zkoumat složení a struktura tenkých atmosfér těchto hraje.
White převyšuje moci ne být u konce 1.4 sluneční masy, Chandrasekhar limit, ale tam je fungující metoda dostat je přes tento limit. Jako nova, bílý trpaslík může accrete materiál od společníka. Unlike nova, materiál accretes pomalu a zůstane stabilní. Množství bílého trpaslíka se zvětší, než to udeří 1.4 sluneční masový limit, u kterého tlak úpadku nemůže podporovat hvězdu. Toto vytvoří typ já supernova a je nejsilnější celého supernovae.
1862. Alvan Graham Clark v 1862 objevil tmavého společníka nejjasnější hvězdy Sirius (Alpha Canis Majoris). Společník, volal Sirius B nebo štěně, měl povrchovou teplotu asi 25,000 kelvins, tak to bylo klasifikované jako horká hvězda. Nicméně, Sirius B byl o 10,000 časech slabší než primární volby, Sirius A. protože to bylo velmi jasné na jednotku plochy povrchu, štěně muselo být hodně menší než Sirius, s hrubě průměr Země.
Analýza orbity Sirius hvězdného systému ukázala, že množství štěněte bylo téměř stejné jako to našeho vlastního slunce. Toto implikovalo ten Sirius B byl tisíce časů více hustý než vedení. Jak více bílá převyšuje se nalézal, astronomové začali objevit, že bílá převyšuje být obyčejný v naší galaxii.
1926. R.H. Fowler vysvětlil vysoké hustoty v článku “hustá záležitost” (měsíční zprávy R. Astron. Soc. 87, 114-122) používání elektron tlak zvrhlíka nemnoho měsíců po formulaci Fermi-Dirac statistiky pro elektron, na kterém tlak elektronu je umístěný.
1930. S. Chandrasekhar objevil (Astroph. J. 74, 81-82) v článku nazvaný “maximální množství bílé ideálu převyšuje” že žádný bílý trpaslík může být více masivní než o 1.2 sluneční masy”. Toto je nyní nazýváno Chandrasekhar limitem. Fowler a Chandrasekhar oba přijali Nobelovu cenu v roce 1983.
Horký bílý trpaslík Sirius B, u 8 světelných roků nejbližší známý bílý trpaslík, viděný v rentgenech jak intenzivní rentgenovat zdroj (záření linek od Sirius B jsou artefakty obrazu). Bílý trpaslík je část binární soustavy. Jeho společník, v tomto obraze slabší zdroj, je u pozice Sirius (Alpha Canis Majoris). Ve viditelném světle, Sirius je nejjasnější hvězda v noční obloze. Sirius B je hodně matnější a vypadá tak blízký k oslnivý Sirius že to nebylo vlastně pozoroval until 1862, během Alvan clarkského testování dalekohledu. Obě hvězdy jsou u stejné vzdálenosti, bílý trpaslík být tolik matnější v optickém světle protože jeho velikosti trpaslíka. To má poloměr právě méně než Země je. V rentgenuje Sirius B je hodně bystřejší. Ve vysoké vážnosti této hvězdy, vodík (průhledný pro rentgenovat ale ne v optickém světle) plave nahoře. V rentgenuje jednoho vidí hlubší, žhavější vrstvy u asi 200,000 kelvins, v užitku aktuální povrchové teploty v optickém světle 25,000 kelvins. NASA/CXS
Viz též
hnědý trpaslík, časová osa bílé převyšuje, neutron hraje, a supernovae
Bílý trpaslík je také jméno časopisu.