Начало
Термини
Звезди
Планети
Мъглявини
Галактики
Звездни купове
Комети и астероиди
Слънчевата система
Каталог NGC
Каталог на Месие
Телескопите
Учени и космонавти
Съзвездия
Космическите мисии
Време и календари
 
Новите теми в сайта
Астро-наблюдения
Астроснимка на деня
Тестове
 
 
Форуми
all.bg, dir.bg, Зв.общество
 
Обсерватории
Белоградчик, Варна, Габрово, Планетариум Варна, Рожен, Смолян, Ст.Загора
 
Клубове
ААС, Смолян, Хелиос-Хасково
 
Други
Астро магазин, ИА БАН, Инст.косм.изсл., Календар, САБ, Списание 8
 
Чужди
Къде е МКС?, Atlas, Comets, ESA, ESO, Greenwich, NASA, още...
 
Бяло джудже - (White dwarf) Последната фаза от живота на средно масивните звезди.
Бялото джудже е фаза от живота на звезда, която вече е изчерпала своя запас от водородно гориво и е преминала през етапа на червен гигант, разпръсквайки своята материя наоколо. Този процес е кратък - за период от 1000 години. На мястото на звездата остава много горещото й ядро - това е бялото джудже. Има температура около 100000 градуса (за сравнение - температурата на повърхността на Слънцето е 6000 градуса) и излъчва бяла светлина. То е много малко, има размер колкото Земята и малка яркост. Въпреки, че е с малки размери, то може да има маса, равняваща се на масата на Слънцето. В него материята е с много голяма плътност.

Всяка звезда с маса, по-малка от 1.4 слънчеви маси, се превръща в бяло джудже в края на своето съществуване. Слънцето също ще се превърне в подобен космически обект, но това ще бъде след няколко милиарда години.

Белите джуджета не са малобройна група звезди, точно обратно - техният брой в галактиката се оценява на няколко милиарда, т.е., до 10% от всички звезди в нашата звездна система. От казаното следва, че белите джуджета трябва да се образуват в резултат на някакъв закономерен процес, характерен за голяма част от звездите, т.е. доброто познаване на белите джуджета ще ни даде една по пълна представа за света на звездите и тяхната еволюция. Тези звездни обекти притежават редица странности, по-важните от които са:
  • Масата им е близка до тази на Слънцето, докато радиусите им са стотици пъти по малки. Размерите на белите джуджета са от един порядък с тези на Земята.
  • Огромна средна плътност на веществото достигаща до 106-107g/cm3 (т.е стотици тонове в един кубичен сантиметър)
  • Малка светимост, стотици и хиляди пъти по-малка от тази на Слънцето.
От всичко това се вижда, че общият модел за строежа на звездите е неприложим при белите джуджета. Най-общо защото тук явно не можем да приложим допускането, че веществото в недрата на звездата е идеален газ. Всъщност можем да се усъмним дали то изобщо е газ.

В твърдите и течни тела атомите се допират плътно със своите електронни обвивки, чиито размери са от порядъка на 10-8cm, т.е., атомните ядра, в които е съсредоточена почти цялата маса на атома не могат да се доближат на по-малко от това разстояние. От тук следва, че плътността на твърдо или течно вещество не може да надвишава стойността от 20g/cm3. Огромната плътност на веществото в недрата на белите джуджета показва, че атомните ядра се намират на много по-малко разстояние от 10-8cm. Това означава, че ядрото е отделено от електронната обвивка, т.е. това е една много плътна плазма. Разстоянието между атомните ядра е около 10-10cm. Докато размерите на самите ядра са приблизително 10-12cm. В сила е основното твърдение, че газ е такова състояние на веществото, при което разстоянието между градивните частици е по голямо от техните размери. Веществото в недрата на белите джуджета е много плътен йонизиран газ. Поради огромната му плътност, неговите физични свойства силно се различават от свойствата на идеалния. За такъв газ казваме, че е изроден. Израждането е чуждо на класическата механика и може да бъде обяснено само в рамките на квантовата механика.

Състоянието на електрона в атома се определя от четири квантови числа - главно (n), орбитално (l), магнитно (m) и спин на електрона (s). Според принципа на Паули в една произволна квантовомеханична система (примерно произволен атом) не може да има два електрона с еднакви квантови числа. Този принцип обяснява защо при нормални условия електроните в атома не заемат само ниско енергетичните състояния. В ядрата на белите джуджета обаче условията не са нормални. Там веществото е силно свито и броят на възможните състояния е по-малък от броя на електроните (в звездите от главната последователност винаги броят на възможните състояния е по-голям от броя на електроните), т.е. на определена орбита ще се намират повече от два електрона и за да е спазен принципа на Паули те трябва да имат по-високи скорости, т.е. енергии.

Характерното за такъв изроден газ е, че не е в сила Максуеловото разпределение по скорости за неговите частици. Дори да охладим такъв газ до абсолютната нула, то частиците ще запазят своите високи скорости, т.е. енергии. От тук пряко следва, че за такъв газ не е в сила зависимостта на налягането от температурата. Структурата на белите джуджета практически не зависи от тяхната температура. Нещо повече тъй като светимостта на звездите се определя от тяхната температура то при белите джуджета структурата им не зависи и от тяхната светимост. Едно бяло джудже по принцип може да съществува в равновесие и при температура близка до абсолютната нула. От казаното до тук следва, че при белите джуджета не съществува зависимост "маса-светимост." При тях е в сила интересната зависимост "маса-радиус". т.е. две звезди с еднакви маси трябва да имат еднакви размери, което съвсем не е така при звездите от главната последователност. Гравитационната сила при белите джуджета вече не се уравновесява от топлината, а от отблъскването между електроните възникващо от принципа за забраната на Паули.

Ако например имаме две топки от метал, то тази с по-голям радиус е и по масивна. При белите джуджета е точно обратно, колкото по голяма е масата-толкова по малък е радиуса на звездата. Теорията предсказва съществуването на една гранична стойност за масата на белите джуджета, а именно, че не могат да съществуват бели джуджета с маса по голяма от 1,43 слънчеви маси. Тази граница е известна като граница на Чандрасекар. Ако масата надвишава тази критична стойност това означава, че налягането на изродения газ не може да уравновеси гравитацията и звездата започва да се свива, а радиуса и да клони към нула - тя ще се превърне в черна дупка.

Независимо, че водородът в белите джуджета е изгорял, те излъчват. Една от причините за високата повърхностна температура е голямата прозрачност и топлопроводност на ядреното вещество така, че повърхността се загрява чрез топлопроводност. Запасът от топлина се съдържа в ядрата на йонизираните атоми. Този запас е значителен и по груби оценки едно джудже би изстинало напълно за стотици милиони години. Друга причина за това е, че в най-горните слоеве тези звезди съдържат все пак някакво количество водород и в много тънък слой на границата между плътното изродено вещество и тяхната атмосфера протичат ядрени реакции. Този слой обгръща като ципа изроденото вещество на звездата.

Oсвен всички странностти на тези звезди трябва да посочим, че на повърхността им магнитното поле има интензитет от порядъка на 10 милиона гауса. Това се дължи на свиването на звездата, което се извършва без съществена загуба на маса, и интензитетът нараства с намаляването на радиуса. Това е изключително важно за обяснение свойствата на неутронните звезди.

От горното изложение е ясно, че наблюдението на бели джуджета без специални средства е невъзможно. Всъщност можем да наблюдаваме белите джуджета само в една сравнително близка околност на Слънцето. Най-известното бяло джудже е спътникът на ярката звезда Сириус - Сириус В.
Още информация:
ЗвездаНажежено газово кълбо с голяма маса, излъчващо светлина.
АлголЗатъмнително-двойна променлива звезда в Персей (26 Persei).
АлкорЗвезда от Голяма мечка, образуващи с Мицар видима двойна звезда.
АлнитакЕдна от звездите в пояса на Орион.
АлтаирНай-ярката звезда от Орел.
Алфа от КентавърНай-близката до Слънцето звезда.
АнтаресЯрка звезда в Скорпион.
Ета от КилEta Carinae - една от най-масивните и най-ярките звезди във Вселената.
АрктурНай-ярката звезда от Воловар.
БетелгейзеНай-ярката звезда от Орион.
ВегаНай-ярката звезда от съзвездието Лира.
ГигантЗвезди с 10-100 пъти по-големи светимост и радиус от тези на Слънцето.
Двойна звездаДве звезди, обикалящи около общия си център на тежестта.
ДенебЯрка звезда от Лебед.
ДубхеАлфа звездата от Голяма мечка.
Звездата на БарнардНай-бързо движещата се единична звезда по небесната сфера.
Звездата на ТихоСвръхнова от нашата Галактика, открита от Тихо Брахе.
КапелаДвойна звезда.
Кафяво джуджеМалка звезда, в която не се извършва ядрен синтез.
КвазарКосмически обект, излъчващ огромно количество енергия.
Кваркови звездиЗвезди с особено състояние на веществото.
МеракБета звезда от съзвездието Голяма мечка.
МираДълго-периодична пулсираща променлива звезда в Кит.
МицарЗвезда от съзвездието Голяма мечка.
Най-близките звездиСписък на най-близките до нас звезди.
Най-ярките звездиСписък на най-ярките звезди на небето.
Неутронна звездаМъртвите останки на съществувала някога масивна звезда.
НоваКатаклизмична експлозия, предизвикана от акрецията на вещество в двойна звездна система.
ПолуксНай-ярката звезда в Близнаци.
Полярна звездаНай-ярката звезда от съзвездието Малка мечка, маркираща мястото на Северния небесен полюс.
ПротозвездаНачалната фаза от създаването на звездата.
ПроционНай-ярката звезда в съзвездието Малко куче.
ПулсарБързо въртяща се неутронна звезда, генерираща тясно насочено радиоизлъчване.
РегулНай-ярката звезда от съзвездието Лъв.
СвръхноваЕксплозията на масивна звезда в края на живота й.
СириусНай-ярката звезда на небето.
СпикаНай-ярката звезда на съзвездието Дева.
ЦефеидиПулсиращи звезди, променящи своите радиус и температура.
Червен гигант(Red giant) Етап от живота на звезда, изчерпала своето гориво.
Черна дупкаОстатък от избухнала звезда, в който е натрупана огромна маса в малки размери и има чудовищна гравитация.
PistolНай-ярката известна звезда във Вселената.
SN 1987AСвръхнова на разстояние 168000 светлинни години от нас.
АлдебаранНай-ярката звезда на съзвездието Бик (Aldebaran, Alpha Tauri).
N157BВисокоенергиен пулсар в Големия Магеланов облак.
ДжетНасочен газов поток от силно ускорена материя.
Еруптивни променливи звездиЗвезди, в които възникват взривове от вътрешните термоядрени процеси.
Затъмнително-променливи звездиРезултат от взаимното съжителстване на двойка звезди.
КоронаНай-външният слой от слънчевата атмосфера.
Полуправилна променлива звездаПредставител на група пулсиращи променливи звезди.
Променлива звездаЗвезда, чийто блясък се променя с течение на времето.
Пулсиращи променливиРезултат от агонията на звездите, достигнали края на своето съществуване.
Слънчев вятърБърз поток от електрично заредени частици от Слънцето.
Звезден купГрупа физически свързани звезди с предполагаем общ произход.
СлънцетоSun - Централната звезда на слънчевата система.