Odkiaľ pochádzajú bieli trpaslíci?

Čo sa stane z hviezdy na konci jej životnej dráhy, závisí od hmotnosti, ktorú mala hviezda pri narodení. Hviezdy, ktoré mali pôvodne veľkú hmotnosť, končia ako čierne diery a neutrónové hviezdy. Hviezdy nízkej alebo strednej hmotnosti (s hmotnosťou menšou ako 8 hmotností Slnka) sa stanú bielymi trpaslíkmi. Typický biely trpaslík má hmotnosť Slnka a je o niečo väčší ako Zem. Biely trpaslík je jednou z najhustejších foriem hmoty, ktorú hustotou prevyšujú iba neutrónové hviezdy a čierne diery.

Stredne hmotné hviezdy, ako naše Slnko, žijú premenou vodíka vo svojich jadrách na hélium. Tento proces prebieha na Slnku v súčasnosti. Energia generovaná Slnkom prostredníctvom fúzie hélia z vodíka vytvára vnútorný tlak. Počas nasledujúcich 5 miliárd rokov Slnko spotrebuje zásoby vodíka vo svojom jadre.

Hviezda sa dá prirovnať k tlakovému hrncu. Keď sa zapečatená nádoba zahrieva, tlak sa zvyšuje. Niečo podobné sa deje aj na Slnku, samozrejme, striktne povedané, Slnko nemožno nazvať hermetickou nádobou. Gravitácia pôsobí na hmotu hviezdy, snaží sa ju stlačiť a tlak vytvorený horúcim plynom v jadre sa snaží hviezdu roztiahnuť. Rovnováha medzi tlakom a gravitáciou je veľmi jemná.
Keď Slnku dôjde vodík, táto rovnováha začne dominovať gravitácii a hviezda sa začne zmenšovať. Počas kompresie však dochádza k zahrievaniu a časť vodíka zostávajúceho vo vonkajších vrstvách hviezdy začne horieť. Tento horiaci plášť vodíka rozširuje vonkajšie vrstvy hviezdy. Keď sa to stane, naše Slnko sa stane červeným obrom, bude také veľké, že Merkúr bude úplne pohltený. Ako hviezda rastie, ochladzuje sa. Teplota jadra červeného obra sa však zvyšuje, kým nie je dostatočne vysoká na zapálenie hélia (syntetizovaného z vodíka). Nakoniec sa hélium zmení na uhlík a ťažšie prvky. Štádium, v ktorom je Slnko červeným obrom, bude trvať 1 miliardu rokov, kým štádium horenia vodíka 10 miliárd.

Guľová hviezdokopa M4. Pozemný optický obraz (vľavo) a Hubbleov obraz (vpravo). Bieli trpaslíci sú označení krúžkami. Referencie: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver, Kanada), M. Bolte (University of California, Santa Cruz) a NASA/ESA

Už vieme, že hviezdy strednej hmotnosti ako naše Slnko sa stanú červenými obrami. Ale čo bude ďalej? Náš červený obr bude produkovať uhlík z hélia. Keď sa hélium minie, jadro nebude dostatočne horúce na to, aby začalo spaľovať uhlík. Teraz čo?

Keďže Slnko nebude dostatočne horúce na spálenie uhlíka, opäť prevezme vládu gravitácia. Keď sa hviezda zmrští, uvoľní sa energia, ktorá povedie k ďalšiemu rozpínaniu obalu hviezdy. Teraz bude hviezda ešte väčšia ako predtým! Polomer nášho Slnka bude väčší ako polomer obežnej dráhy Zeme!

Počas tohto obdobia sa Slnko stane nestabilným a stratí svoju podstatu. Toto bude pokračovať, kým hviezda úplne nezloží svoje vonkajšie vrstvy. Jadro hviezdy zostane nedotknuté a stane sa z neho biely trpaslík. Biely trpaslík bude obklopený rozpínajúcim sa plášťom plynu nazývaným planetárna hmlovina. Hmloviny sa nazývajú planetárne, pretože prví pozorovatelia si mysleli, že vyzerajú ako planéty Urán a Neptún. Existuje niekoľko planetárnych hmlovín, ktoré možno pozorovať amatérskym ďalekohľadom. Asi v polovici z nich je pomocou pomerne skromného ďalekohľadu vidieť v strede bieleho trpaslíka.

Planetárna hmlovina je znakom prechodu priemerne hmotnej hviezdy zo štádia červeného obra do štádia bieleho trpaslíka. Hviezdy porovnateľné s hmotnosťou nášho Slnka sa asi za 75 000 rokov zmenia na bielych trpaslíkov, ktorí sa postupne zbavia schránok. Nakoniec, podobne ako naše Slnko, postupne vychladnú a premenia sa na čierne zhluky uhlíka, čo je proces, ktorý bude trvať asi 10 miliárd rokov.

Pozorovania bielych trpaslíkov

Existuje niekoľko spôsobov, ako pozorovať bielych trpaslíkov. Prvý objavený biely trpaslík je spoločnou hviezdou Síria, jasnej hviezdy v súhvezdí Veľkého psa. V roku 1844 si astronóm Friedrich Bessel všimol na Síriusovi slabé pohyby dopredu a dozadu, ako keby sa okolo neho otáčal neviditeľný objekt. V roku 1863 objavil tento záhadný objekt optik a konštruktér ďalekohľadu Elvan Clark. Sprievodná hviezda bola neskôr identifikovaná ako biely trpaslík. Tento pár je teraz známy ako Sirius A a Sirius B, kde B je biely trpaslík. Doba obehu tohto systému je 50 rokov.

Šípka ukazuje na bieleho trpaslíka, Sirius B, vedľa väčšieho Sirius A. Ref: McDonald Observatory, NASA/SAO/CXC)

Pretože bieli trpaslíci sú veľmi malí, a preto je ťažké ich odhaliť, binárne systémy sú jedným zo spôsobov, ako ich odhaliť. Rovnako ako v prípade Síria, ak má hviezda nejaký nevysvetliteľný pohyb, možno zistíte, že jedna hviezda je v skutočnosti viacnásobným systémom. Pri bližšom skúmaní sa dá určiť, či je spoločná hviezda biely trpaslík. Hubbleov vesmírny teleskop s 2,4-metrovým zrkadlom a vylepšenou optikou úspešne pozoroval bielych trpaslíkov pomocou Wide Angle Planetary Camera. V auguste 1995 bolo touto kamerou pozorovaných viac ako 75 bielych trpaslíkov v guľovej hviezdokope M4 v súhvezdí Škorpión. Títo bieli trpaslíci boli takí slabí, že najjasnejší z nich nežiarili jasnejšie ako 100 W žiarovka vo vzdialenosti od Mesiaca. M4 je vzdialená 7 000 svetelných rokov a je nám najbližšou guľovou hviezdokopou. Jeho vek je približne 14 miliárd rokov, a preto je väčšina hviezd v tejto hviezdokope v záverečnej fáze svojho života.

Bieli trpaslíci sú vyvinuté hviezdy s hmotnosťou nepresahujúcou hranicu Chandrasekhar (maximálna hmotnosť, pri ktorej môže hviezda existovať ako biely trpaslík), bez vlastných zdrojov termonukleárnej energie. Bieli trpaslíci sú kompaktné hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou alebo väčšou ako hmotnosť Slnka, ale s polomermi 100-krát menšími, a teda s bolometrickými svietivosťami ~ 10 000-krát menšími ako je slnečná. Priemerná hustota hmoty u bielych trpaslíkov v ich fotosférach je 105-109 g/cm 3 , čo je takmer miliónkrát viac ako hustota hviezd hlavnej postupnosti. Podľa prevalencie tvoria bieli trpaslíci podľa rôznych odhadov 3-10% hviezdnej populácie našej Galaxie. Neistota odhadu je spôsobená náročnosťou pozorovania vzdialených bielych trpaslíkov pre ich nízku svietivosť.
Bieli trpaslíci predstavujú posledné štádium vývoja malej hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou s hmotnosťou Slnka. Keď všetok vodík vyhorí v strede hviezdy, napríklad ako naše Slnko, jej jadro sa zmrští na vysokú hustotu, zatiaľ čo vonkajšie vrstvy sa značne roztiahnu a spolu so všeobecným zoslabením jasu sa hviezda zmení na. Pulzujúci červený gigant potom odhodí svoj obal, keď sú vonkajšie vrstvy hviezdy voľne naviazané na horúce a veľmi husté centrálne jadro. Následne sa táto škrupina stáva rozpínajúcou sa planetárnou hmlovinou. Ako vidíte, červení obri a bieli trpaslíci sú veľmi blízko príbuzní. Stlačenie jadra nastáva do extrémne malých rozmerov, no napriek tomu nepresahuje Chandrasekharovu hranicu, teda hornú hranicu hmotnosti hviezdy, pri ktorej môže existovať ako biely trpaslík.

Prvým objaveným bielym trpaslíkom bola hviezda 40 Eridani B v trojitom systéme 40 Eridani, ktorú do katalógu dvojhviezd zaradil už v roku 1785 William Herschel. V roku 1910 Henry Norris Russell upozornil na anomálne nízku svietivosť 40 Eridani B pri jej vysokej farebnej teplote, čo následne poslúžilo na oddelenie takýchto hviezd do samostatnej triedy bielych trpaslíkov.

Druhým objaveným bielym trpaslíkom bol Sirius B – najjasnejšia hviezda na zemskej oblohe. V roku 1844 nemecký astronóm a matematik Friedrich Bessel pri pozorovaní Síria objavil miernu odchýlku hviezdy od priamočiareho pohybu a vyslovil predpoklad, že Sírius má neviditeľnú masívnu satelitnú hviezdu. Jeho predpoklad sa potvrdil už v roku 1862, keď americký astronóm a konštruktér ďalekohľadu Alvan Graham Clark pri úprave 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 vplýva na jeho jasného spoločníka dosť citeľne, čo naznačuje, že táto hviezda má extrémne malý polomer s výraznou hmotnosťou. Prvýkrát tak bol objavený typ objektu nazývaný bieli trpaslíci.

Tretím objaveným bielym trpaslíkom bol Procyon B. V roku 1844 riaditeľ Königsbergského observatória Friedrich Bessel pri analýze pozorovacích údajov zistil, že Procyon sa periodicky, aj keď veľmi slabo, odchyľuje od priamočiarej trajektórie pohybu v nebeskej sfére. Bessel dospel k záveru, že Procyon musí mať blízky satelit. Slabý satelit zostal nepozorovateľný a jeho hmotnosť musela byť dosť veľká - porovnateľná s hmotnosťou Siriusa a Procyonu. V roku 1896 objavil americký astronóm D. M. Scheberle Procyon B, čím potvrdil Besselovu predpoveď.

Pôvod bielych trpaslíkov

Pri vysvetľovaní genézy bielych trpaslíkov zohrali kľúčovú úlohu dve myšlienky: myšlienka astronóma Ernsta Epika, že červení obri vznikajú z hviezd hlavnej postupnosti v dôsledku spaľovania jadrového paliva, a predpoklad astronóma Vasilija Fesenkova, ktorý vznikol v krátkom čase. po druhej svetovej vojne by hviezdy hlavnej postupnosti mali stratiť hmotnosť a táto strata hmotnosti by mala mať významný vplyv na . Tieto predpoklady sa plne potvrdili.

Bieli trpaslíci sa skladajú z uhlíka a kyslíka s malým prídavkom vodíka a hélia, ale masívne, vysoko vyvinuté hviezdy môžu mať jadro zložené z kyslíka, neónu alebo horčíka. Počas evolúcie hviezd hlavnej postupnosti sa vodík „spaľuje“ - nukleosyntéza s tvorbou hélia. Takéto vyhorenie vedie k zastaveniu uvoľňovania energie v centrálnych častiach hviezdy, kompresii, a teda k zvýšeniu teploty a hustoty v jej jadre. Zvýšenie teploty a hustoty v jadre hviezdy vedie k podmienkam, v ktorých sa aktivuje nový zdroj termonukleárnej energie: vyhorenie hélia (trojitá héliová reakcia alebo proces trojitého alfa), ktoré je charakteristické pre červených obrov a supergiantov.

Bieli trpaslíci majú extrémne vysokú hustotu (106 g/cm3). Biely trpaslík je v stave gravitačnej rovnováhy a jeho tlak je určený tlakom degenerovaného elektrónového plynu. Povrchové teploty bieleho trpaslíka sú vysoké – od 100 000 K do 200 000 K. Hmotnosti bielych trpaslíkov sú blízke hmotnosti Slnka. Pre bielych trpaslíkov platí vzťah medzi hmotnosťou a polomerom a čím väčšia hmotnosť, tým menší polomer. Polomery väčšiny bielych trpaslíkov sú porovnateľné s polomerom Zeme.

Životný cyklus bieleho trpaslíka potom zostáva stabilný až do úplného ochladenia, keď hviezda stratí svoju svietivosť a stane sa neviditeľnou, vstúpi do štádia takzvaného "", - konečného výsledku evolúcie, hoci tento termín je sa v modernej literatúre používa čoraz menej.

biely trpaslíci - jedna z najfascinujúcejších tém v dejinách astronómie: po prvý raz boli objavené nebeské telesá s vlastnosťami, ktoré sú veľmi vzdialené od tých, ktorými sa zaoberáme na Zemi. A s najväčšou pravdepodobnosťou rozlúštenie hádanky bielych trpaslíkov položilo základ pre výskum tajomnej podstaty hmoty ukrytej niekde v rôznych častiach vesmíru.

Vo vesmíre je veľa bielych trpaslíkov. Kedysi sa považovali za vzácne, ale starostlivé štúdium fotografických dosiek získaných na observatóriu Mount Palomar (USA) ukázalo, že ich počet presahuje 1500. Bolo možné odhadnúť priestorovú hustotu bielych trpaslíkov: ukazuje sa, že by mali existovať asi 100 takýchto hviezd. História objavovania bielych trpaslíkov siaha až do začiatku 19. storočia, keď Friedrich Wilhelm Bessel pri sledovaní pohybu najjasnejšej hviezdy Sirius zistil, že jej dráha nie je priamka, ale má vlnovitý charakter. Správny pohyb hviezdy nebol v priamke; zdalo sa, že sa presúva zo strany na stranu, sotva postrehnuteľne. V roku 1844, asi desať rokov po prvých pozorovaniach Síria, Bessel dospel k záveru vedľa Siriusa je druhá hviezda, ktorý, keďže je neviditeľný, pôsobí na Siriusa gravitačne; prezrádzajú ho kolísanie pohybu Síria. Ešte zaujímavejšia bola skutočnosť, že ak tmavá zložka skutočne existuje, potom doba revolúcie oboch hviezd vzhľadom na ich spoločné ťažisko je približne 50 rokov.

Rýchly posun vpred do roku 1862. a z Nemecka do Cambridge, Massachusetts (USA). Alvan Clark, najväčší konštruktér ďalekohľadov v Spojených štátoch, bol poverený Mississippi State University, aby postavil ďalekohľad s 18,5-palcovým (46 cm) objektívom, ktorý mal byť najväčším teleskopom na svete. Po dokončení spracovania šošovky ďalekohľadu Clarkom bolo potrebné skontrolovať, či je zabezpečená potrebná presnosť tvaru jej povrchu. Za týmto účelom bola šošovka nainštalovaná do pohyblivej trubice a nasmerovaná na Sirius - najjasnejšiu hviezdu, ktorá je najlepším objektom na kontrolu šošoviek a zisťovanie ich defektov. Keď Alvan Clark upevnil polohu tubusu ďalekohľadu, uvidel slabého „ducha“, ktorý sa objavil na východnom okraji zorného poľa ďalekohľadu v odraze Síria. Potom, keď sa nebeská klenba pohla, objavil sa samotný Sirius. Jeho obraz bol skreslený – zdalo sa, že „duch“ je chybou objektívu, ktorú treba pred uvedením objektívu do prevádzky opraviť. Ukázalo sa však, že táto slabá hviezda, ktorá sa objavila v zornom poli ďalekohľadu, bola súčasťou Síria, ktorú predpovedal Bessel. Na záver treba dodať, že z dôvodu vypuknutia 1. svetovej vojny nebol Clark ďalekohľad do Mississippi nikdy odoslaný – inštalovali ho na observatóriu Dearbon neďaleko Chicaga a šošovka sa používa dodnes, ale na odlišná inštalácia.

teda Sirius sa stal predmetom všeobecného záujmu a mnohých výskumov, pretože fyzikálne charakteristiky binárneho systému zaujali astronómov. S prihliadnutím na vlastnosti pohybu Síria, jeho vzdialenosť od Zeme a amplitúdu odchýlok od priamočiareho pohybu sa astronómom podarilo určiť charakteristiky oboch hviezd systému, nazývaných Sírius A a Sírius B. Celková hmotnosť oboch hviezd sa ukázalo byť 3,4-krát väčšie ako hmotnosť Slnka. Zistilo sa, že vzdialenosť medzi hviezdami je takmer 20-krát väčšia ako vzdialenosť medzi Slnkom a Zemou, teda približne rovná vzdialenosti medzi Slnkom a Uránom; hmotnosť Síria A získaná na základe merania parametrov obežnej dráhy sa ukázala byť 2,5-krát väčšia ako hmotnosť Slnka a hmotnosť Síria B bola 95 % hmotnosti Slnka. Po určení svietivostí oboch hviezd sa zistilo, že Sírius A je takmer 10 000-krát jasnejší ako Sírius B. Z absolútnej magnitúdy Síria A vieme, že je asi 35,5-krát jasnejší ako Slnko. Z toho vyplýva, že svietivosť Slnka je 300-krát väčšia ako svietivosť Síria B. Svietivosť ktorejkoľvek hviezdy závisí od povrchovej teploty hviezdy a jej veľkosti, teda od priemeru. Blízkosť druhej zložky k jasnejšiemu Síriusu A mimoriadne sťažuje určenie jeho spektra, ktoré je potrebné na nastavenie teploty hviezdy. V roku 1915 s využitím všetkých technických prostriedkov, ktoré má k dispozícii najväčšie observatórium tej doby Mount Wilson (USA), sa podarilo získať úspešné fotografie spektra Siriusa.

To viedlo k neočakávanému objavu: teplota satelitu bola 8000 K, pričom Slnko má teplotu 5700 K. Družica sa teda v skutočnosti ukázala byť teplejšia ako Slnko, čo znamenalo, že aj svietivosť jednotky jej povrchu bola väčšia. Jednoduchý výpočet skutočne ukazuje, že každý centimeter tejto hviezdy vyžaruje štyrikrát viac energie ako centimeter štvorcový povrchu Slnka. Z toho vyplýva, že povrch satelitu musí byť 300*10 4-krát menší ako povrch Slnka a Sirius B musí mať priemer asi 40 000 km. Hmotnosť tejto hviezdy je však 95% hmotnosti Slnka. To znamená, že obrovské množstvo hmoty musí byť zbalené do extrémne malého objemu, inými slovami, hviezda musí byť hustá. V dôsledku jednoduchých aritmetických operácií zistíme, že hustota satelitu je takmer 100 000-krát vyššia ako hustota vody. Kubický centimeter tejto látky na Zemi by vážil 100 kg a 0,5 litra takejto látky by vážilo asi 50 ton.

Toto je príbeh o objavení prvého bieleho trpaslíka. A teraz si položíme otázku: ako sa dá látka stlačiť tak, aby z nej jeden kubický centimeter vážil 100 kg? Keď je v dôsledku vysokého tlaku hmota stlačená do vysokých hustôt, ako u bielych trpaslíkov, prichádza na rad iný typ tlaku, takzvaný „degenerovaný tlak“. Objavuje sa pri najsilnejšom stlačení hmoty v útrobách hviezdy. Je to kompresia, nie vysoké teploty, čo spôsobuje degenerovaný tlak.

Vďaka silnej kompresii sú atómy tak husto zbalené, že elektrónové obaly začnú navzájom prenikať. Gravitačné zmršťovanie bieleho trpaslíka prebieha počas dlhého časového obdobia a elektrónové obaly pokračujú vo vzájomnom prenikaní, kým vzdialenosť medzi jadrami nedosiahne rádovo polomer najmenšieho elektrónového obalu. Vnútorné elektrónové obaly sú nepreniknuteľnou bariérou, ktorá bráni ďalšiemu stláčaniu. Pri maximálnej kompresii už elektróny nie sú viazané na jednotlivé jadrá, ale voľne sa voči nim pohybujú. Proces oddeľovania elektrónov od jadier nastáva v dôsledku tlakovej ionizácie. Po dokončení ionizácie sa elektrónový oblak pohybuje vzhľadom na mriežku ťažších jadier, takže hmota bieleho trpaslíka nadobúda určité fyzikálne vlastnosti charakteristické pre kovy. V takejto látke sa energia prenáša na povrch elektrónmi, rovnako ako sa teplo rozvádza pozdĺž železnej tyče vyhrievanej z jedného konca.

Ale elektronický plyn má nezvyčajné vlastnosti. Ako sa elektróny stláčajú, ich rýchlosť sa stále viac zvyšuje, pretože, ako vieme, podľa základného fyzikálneho princípu dva elektróny nachádzajúce sa v rovnakom prvku fázového objemu nemôžu mať rovnakú energiu. Preto, aby nezaberali rovnaký objemový prvok, musia sa pohybovať obrovskými rýchlosťami. Najmenší povolený objem závisí od rozsahu rýchlostí elektrónov. V priemere však platí, že čím nižšia je rýchlosť elektrónov, tým väčší je minimálny objem, ktorý môžu zaberať. Inými slovami, najrýchlejšie elektróny zaberajú najmenší objem.

Hoci sa jednotlivé elektróny rútia rýchlosťou zodpovedajúcou vnútornej teplote rádovo miliónov stupňov, teplota celého súboru elektrónov ako celku zostáva nízka. Zistilo sa, že atómy plynu obyčajného bieleho trpaslíka tvoria mriežku husto zložených ťažkých jadier, cez ktoré sa pohybuje degenerovaný elektrónový plyn. Bližšie k povrchu hviezdy degenerácia slabne a na povrchu nie sú atómy úplne ionizované, takže časť hmoty je v obvyklom plynnom stave. Keď poznáme fyzikálne vlastnosti bielych trpaslíkov, môžeme si vytvoriť ich vizuálny model. Začnime s biely trpaslíci mať atmosféru. Analýza spektier trpaslíkov vedie k záveru, že hrúbka ich atmosféry je len niekoľko stoviek metrov. V tejto atmosfére astronómovia detegujú rôzne známe chemické prvky. známy biely trpaslíci dva druhy - studená a horúca. Atmosféra teplejších bielych trpaslíkov obsahuje určité množstvo vodíka, hoci pravdepodobne nepresahuje 0,05 %. Napriek tomu bol z čiar v spektrách týchto hviezd detegovaný vodík, hélium, vápnik, železo, uhlík a dokonca aj oxid titaničitý. Atmosféra studených bielych trpaslíkov je zložená takmer výlučne z hélia; vodík môže mať menej ako jeden atóm z milióna. Povrchové teploty bielych trpaslíkov sa pohybujú od 5 000 K pre „studené“ hviezdy do 50 000 K pre „horúce“. Pod atmosférou bieleho trpaslíka leží oblasť nedegenerovanej hmoty obsahujúca malý počet voľných elektrónov. Hrúbka tejto vrstvy je 160 km, čo je približne 1 % polomeru hviezdy. Táto vrstva sa môže časom meniť, ale priemer bieleho trpaslíka zostáva konštantný a rovná sa približne 40 000 km.

zvyčajne biely trpaslíci po dosiahnutí tohto stavu nezmenšujú veľkosť. Správajú sa ako delová guľa zahriata na vysokú teplotu; jadro môže meniť teplotu vyžarovaním energie, ale jeho rozmery zostávajú nezmenené. Čo určuje konečný priemer bieleho trpaslíka? Ukazuje sa jeho hmotnosť. Čím väčšia je hmotnosť bieleho trpaslíka, tým menší je jeho polomer; minimálny možný polomer je 10 000 km. Teoreticky, ak hmotnosť bieleho trpaslíka prevyšuje hmotnosť Slnka 1,2-krát, jeho polomer môže byť nekonečne malý. Je to tlak degenerovaného elektrónového plynu, ktorý bráni hviezde v akejkoľvek ďalšej kompresii, a hoci sa teplota v jadre hviezdy môže meniť od miliónov stupňov po nulu na povrchu, jej priemer sa nemení. Postupom času sa z hviezdy stane tmavé teleso s rovnakým priemerom, aký mala, keď vstúpila do štádia bieleho trpaslíka. Pod vrchnou vrstvou hviezdy je degenerovaný plyn prakticky izotermický, to znamená, že teplota je takmer konštantná až do samotného stredu hviezdy; je to niekoľko miliónov stupňov - najrealistickejší údaj je 6 miliónov K.

Teraz, keď máme nejaké predstavy o štruktúre bieleho trpaslíka, vyvstáva otázka: Prečo to svieti? Jedno je jasné: termonukleárne reakcie sú vylúčené. Vo vnútri bieleho trpaslíka nie je žiadny vodík, ktorý by podporoval tento mechanizmus výroby energie. Jediný druh energie, ktorý má biely trpaslík, je tepelná energia. Jadrá atómov sú v náhodnom pohybe, pretože sú rozptýlené degenerovaným elektrónovým plynom. Postupom času sa pohyb jadier spomaľuje, čo je ekvivalentné procesu ochladzovania. Elektrónový plyn, ktorý sa nepodobá žiadnemu známemu plynu na Zemi, je výnimočne tepelne vodivý a elektróny vedú tepelnú energiu k povrchu, kde je vyžarovaná cez atmosféru do vesmíru.

Astronómovia porovnávajú proces chladenia horúceho bieleho trpaslíka s procesom ochladzovania železnej tyče vytiahnutej z ohňa. Biely trpaslík sa spočiatku rýchlo ochladí, no s poklesom teploty v jeho vnútri sa ochladzovanie spomaľuje. Podľa odhadov počas prvých stoviek miliónov rokov klesne svietivosť bieleho trpaslíka o 1 % svietivosti Slnka.

Nakoniec musí biely trpaslík zmiznúť a stať sa čiernym trpaslíkom., ale to môže trvať bilióny rokov a podľa mnohých vedcov sa zdá veľmi pochybné, že vek vesmíru bol dostatočne starý na to, aby sa v ňom objavili čierni trpaslíci. Iní astronómovia sa domnievajú, že aj v počiatočnej fáze, keď je biely trpaslík ešte dosť horúci, je rýchlosť ochladzovania nízka. A keď teplota jeho povrchu klesne na hodnotu rádovo teploty Slnka, rýchlosť ochladzovania sa zvýši a zánik nastáva veľmi rýchlo. Keď vnútro bieleho trpaslíka dostatočne vychladne, stuhne. Tak či onak, ak predpokladáme, že vek Vesmíru presahuje 10 miliárd rokov, červených trpaslíkov by v ňom malo byť oveľa viac ako bielych. Astronómovia to vedia a hľadajú červených trpaslíkov.

Doteraz boli neúspešní. Hmotnosti bielych trpaslíkov neboli dostatočne presne určené. Môžu byť spoľahlivo inštalované pre komponenty binárnych systémov, ako v prípade Sirius. Ale len pár biely trpaslíci sú súčasťou dvojhviezd. V troch najviac preštudovaných prípadoch sa hmotnosti bielych trpaslíkov, merané s presnosťou nad 10 %, ukázali byť menšie ako hmotnosť Slnka a dosahovali približne polovicu. Teoreticky by mala byť limitná hmotnosť pre úplne degenerovanú nerotujúcu hviezdu 1,2-násobok hmotnosti Slnka. Ak sa však hviezdy otáčajú, a to so všetkou pravdepodobnosťou aj rotujú, potom sú hmotnosti niekoľkonásobne väčšie ako Slnko.

Gravitačná sila na povrchu bielych trpaslíkov je asi 60-70 krát väčšia ako na Slnku. Ak človek na Zemi váži 75 kg, tak na Slnku by vážil 2 tony a na povrchu bieleho trpaslíka by jeho hmotnosť bola 120 – 140 ton. Ak vezmeme do úvahy skutočnosť, že polomery bielych trpaslíkov sa líšia len málo a ich hmotnosti sú takmer rovnaké, môžeme konštatovať, že gravitačná sila na povrchu akéhokoľvek bieleho trpaslíka je približne rovnaká. Vo vesmíre je veľa bielych trpaslíkov. Kedysi boli považované za vzácne, ale starostlivé štúdium fotografických platní získaných na observatóriu Mount Palomar ukázalo, že ich počet presahuje 1500. Astronómovia sa domnievajú, že frekvencia bielych trpaslíkov bola konštantná, prinajmenšom za posledných 5 miliárd rokov. Možno, biely trpaslíci tvoria najpočetnejšiu triedu objektov na oblohe.

Bolo možné odhadnúť priestorovú hustotu bielych trpaslíkov: ukázalo sa, že v gule s polomerom 30 svetelných rokov by malo byť asi 100 takýchto hviezd. Vynára sa otázka: stávajú sa všetky hviezdy na konci svojej evolučnej cesty bielymi trpaslíkmi? Ak nie, aký podiel hviezd prejde do štádia bieleho trpaslíka? Najdôležitejší krok pri riešení problému bol urobený, keď astronómovia zakreslili polohu centrálnych hviezd planetárnych hmlovín do diagramu teploty a svietivosti. Aby ste pochopili vlastnosti hviezd nachádzajúcich sa v strede planetárnych hmlovín, zvážte tieto nebeské telesá. Na fotografiách planetárna hmlovina vyzerá ako predĺžená elipsoidná masa plynov so slabou, ale horúcou hviezdou v strede. V skutočnosti je táto hmota komplexnou turbulentnou, sústrednou škrupinou, ktorá sa rozpína ​​rýchlosťou 15-50 km/s. Hoci tieto útvary vyzerajú ako prstence, v skutočnosti sú to škrupiny a rýchlosť turbulentného pohybu plynu v nich dosahuje asi 120 km/s. Ukázalo sa, že priemery niekoľkých planetárnych hmlovín, ku ktorým bolo možné zmerať vzdialenosť, sú rádovo 1 svetelný rok, teda asi 10 biliónov kilometrov.

Plyn v škrupinách sa expanduje vyššie uvedenými rýchlosťami a stáva sa veľmi riedkym a nemôže byť vzrušený, a preto ho po 100 000 rokoch nemožno vidieť. Mnoho planetárnych hmlovín, ktoré dnes pozorujeme, sa zrodilo za posledných 50 000 rokov a ich typický vek sa blíži k 20 000 rokom. Centrálne hviezdy takýchto hmlovín sú najhorúcejšie objekty známe v prírode. Ich povrchová teplota sa pohybuje od 50 000 do 1 milióna stupňov Celzia. K. V dôsledku nezvyčajne vysokých teplôt pochádza väčšina žiarenia hviezdy zo vzdialenej ultrafialovej oblasti elektromagnetického spektra.

Toto je ultrafialové žiarenie je absorbované, je premieňaný a opätovne emitovaný plynom z obalu vo viditeľnej oblasti spektra, čo nám umožňuje pozorovať obal. To znamená, že škrupiny sú oveľa jasnejšie ako centrálne hviezdy – ktoré sú vlastne zdrojom energie – keďže obrovské množstvo žiarenia hviezdy dopadá na neviditeľnú časť spektra. Z rozboru charakteristík centrálnych hviezd planetárnych hmlovín vyplýva, že typická hodnota ich hmotnosti je v rozmedzí 0,6-1 hmotnosti Slnka. A na syntézu ťažkých prvkov v útrobách hviezdy sú potrebné veľké masy. Množstvo vodíka v týchto hviezdach je zanedbateľné. Plynové obaly sú však bohaté na vodík a hélium.

Niektorí astronómovia tomu veria 50-95% všetkých bielych trpaslíkov nepochádza z planetárnych hmlovín. Zatiaľ čo niektorí bieli trpaslíci sú úplne spojení s planetárnymi hmlovinami, aspoň polovica alebo viac z nich pochádza z normálnych hviezd hlavnej postupnosti, ktoré neprechádzajú fázou planetárnych hmlovín. Úplný obraz tvorby bieleho trpaslíka je zahmlený a neistý. Chýba toľko detailov, že popis evolučného procesu možno v najlepšom prípade zostaviť iba logickým odvodením. Všeobecný záver je však takýto: mnohé hviezdy strácajú časť hmoty na ceste do svojho finále, podobne ako v štádiu bieleho trpaslíka, a potom sa v podobe čiernych, neviditeľných trpaslíkov skrývajú na nebeských „cintoríkoch“. Ak je hmotnosť hviezdy približne dvojnásobkom hmotnosti Slnka, potom takéto hviezdy strácajú svoju stabilitu v posledných fázach svojho vývoja. Takéto hviezdy môžu explodovať ako supernovy, a potom sa zmenšiť na veľkosť guľôčok s polomerom niekoľkých kilometrov, t.j. premeniť na neutrónové hviezdy.

Objav bielych trpaslíkov

Prvým objaveným bielym trpaslíkom bola hviezda 40 Eridani B v trojitom systéme 40 Eridani, ktorú William Herschel zaradil do katalógu dvojhviezd už v roku 1785. V roku 1910 Henry Norris Russell upozornil na anomálne nízku svietivosť 40 Eridani B pri jej vysokej farebnej teplote, čo následne poslúžilo na oddelenie takýchto hviezd do samostatnej triedy bielych trpaslíkov.

Sirius B a Procyon B boli druhým a tretím objaveným bielym trpaslíkom. V roku 1844 riaditeľ Königsbergského observatória Friedrich Bessel pri analýze pozorovacích údajov, ktoré sa vykonávali od roku 1755, zistil, že Sírius, najjasnejšia hviezda na zemskej oblohe, a Procyon sa periodicky, aj keď veľmi slabo, odchyľujú od priamočiarej trajektórie. pohyb v nebeskej sfére. Bessel prišiel na to, že každý z nich musí mať blízkeho spoločníka. Správa bola privítaná skepticky, keďže slabý spoločník zostal nepozorovateľný a jeho hmotnosť musela byť dosť veľká – porovnateľná s hmotnosťou Siriusa a Procyonu, resp.

Paradox hustoty

„Bol som so svojím priateľom... profesorom E. Pickeringom na obchodnej návšteve. S charakteristickou láskavosťou sa ponúkol, že vezme spektrá všetkých hviezd, ktoré sme s Hincksom pozorovali... aby sme určili ich paralaxy. Tento kus zdanlivo rutinnej práce sa ukázal ako celkom plodný – viedol k zisteniu, že všetky hviezdy veľmi malej absolútnej veľkosti (t.j. nízkej svietivosti) majú spektrálny typ M (t.j. veľmi nízku povrchovú teplotu). Pamätám si, že počas diskusie o tejto otázke som sa Pickeringa pýtal na nejaké ďalšie slabé hviezdy..., pričom som spomenul najmä 40 Eridanus B . Svojím charakteristickým spôsobom okamžite poslal dopyt do kancelárie (Harvardského observatória) a čoskoro prišla odpoveď (myslím, že od pani Flemingovej), že spektrum tejto hviezdy je A (t. j. vysoká povrchová teplota) . Dokonca aj v tých paleozoických časoch som o týchto veciach vedel dosť, aby som si okamžite uvedomil, že existuje extrémny nesúlad medzi tým, čo by sme potom nazvali „možnými“ hodnotami jasu a hustoty povrchu. Zjavne som sa netajil tým, že ma táto výnimka z toho, čo sa zdalo byť úplne normálnym pravidlom pre vlastnosti hviezd, nielen prekvapila, ale doslova udrela. Pickering sa na mňa usmial a povedal: „Práve takéto výnimky vedú k rozšíreniu našich vedomostí“ – a bieli trpaslíci vstúpili do sveta skúmaných“

Russellovo prekvapenie je celkom pochopiteľné: 40 Eridani B patrí k relatívne blízkym hviezdam a pozorovaná paralaxa sa dá použiť na presné určenie vzdialenosti k nej, a teda aj svietivosti. Svietivosť 40 Eridani B sa ukázala byť anomálne nízka pre jeho spektrálny typ - bieli trpaslíci tvorili novú oblasť na G-R diagrame. Táto kombinácia svietivosti, hmotnosti a teploty bola nepochopiteľná a nedala sa vysvetliť v rámci štandardného modelu štruktúry hviezd hlavnej postupnosti vyvinutého v 20. rokoch 20. storočia.

Vysoká hustota bielych trpaslíkov zostala nevysvetliteľná v rámci klasickej fyziky a astronómie a našla vysvetlenie až v rámci kvantovej mechaniky po objavení sa Fermi-Diracových štatistík. V roku 1926 Fowler vo svojom článku „O hustej hmote“ ( "O hustej hmote", Mesačné poznámky R. Astron. soc. 87, 114-122) ukázali, že na rozdiel od hviezd hlavnej postupnosti, pre ktoré je stavová rovnica založená na modeli ideálneho plynu (štandardný Eddingtonov model), u bielych trpaslíkov sú hustota a tlak hmoty určené vlastnosťami degenerovaného elektrónového plynu. (Fermiho plyn).

Ďalším krokom k vysvetleniu podstaty bielych trpaslíkov bola práca Yakova Frenkela, E. Stonera ?! a Chandrasekara. V roku 1928 Frenkel poukázal na to, že pre bielych trpaslíkov musí existovať horná hranica hmotnosti, to znamená, že tieto hviezdy s hmotnosťou nad určitou hranicou sú nestabilné a musia sa zrútiť. K rovnakému záveru nezávisle dospel v roku 1930 E. Stoner, ktorý uviedol správny odhad obmedzujúcej hmotnosti. Presnejšie, v roku 1931 to vypočítal Chandrasekhar vo svojej práci „Maximálna hmotnosť ideálneho bieleho trpaslíka“ ( "Maximálna hmotnosť ideálnych bielych trpaslíkov", Astroph. J. 74, 81-82) (limit Chandrasekhar) a nezávisle od nej v roku 1932 L. D. Landau .

Pôvod bielych trpaslíkov

Fowlerovo riešenie vysvetlilo vnútornú stavbu bielych trpaslíkov, ale neobjasnilo mechanizmus ich vzniku. Pri vysvetľovaní genézy bielych trpaslíkov zohrali kľúčovú úlohu dve myšlienky: myšlienka astronóma Ernsta Epika, že červení obri vznikajú z hviezd hlavnej postupnosti v dôsledku spaľovania jadrového paliva, a predpoklad astronóma Vasilija Fesenkova, ktorý vznikol v krátkom čase. po druhej svetovej vojne by hviezdy hlavnej postupnosti mali stratiť hmotnosť a takáto strata hmotnosti by mala mať významný vplyv na vývoj hviezd. Tieto predpoklady sa plne potvrdili.

Reakcia trojitého hélia a izotermické jadrá červených obrov

Pri evolúcii hviezd hlavnej postupnosti dochádza k „spaľovaniu“ vodíka – nukleosyntéze za vzniku hélia (pozri Betheho cyklus). Takéto vyhorenie vedie k zastaveniu uvoľňovania energie v centrálnych častiach hviezdy, kompresii, a teda k zvýšeniu teploty a hustoty v jej jadre. Zvýšenie teploty a hustoty v jadre hviezdy vedie k podmienkam, v ktorých sa aktivuje nový zdroj termonukleárnej energie: vyhorenie hélia (trojitá héliová reakcia alebo proces trojitého alfa), ktoré je charakteristické pre červených obrov a supergiantov.

Pri teplotách rádovo 10 8 K je kinetická energia jadier hélia dostatočne vysoká na to, aby prekonala Coulombovu bariéru: dve jadrá hélia ( 4 He , častice alfa) sa môžu zlúčiť a vytvoriť nestabilný izotop berýlia 8 Be:

2 4 He + 2 4 He → 4 8 Buď . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (On))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Be)).)

Väčšina 8 Be sa opäť rozpadne na dve častice alfa, ale keď sa 8 Be zrazí s vysokoenergetickou časticou alfa, môže vzniknúť stabilné uhlíkové jadro 12 C:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ šípka doprava ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

Napriek veľmi nízkej rovnovážnej koncentrácii 8 Be (napríklad pri teplote ~10 8 K je pomer koncentrácií [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10), rýchlosť trojitá héliová reakcia je dostatočná na dosiahnutie novej hydrostatickej rovnováhy v horúcom jadre hviezdy. Teplotná závislosť uvoľnenej energie pri reakcii trojitého hélia je extrémne vysoká, teda pre teplotný rozsah T (\displaystyle T)~1-2⋅10 8 K uvoľnenie energie ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha)):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \over (10^(8)))\right)^(30),)

kde Y (\displaystyle Y)- čiastočná koncentrácia hélia v jadre (v uvažovanom prípade „vyhorenia“ vodíka sa blíži k jednotke).

Treba však poznamenať, že reakcia trojitého hélia je charakterizovaná oveľa nižším uvoľňovaním energie ako Betheho cyklus: z hľadiska jednotkovej hmotnosti uvoľňovanie energie pri „spaľovaní“ hélia je viac ako 10-krát nižšie ako pri „spaľovaní“ vodíka. Keďže hélium vyhorí a zdroj energie v jadre sa vyčerpá, sú možné aj zložitejšie nukleosyntetické reakcie, avšak po prvé, takéto reakcie vyžadujú čoraz vyššie teploty a po druhé, uvoľnenie energie na jednotku hmotnosti pri takýchto reakciách klesá s hmotnosťou. počet jadier zapojených do reakcie.

Ďalším faktorom, ktorý zjavne ovplyvňuje vývoj jadier červených obrov, je kombinácia vysokej teplotnej citlivosti reakcie trojitého hélia a fúznych reakcií ťažších jadier s mechanizmom chladenie neutrín: pri vysokých teplotách a tlakoch je možný rozptyl fotónov elektrónmi s tvorbou neutrínových-antineutrínových párov, ktoré voľne odvádzajú energiu z jadra: hviezda je pre ne priehľadná. Rýchlosť takých objemový chladenie neutrín, na rozdiel od klasického povrchný ochladzovanie fotónov nie je obmedzené procesmi prenosu energie z vnútra hviezdy do jej fotosféry. V dôsledku nukleosyntetickej reakcie v jadre hviezdy sa dosiahne nová rovnováha charakterizovaná rovnakou teplotou jadra: izotermické jadro(obr. 2).

V prípade červených obrov s relatívne malou hmotnosťou (rádu slnka) sa izotermické jadrá skladajú najmä z hélia, v prípade hmotnejších hviezd z uhlíka a ťažších prvkov. V každom prípade je však hustota takéhoto izotermického jadra taká vysoká, že vzdialenosti medzi elektrónmi plazmy tvoriacej jadro sú úmerné ich De Broglieho vlnovej dĺžke. λ = h / mv (\displaystyle \lambda =h/mv), to znamená, že sú splnené podmienky pre degeneráciu elektrónového plynu. Výpočty ukazujú, že hustota izotermických jadier zodpovedá hustote bielych trpaslíkov, t.j. Jadrá červených obrov sú bieli trpaslíci..

Pre bielych trpaslíkov teda existuje horná hranica hmotnosti. Zaujímavosťou je, že podobná spodná hranica existuje aj pre pozorovaných bielych trpaslíkov: keďže rýchlosť vývoja hviezd je úmerná ich hmotnosti, môžeme bielych trpaslíkov s nízkou hmotnosťou pozorovať ako pozostatky iba tých hviezd, ktoré sa stihli vyvinúť v čase od začiatočného obdobie vzniku hviezd vesmíru až po súčasnosť.

Vlastnosti spektra a spektrálnej klasifikácie

Bieli trpaslíci sú zaradení do samostatnej spektrálnej triedy D (z anglického Dwarf - trpaslík), v súčasnosti sa používa klasifikácia, ktorá odráža znaky spektier bielych trpaslíkov, ktorú v roku 1983 navrhol Edward Sion; v tejto klasifikácii je spektrálny typ zapísaný v nasledujúcom formáte:

D [podtrieda] [vlastnosti spektra] [teplotný index],

sú definované nasledujúce podtriedy:

• DA - čiary Balmerovho radu vodíka sú prítomné v spektre, čiary hélia nie sú pozorované;
• DB - v spektre sú prítomné héliové He I čiary, chýbajú vodíkové alebo kovové čiary;
• DC - spojité spektrum bez absorpčných čiar;
• DO - v spektre sú prítomné silné héliové línie He II, môžu byť prítomné aj línie He I a H;
• DZ - iba kovové vedenia, žiadne H alebo He vedenia;
• DQ - línie uhlíka, vrátane molekulového C2;

a spektrálne vlastnosti:

• P - pozorovaná polarizácia svetla v magnetickom poli;
• H - polarizácia v prítomnosti magnetického poľa nie je pozorovaná;
• V - hviezdy typu ZZ Keta alebo iní premenliví bieli trpaslíci;
• X - Zvláštne alebo neklasifikované spektrá.

Evolúcia bielych trpaslíkov

Bieli trpaslíci začínajú svoju evolúciu ako odhalené degenerované jadrá červených obrov, ktorí zhodili svoju schránku – teda ako centrálne hviezdy mladých planetárnych hmlovín. Teploty fotosfér jadier mladých planetárnych hmlovín sú extrémne vysoké – napríklad teplota centrálnej hviezdy hmloviny NGC 7293 sa pohybuje od 90 000 K (odhadom z absorpčných čiar) do 130 000 K (odhadom z röntgenového žiarenia). spektrum). Pri takýchto teplotách tvorí väčšinu spektra tvrdé ultrafialové a mäkké röntgenové lúče.

Pozorovaní bieli trpaslíci sa zároveň v ich spektrách delia najmä na dve veľké skupiny – „vodíkový“ spektrálny typ DA, v ktorých spektrách sa nenachádzajú héliové čiary, ktoré tvoria ~ 80 % populácie bielych trpaslíkov. a "héliový" spektrálny typ DB bez vodíkových čiar v spektrách, ktoré tvoria väčšinu zostávajúcich 20% populácie. Dôvod tohto rozdielu v zložení atmosfér bielych trpaslíkov zostal dlho nejasný. V roku 1984 Iko Iben zvažoval scenáre „odchodu“ bielych trpaslíkov z pulzujúcich červených obrov nachádzajúcich sa na asymptotickej obrie vetvi, v rôznych fázach pulzácie. V neskorom štádiu evolúcie tvoria červení obri s hmotnosťou do desať hmotností Slnka v dôsledku „vyhorenia“ jadra hélia degenerované jadro pozostávajúce hlavne z uhlíka a ťažších prvkov, obklopené nedegenerovaným jadrom. héliový listový zdroj, v ktorom prebieha trojitá héliová reakcia. Nad ním je zasa umiestnený vrstvený zdroj vodíka, v ktorom prebiehajú termonukleárne reakcie Betheho cyklu premeny vodíka na hélium, obklopené vodíkovým plášťom; teda externý zdroj vodíkovej vrstvy je "výrobcom" hélia pre zdroj héliovej vrstvy. Spaľovanie hélia vo vrstvenom zdroji podlieha tepelnej nestabilite v dôsledku jeho extrémne vysokej teplotnej závislosti, čo je umocnené vyššou rýchlosťou konverzie vodíka na hélium v ​​porovnaní s rýchlosťou vyhorenia hélia; výsledkom je akumulácia hélia, jeho stlačenie až po začiatok degenerácie, prudké zvýšenie rýchlosti reakcie trojitého hélia a rozvoj vrstvený héliový záblesk.

V extrémne krátkom čase (~30 rokov) sa svietivosť zdroja hélia natoľko zvýši, že spaľovanie hélia prejde do konvekčného režimu, vrstva sa roztiahne a vytlačí zdroj vrstvy vodíka smerom von, čo vedie k jeho ochladzovaniu a zastaveniu vodíka. spaľovanie. Po vyhorení prebytočného hélia pri výbuchu sa svietivosť héliovej vrstvy zníži, vonkajšie vodíkové vrstvy červeného obra sa zmenšia a zdroj vodíkovej vrstvy sa opäť zapáli.

Iben navrhol, že pulzujúci červený obr by mohol zhodiť svoju škrupinu a vytvoriť planetárnu hmlovinu, a to ako vo fáze héliového záblesku, tak aj v pokojovej fáze s aktívnym vrstveným zdrojom vodíka, a keďže povrch oddeľovania škrupiny závisí od fázy, kedy je škrupina počas héliového záblesku sa obnaží „héliový“ biely trpaslík spektrálneho typu DB a keď je obal vyvrhnutý obrom s aktívnym listovým zdrojom vodíka, obnaží sa „vodíkový“ trpaslík DA; trvanie héliového záblesku je asi 20 % trvania pulzačného cyklu, čo vysvetľuje pomer vodíkových a héliových trpaslíkov DA:DB ~ 80:20.

Veľké hviezdy (7-10-krát ťažšie ako Slnko) v určitom bode „spália“ vodík, hélium a uhlík a premenia sa na bielych trpaslíkov s jadrom bohatým na kyslík. Hviezdy SDSS 0922+2928 a SDSS 1102+2054 s atmosférou obsahujúcou kyslík to potvrdzujú.

Keďže bieli trpaslíci sú zbavení vlastných termonukleárnych zdrojov energie, vyžarujú na úkor svojich tepelných rezerv. Sila žiarenia absolútne čierneho telesa (integrovaná sila v celom spektre) na jednotku plochy je úmerná štvrtej mocnine telesnej teploty:

j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)

kde j (\displaystyle j) je výkon na jednotku plochy vyžarujúceho povrchu a σ (\displaystyle \sigma )- konštantný Stefan - Boltzmann .

Ako už bolo uvedené, teplota nie je zahrnutá v stavovej rovnici degenerovaného elektrónového plynu - to znamená, že polomer bieleho trpaslíka a vyžarujúca plocha zostávajú nezmenené: v dôsledku toho po prvé, pre bielych trpaslíkov neexistuje žiadna hmotnosť - závislosť svietivosti, existuje však závislosť od veku a svietivosti iba od teploty, ale nie od plochy vyžarujúceho povrchu), a po druhé, superhorúci mladí bieli trpaslíci sa musia pomerne rýchlo ochladiť, pretože tok žiarenia, a teda aj rýchlosť chladenia, je úmerná štvrtej mocnine teploty.

V limite, po desiatkach miliárd rokov ochladzovania, by sa mal každý biely trpaslík zmeniť na takzvaného Čierneho trpaslíka (nevyžarujúceho viditeľné svetlo). Hoci doteraz neboli vo vesmíre pozorované žiadne takéto objekty (podľa niektorých [ čo?] výpočty, na ochladenie bieleho trpaslíka na teplotu 5 K je potrebných minimálne 10 15 rokov, keďže čas, ktorý uplynul od vzniku prvých hviezd vo vesmíre, je (podľa moderných predstáv) približne 13 miliárd rokov. , no niektorí bieli trpaslíci sa už ochladili na teploty pod 4000 kelvinov (napríklad bieli trpaslíci WD 0346+246 a SDSS J110217, 48+411315.4 s teplotami 3700-3800 K a spektrálny typ M0 vo vzdialenosti cca 1 svetelných rokov Slnko), čo spolu s ich malými rozmermi veľmi sťažuje ich detekciu.

Astronomické javy zahŕňajúce bielych trpaslíkov

Röntgenové žiarenie z bielych trpaslíkov

Povrchová teplota mladých bielych trpaslíkov, izotropných jadier hviezd po vyvrhnutí škrupiny, je veľmi vysoká - viac ako 2⋅10 5 K , avšak vplyvom žiarenia z povrchu pomerne rýchlo klesá. Takéto veľmi mladé biele trpaslíky sú pozorované v röntgenovej oblasti (napríklad pozorovania bieleho trpaslíka HZ 43 družicou ROSAT). V röntgenovej oblasti svietivosť bielych trpaslíkov prevyšuje svietivosť hviezd hlavnej postupnosti: na ilustráciu môžu poslúžiť snímky Síria zhotovené röntgenovým ďalekohľadom Chandra (pozri obr. 10) - na nich je biely trpaslík Sirius B vyzerá jasnejšie ako Sirius A spektrálnej triedy A1, ktorý je v optickom rozsahu ~ 10 000-krát jasnejší ako Sirius B.

Povrchová teplota najhorúcejších bielych trpaslíkov je 7⋅10 4 K, najchladnejšia je menej ako 4⋅10 3 K (pozri napr. Star van Maanen a WD 0346+246 s SDSS J110217, 48+411311, typ M05.4 spektrálne .

Charakteristickým znakom žiarenia bielych trpaslíkov v oblasti röntgenového žiarenia je skutočnosť, že hlavným zdrojom röntgenového žiarenia je pre nich fotosféra, ktorá ich výrazne odlišuje od „normálnych“ hviezd: v tých druhých koruna vyžaruje X. - lúče, zahriate na niekoľko miliónov kelvinov a teplota fotosféry je príliš nízka na emisiu röntgenových lúčov.

Akrécia na bielych trpaslíkov v binárnych systémoch

Počas evolúcie hviezd rôznych hmotností v binárnych systémoch nie sú rýchlosti evolúcie zložiek rovnaké, zatiaľ čo hmotnejšia zložka sa môže vyvinúť na bieleho trpaslíka, zatiaľ čo menej hmotná zložka môže v tomto čase zostať v hlavnej postupnosti. . Na druhej strane, keď menej hmotná zložka opúšťa hlavnú sekvenciu počas evolúcie a presúva sa do vetvy červeného obra, veľkosť vyvíjajúcej sa hviezdy začína rásť, až kým nevyplní svoj lalok Roche. Keďže Rocheove laloky komponentov binárneho systému sú v kontakte v Lagrangeovom bode L 1 , v tomto štádiu vývoja menej hmotnej zložky, ktorej cez bod L 1 prebieha tok hmoty z červeného obra do začína Rocheov lalok bieleho trpaslíka a ďalšie narastanie hmoty bohatej na vodík na jeho povrchu (pozri obr. 11), čo vedie k množstvu astronomických javov:

• Nestacionárne pribúdanie na bielych trpaslíkoch, ak je spoločníkom masívny červený trpaslík, vedie k vzniku trpasličích nov (hviezdy typu U Gem (UG)) a katastrofických premenných hviezd podobných novám.
• Akrécia na bielych trpaslíkoch, ktorí majú silné magnetické pole, smeruje do oblasti magnetických pólov bieleho trpaslíka a cyklotrónový mechanizmus žiarenia pribúdajúcej plazmy v blízkych polárnych oblastiach magnetického poľa trpaslíka spôsobuje silné polarizácia žiarenia vo viditeľnej oblasti (polárne a stredné polárne).
• Nahromadenie hmoty bohatej na vodík na bielych trpaslíkoch vedie k jej akumulácii na povrchu (pozostávajúcom hlavne z hélia) a zahrievaniu na teploty fúznej reakcie hélia, čo v prípade tepelnej nestability vedie k explózii pozorovanej ako záblesk.

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. V ďalekohľade sú farebné rozdiely zreteľnejšie. Dôvod tejto rozmanitosti spočíva v teplote fotosféry. A na rozdiel od logického predpokladu, najhorúcejšie nie sú červené, ale modré, bielo-modré a biele hviezdy. Ale najprv to.

Spektrálna klasifikácia

Hviezdy sú obrovské horúce gule plynu. Spôsob, akým ich vidíme zo Zeme, závisí od mnohých parametrov. Napríklad hviezdy v skutočnosti neblikajú. Dá sa o tom veľmi ľahko presvedčiť: 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 viditeľnej, ale rozdiel je zvyčajne malý.

Dnes sa na celom svete používa Harvardská spektrálna klasifikácia hviezd. Je to teplotná a je založená na tvare 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 vyholený Angličan žuval datle ako mrkvu." K týmto triedam sa pridávajú ďalšie dve. Písmená C a S označujú studené svietidlá s pásmi oxidu kovu v spektre. Zvážte hviezdne triedy podrobnejšie:

• Trieda O sa vyznačuje najvyššou povrchovou teplotou (od 30 do 60 tisíc Kelvinov). Hviezdy tohto typu prevyšujú hmotnosť Slnka 60-krát a polomer 15-krát. Ich viditeľná farba je modrá. Čo sa týka svietivosti, sú pred našou hviezdou viac ako miliónkrát. Modrá hviezda HD93129A, patriaca do tejto triedy, sa vyznačuje jednou z najvyšších svietivostí spomedzi známych kozmických telies. Podľa tohto ukazovateľa je pred Slnkom 5 miliónov krát. 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 rovnaký parameter Slnka. Ide o bielo-modré 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 presahujúcou 2,1 a 3,1-násobok podobných parametrov Slnka. Toto sú biele hviezdy.
• Trieda F: teplota 6000-7500 K. Hmotnosť je 1,7-krát väčšia ako Slnko, polomer je 1,3. Zo Zeme vyzerajú takéto hviezdy aj biele, ich skutočná farba je žltkastobiela.
• 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, sú 0,9 a 0,8 zodpovedajúcich parametrov hviezdy. Farba týchto hviezd pri pohľade zo Zeme je žltooranžová.
• Trieda M: teplota 2-3,5 tisíc Kelvinov. Hmotnosť a polomer sú 0,3 a 0,4 podobných parametrov Slnka. Z povrchu našej planéty vyzerajú červeno-oranžovo. Beta Andromedae a Alpha Chanterelles patria do triedy M. Jasná červená hviezda, ktorú mnohí poznajú, je Betelgeuse (Alpha 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. Počty hviezd označujú príslušnosť k určitému spektrálnemu typu a stupeň zahrievania fotosféry v porovnaní s inými svietidlami v skupine. Napríklad Slnko patrí do triedy G2.

vizuálne biele

Triedy hviezd B až F teda môžu zo Zeme vyzerať ako biele. A toto sfarbenie majú v skutočnosti len predmety patriace do A-typu. Pozorovateľovi, ktorý nie je vyzbrojený ďalekohľadom, sa teda hviezda Saif (súhvezdie Orion) a Algol (beta Perseus) bude zdať biela. Patria do spektrálnej triedy B. Ich skutočná farba je modro-biela. Biele sa javia aj Mythrax a Procyon, najjasnejšie hviezdy na nebeských kresbách Persea a Malého psa. Ich skutočná farba je však bližšie k žltej (trieda F).

Prečo sú hviezdy biele pre pozemského pozorovateľa? Farba je skreslená v dôsledku obrovskej vzdialenosti oddeľujúcej našu planétu od podobných objektov, ako aj objemných oblakov prachu a plynu, ktoré sa často nachádzajú vo vesmíre.

trieda A

Biele hviezdy sa vyznačujú nie tak vysokou teplotou ako predstavitelia tried O a B. Ich fotosféra sa zahrieva na 7,5-10 tisíc Kelvinov. Hviezdy spektrálnej triedy A sú oveľa väčšie ako Slnko. Väčšia je aj ich svietivosť – asi 80-krát.

V spektrách hviezd A sú výrazne výrazné vodíkové čiary Balmerovho radu. Čiary ostatných prvkov sú citeľne slabšie, no stávajú sa výraznejšími, keď prechádzate 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 skôr vzácne hviezdy typu Bootes lambda sa vyznačujú nedostatkom ťažkých kovov a veľmi pomalou rotáciou. K zvláštnym svietidlám patria aj bieli trpaslíci.

Trieda A zahŕňa také jasné objekty na nočnej oblohe ako Sirius, Menkalinan, Aliot, Castor a ďalšie. Poďme ich lepšie spoznať.

Alpha Canis major

Sirius je najjasnejšia, aj keď nie najbližšia hviezda na oblohe. Jeho vzdialenosť je 8,6 svetelných rokov. Pre pozemského pozorovateľa sa zdá byť taký jasný, pretože má pôsobivú veľkosť a napriek tomu nie je tak vzdialený ako mnohé iné veľké a jasné objekty. Najbližšia hviezda k Slnku je Sirius v tomto zozname je na piatom mieste.

Vzťahuje sa a je systémom dvoch komponentov. Sirius A a Sirius B sú oddelené 20 astronomickými jednotkami a rotujú s periódou necelých 50 rokov. Prvá zložka systému, hviezda hlavnej postupnosti, patrí do spektrálneho typu A1. Jeho hmotnosť je dvakrát väčšia ako Slnko a jeho polomer je 1,7-krát. Dá sa pozorovať voľným okom zo Zeme.

Druhou zložkou systému je biely trpaslík. Hviezda Sírius B sa hmotou takmer vyrovná nášmu svietidlu, čo nie je pre takéto objekty typické. Bieli trpaslíci sa zvyčajne vyznačujú hmotnosťou 0,6 až 0,7 hmotnosti Slnka. Rozmery Síria B sú zároveň blízke pozemským. Predpokladá sa, že štádium bieleho trpaslíka začalo pre túto hviezdu asi pred 120 miliónmi rokov. Keď sa Sirius B nachádzal na hlavnej sekvencii, bolo to pravdepodobne svietidlo s hmotnosťou 5 hmotností Slnka a patrilo 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 mená sú uvedené nižšie, sú dobre známe nielen ľuďom, ktorí majú radi astronómiu kvôli ich jasu a častému uvádzaniu na stránkach sci-fi literatúry. Altair je jedným z tých svietidiel. Alpha Eagle nájdeme napríklad u Stevena Kinga. Na nočnej oblohe je táto hviezda dobre viditeľná vďaka svojej jasnosti a relatívnej blízkosti. 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 vykoná jednu rotáciu okolo svojej osi za menej ako deväť hodín. Rýchlosť rotácie v blízkosti rovníka je 286 km/s. V dôsledku toho bude „svižný“ Altair sploštený od 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 Shield.

Alfa Lyrae

Vega je po Slnku najštudovanejšia hviezda. Alpha Lyrae je prvou hviezdou, ktorej spektrum bolo určené. Stala sa tiež druhým svietidlom po Slnku zachytenom na fotografii. Vega bola tiež medzi prvými hviezdami, ku ktorým vedci merali vzdialenosť pomocou metódy parlax. Pri určovaní magnitúd iných objektov sa jas hviezdy dlho bral ako 0.

Lyrina alfa je dobre známa amatérskym astronómom aj jednoduchým 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, resp. Tvar hviezdy má ďaleko od dokonalej lopty. 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 disk prachu, ktorý ju obklopuje. Pravdepodobne vznikol v dôsledku veľkého počtu zrážok komét a meteoritov. Prachový kotúč obieha okolo hviezdy a je ohrievaný jej žiarením. V dôsledku toho sa zvyšuje intenzita infračerveného žiarenia Vega. Nie je to tak dávno, čo boli na disku objavené asymetrie. Ich pravdepodobné vysvetlenie 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 zodpovedajúcom zozname mu patrí 23. priečka.

Castor je viacnásobný systém pozostávajúci zo šiestich komponentov. Dva hlavné prvky (Castor A a Castor B) sa točia 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 C nebol okamžite pripojený k systému. Pôvodne bola označená ako nezávislá hviezda YY Gemini. V procese výskumu tejto oblasti oblohy sa zistilo, že toto svietidlo bolo fyzicky spojené so systémom Castor. Hviezda sa točí okolo ťažiska spoločného pre všetky zložky s periódou niekoľkých desiatok tisíc rokov a je tiež spektrálnou dvojhviezdou.

Beta Aurigae

Nebeská kresba Charioteer obsahuje asi 150 "bodov", mnohé z nich sú biele hviezdy. Názvy svietidiel veľa nepovedia človeku 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 v arabčine znamená „rameno majiteľa opraty“.

Mencalinan je ternárny systém. Jeho dve zložky sú podobri spektrálnej triedy A. Jas každého z nich prevyšuje podobný parameter Slnka 48-krát. Oddeľuje ich vzdialenosť 0,08 astronomických jednotiek. Treťou zložkou je červený trpaslík vo vzdialenosti 330 AU od páru. e.

Epsilon Ursa Major

Najjasnejším „bodom“ azda najznámejšieho súhvezdia severnej oblohy (Ursa Major) je Aliot, tiež patriaci do triedy A. Zdanlivá magnitúda je 1,76. V zozname najjasnejších svietidiel je hviezda na 33. mieste. Alioth vstupuje do asterizmu Veľkého voza a je umiestnený bližšie k miske ako iné svietidlá.

Aliotovo spektrum sa vyznačuje nezvyčajnými čiarami, ktoré kolíšu s periódou 5,1 dňa. Predpokladá sa, že znaky sú spojené s vplyvom magnetického poľa hviezdy. Kolísanie spektra podľa najnovších údajov môže nastať v dôsledku blízkosti kozmického telesa s hmotnosťou takmer 15 hmotností Jupitera. Či je to tak, je zatiaľ záhadou. Jej, ako aj iným tajomstvám hviezd, sa astronómovia snažia pochopiť každý deň.

bielych trpaslíkov

Príbeh o bielych hviezdach bude neúplný, ak nespomenieme fázu vývoja hviezd, ktorá sa označuje ako „biely trpaslík“. Takéto objekty dostali svoje meno vďaka tomu, že prvé objavené z nich patrili do spektrálnej triedy A. Išlo o Sirius B a 40 Eridani B. Bieli trpaslíci sa dnes nazývajú jednou z možností záverečnej fázy života hviezdy.

Pozrime sa podrobnejšie na životný cyklus svietidiel.

Evolúcia hviezd

Hviezdy sa nerodia za jednu noc: každá z nich prechádza niekoľkými fázami. Najprv sa mrak plynu a prachu pod vplyvom svojich začne zmenšovať.Pomaly nadobúda tvar gule, pričom sa gravitačná energia mení na teplo – teplota objektu stúpa. V momente, keď dosiahne hodnotu 20 miliónov Kelvinov, začína reakcia jadrovej fúzie. Táto etapa sa považuje za začiatok života plnohodnotnej hviezdy.

Slnká trávia väčšinu času v hlavnej sekvencii. V ich hĺbkach neustále prebiehajú reakcie cyklu vodíka. Teplota hviezd sa môže líšiť. Keď všetok vodík v jadre skončí, začína sa nová etapa evolúcie. Teraz je palivom hélium. Zároveň sa hviezda začína rozširovať. Jeho svietivosť sa zvyšuje, zatiaľ čo povrchová teplota, naopak, klesá. Hviezda opustí hlavnú sekvenciu a stane sa červeným obrom.

Hmotnosť héliového jadra sa postupne zvyšuje a začína sa zmenšovať pod vlastnou hmotnosťou. Etapa červeného obra končí oveľa rýchlejšie ako predchádzajúca. Cesta, ktorou sa bude uberať ďalší vývoj, závisí od počiatočnej hmotnosti objektu. Nízkohmotné hviezdy na stupni červeného obra začínajú napučiavať. Výsledkom tohto procesu je, že predmet zhadzuje svoje škrupiny. Vzniká aj holé jadro hviezdy. V takomto jadre sú všetky fúzne reakcie ukončené. Nazýva sa héliový biely trpaslík. Masívnejšie červené obry (do určitej hranice) sa vyvinú na uhlíkovo bielych trpaslíkov. Vo svojich jadrách majú ťažšie prvky ako hélium.

Charakteristika

Bieli trpaslíci sú telesá, ktorých hmotnosť je zvyčajne veľmi blízko k Slnku. Ich veľkosť zároveň zodpovedá zemi. Kolosálna hustota týchto kozmických telies a procesy prebiehajúce v ich hĺbkach sú z pohľadu klasickej fyziky nevysvetliteľné. Tajomstvá hviezd pomohli odhaliť kvantovú mechaniku.

Látka bielych trpaslíkov je elektrónovo-nukleárna plazma. Navrhnúť ho dokonca v laboratóriu je takmer nemožné. Preto mnohé charakteristiky takýchto predmetov zostávajú nepochopiteľné.

Aj keď budete celú noc študovať hviezdy, bez špeciálneho vybavenia sa vám nepodarí odhaliť aspoň jedného bieleho trpaslíka. Ich svietivosť je oveľa menšia ako svietivosť slnka. Podľa vedcov tvoria bieli trpaslíci približne 3 až 10 % všetkých objektov v Galaxii. Doteraz sa však našli len tie z nich, ktoré sa nenachádzajú ďalej ako 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.

Biela, červená alebo modrá hviezda sa pre pozorovateľa líši predovšetkým farbou. Astronóm sa pozerá hlbšie. Farba pre neho okamžite napovie veľa o teplote, veľkosti a hmotnosti objektu. Modrá alebo jasne modrá hviezda je obrovská horúca guľa, ktorá je 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 vysvetlených, alebo zostáva ešte neobjavených.