Kad zvijezde male mase, uključujući i Sunce, potroše nuklearno gorivo i u svom središtu više ne proizvode energiju, na kraju svog života se pod vlastitom težinom skupe u tijelo veličine Zemlje i onda se polako hlade. Pregršt njihova materijala ima masu od stotinu tona. Zbog energije oslobođene skupljanjem, površina zvijezde zagrijava se do visoke temperature pa ona još neko vrijeme svijetli - i to bijelim sjajem - pa je zato i zovemo bijelim patuljkom.

Kliknite na ilustraciju Sl. 1. Putanje Siriusa A i njegovog malog suputnika Siriusa B u razdoblju od 30 godina. Kad bi Sirius bio samo jedna zvijezda, imao bi posve ravnu putanju.

Članak iz Astronomije broj 20

Još je davne 1834. godine astronom i matematičar Friedrich Wilhelm Bessel (1784. - 1846.), proučavajući vlastito gibanje najsjajnije zvijezde našeg neba - Siriusa, opazio periodičke pomake u njezinom gibanju kroz svemirski prostor. Nakon deset godina pomnog opažanja bio je posve siguran kako do promjena dolazi uslijed gravitacijskog privlačenja nevidljivog suputnika koji oko sjajne zvijezde kruži s periodom od oko 50 godina (sl. 1.). Teorijsku putanju tog nevidljivog tijela izračunao je 1851. godine Christian H. F. Peters (1813. - 1890.). Besselovu pretpostavku su zatim provjeravali mnogi, sve dok u siječnju 1862. godine Alvan G. Clark (1832. - 1897.), poznati graditelj teleskopa, svojim novim refraktorom od 18,5 inča - tada najvećim na svijetu - nije vizualno otkrio pratioca Siriusa. Novootkriveni Sirius B, ostat će dugo nakon otkrića u središtu pozornosti astronomske javnosti.

Kliknite na ilustraciju Sl. 2. Sirius i njegov pratilac bijeli patuljak snimljeni rendgenskom kamerom visoke rezolucije (HRC) koja se nalazi na satelitu Chandra. Na rendgenskoj snimci Sirius B je znatno sjajniji od Siriusa A. U vidljivoj svjetlosti (umetnuta slika) situacija je posve drugačija: Sirius, prividno najsjajnija zvijezda našeg neba, preko 10.000 puta premašuje sjaj svog malog pratioca. (Chandra/Sproul observatory)

Vizualna promatranja ovog zvjezdanoga para, koji je od Zemlje udaljen 8,6 svjetlosnih godina, izuzetno su otežana zbog blještavog sjaja Siriusa A koji 10.000 puta nadmašuje sjaj svog pratioca (sl. 2.). Da bi se smanjio sjaj Siriusa A upotrebljavaju se razne dijafragme, koje opet ne smiju umanjiti sjaj ionako slabašnog Siriusa B. Najveći razmak između članova dvojnog sustava iznosi 11,5 a najmanji - manje od 3 kutne sekunde, što promatranja u periastronu čini gotovo nemogućim. Iz ovih razloga bilo je teško odrediti sjaj pratioca i njegov spektralni tip. Većina promatrača se slaže da mu je prividni sjaj 8,49 magnituda. Spektar neobične bjeličaste zvijezde ukazuje na visoku površinsku temperaturu, između 28.000 i 32.000 K. Usporedbe radi, spomenimo da je temperatura površine Sunca 5.770 K. Površinski sjaj Siriusa B je izuzetno velik: kvadratni metar njegove površine zrači oko 900 puta više energije nego ista površina na Suncu, međutim, slab ukupni luminozitet koji iznosi samo 0,0025 luminoziteta Sunca (L0), ukazuje na izuzetno mali polumjer, koji doseže jedva 0,022 polumjera Sunca (R0).

Kliknite na ilustraciju Sl. 3. Usporedba veličine Zemlje s bijelim patuljkom i neutronskom zvijezdom.

Iz navedenih parametara proizlaze vrlo neobična svojstva zvijezda poput Siriusa B, kasnije nazivanih bijelim patuljcima. Mase bliske Sunčevoj, ali polumjera neznatno većeg od Zemljinog (sl. 3.), tipičan bijeli patuljak mora biti mnogo gušći od Sunca. U skladu s novijim procjenama mase (0,98 M0) i polumjera (0,02 R0) bijeli patuljak Sirius B ima gustoću 90.000 puta veću od Sunčeve ili 125.000 puta veću od gustoće vode. Kutija za šibice napunjena materijom Siriusa B na površini Zemlje imala bi težinu preko 10 tona!

Iscrpljene zvijezde

Nakon otkrića Siriusa B, početkom 1910. godine i zvijezda 40 Eridani B, članica trojnog zvjezdanog sustava udaljenog od nas 16 svjetlosnih godina, prepoznata je kao bijeli patuljak vrlo visoke površinske temperature i slaba luminoziteta. Sa sjajem devete vizualne magnitude, zvijezda 40 Eridani B najuočljiviji je bijeli patuljak na našem nebu. Dovoljno je udaljen od primarne zvijezde četvrte magnitude da ne dolazi do zasjenjenja, pa se stoga može promatrati i manjim teleskopom.
Međutim, Sirius B je najsjajniji i nama najbliži bijeli patuljak. Bijeli patuljci su dobili ime po boji prvih otkrivenih predstavnika ove egzotične vrste: Siriusa B i 40 Eridana B - vrućih bijelih zvijezda. Kasnije su bili otkriveni i manje sjajni, hladniji, žuti i crveni njihovi primjerci. Svi su oni ostaci evolucije drugih vrsta zvijezda koje su iscrpile svoje termonuklearno gorivo.

S obzirom da su bijeli patuljci zvijezde malih polumjera i stoga ne odašilju puno svjetlosti, vrlo ih je teško opaziti. Pripadnost bijelih patuljaka dvojnim i višestrukim zvjezdanim sustavima uvelike pomaže pri njihovom nalaženju. U mnogih zvijezda opaženi su pravilni poremećaji u njihovu gibanju; sustavna mjerenja kroz duža vremenska razdoblja pokazuju kako mnoge od njih imaju suputnike bijele patuljke. Dosad ih je otkriveno više stotina, astronomi procjenjuju da bi čak svaka deseta zvijezda u Galaksiji mogla biti bijeli patuljak.

Kliknite na ilustraciju Sl. 4. Sve zvijezde male mase kao što je naše Sunce završit će životni ciklus kao bijeli patuljci. Šireći se tijekom faze crvenog diva, zvijezda gubi svoju vanjsku ovojnicu i postaje tzv. planetarna maglica. Preostala jezgra pretvara se u bijelog patuljka.

U naše vrijeme poznato je da bijeli patuljci nastaju od obične zvijezde početne mase od osam Sunčevih, kada dolazi do odvajanja vanjskih slojeva koji okružuju zgusnutu zvjezdinu jezgru (sl. 4.). Do ove pojave dolazi u kasnoj razvojnoj fazi zvijezde zbog iscrpljenja zaliha termonuklearnog goriva u središnjem području. Dakle, nakon što zvijezda na kraju faze crvenog diva otpuhne svoje vanjske slojeve u vidu planetarne maglice, preostala gola jezgra bez termonuklearnih izvora energije ima vrlo visoku površinsku temperaturu, postupno se hladi i stabilizira kao bijeli patuljak. Unutrašnjost jezgre, budućeg bijelog patuljka, može biti ili bogata helijem - produktom gorenja vodika, ili ugljikom i kisikom koji nastaju gorenjem helija u roditeljskoj zvijezdi. Na površini bijelog patuljka ostaje tanak sloj, debljine od najviše nekoliko stotina metara, uglavnom vodika i helija, koji je u početku usijan do temperature od 150.000 K. Jezgra ima odveć malu masu, a stoga i nedovoljnu gravitaciju za daljnje skupljanje kojim bi bila dosegnuta dovoljno visoka temperatura za paljenje ugljika. Osnovni izvor zračenja bijelog patuljka, u nedostatku termonuklearnih reakcija, je trošenje preostale toplinske energije uskladištene u unutrašnjosti zvijezde. Temperatura središta bijelog patuljka u trenutku njegova nastanka iznosi najmanje dvadeset milijuna K, no ona će se s vremenom sniziti.

Kliknite na ilustraciju Sl. 5. Položaj bijelih patuljaka na Hertzsprung-Russellovom dijagramu.

Nemoćna za nastavak termonuklearnih reakcija, zagrijana u prethodnoj razvojnoj fazi, umiruća jezgra bijelog patuljka se postupno hladi i postaje tamnija. Kad ne bi bilo atmosferskog ovoja od idealnog plina - koji je loš vodič topline i neproziran - topla unutrašnjost vrlo bi se brzo ohladila. Teorija hlađenja samostalnih bijelih patuljaka predviđa povezanost luminoziteta L sa starošću, što je promatranjima i potvrđeno (luminozitetu 10 -3 L0 odgovara starost milijardu godina).

Hlađenje bijelih patuljaka traje više milijardi godina. Na kraju se svi bijeli patuljci pretvaraju u tamne kugle radioaktivnog pepela, potpuno mrtve ostatke zvijezda.

Zbog posve drukčije strukture, bijeli se patuljci ne mogu uspoređivati sa zvijezdama glavnog niza. Za njih ne vrijedi jednaki zakon mase i sjaja kao za zvijezde koje se nalaze na glavnom nizu H-R dijagrama (sl. 5.). Da bismo mogli razumjeti fizikalna svojstva bijelih patuljaka moramo ukratko razmotriti što se događa u unutrašnjosti zvijezda.

Termonuklearne reakcije imaju presudnu ulogu u održanju stabilnosti zvijezda. Prisjetimo se: početak gorenja vodika odgovoran je za zaustavljanje skupljanja protozvijezde. Zračenje koje isijava jezgra zagrijava okolni plin i povećava mu tlak. Taj se tlak suprostavlja urušavanju gornjih slojeva zbog djelovanja privlačne sile gravitacije. Dakle, izdvajanjem energije oslobođene termonuklearnom fuzijom u središtu zvijezde uspostavlja se hidrostatska ravnoteža pri kojoj zvijezda može podnijeti ogromnu težinu svojih vanjskih slojeva.

Kliknite na ilustraciju Sl. 6. Rađanje bijelog patuljka: stara zvijezda odbacuje svoje vanjske slojeve nakon čega ostaje gola jezgra. Svjetla zvijezda u središtu maglice NGC 2440 je vrlo mladi bijeli patuljak čija je površinska temperatura jedna među najvišima poznatima, doseže čak 200.000 K. Njezina nam svjetlost stiže s udaljenosti 3.600 s.g. (Snimka: WFPC2/HST/NASA)

Kad zvijezda crveni div potroši svoje nuklearno gorivo, njena mrtva jezgra u središtu planetarne maglice (sl. 6.) počinje se urušavati u sebe. Privlačna sila gravitacije usmjerena prema središtu zvijezde više nije uravnotežena tlakom vrućega plina koji potiskuje gornje slojeve. Milijarde milijardi tona plina koje sa svih strana vrše pritisak ka središtu, neumoljivo lome i sabijaju zvijezdu do vrlo malih dimenzija. Katastrofalno urušavanje se ipak zaustavlja zbog osnovnih prirodnih svojstava elektrona. Stoga nastupa trenutak kad materija svojim tlakom može zaustaviti skupljanje, premda više nema izvora zračenja. To se, međutim, zbiva tek onda kad se elektroni i atomske jezgre tako sabiju da stvore tvar iznimno visoke gustoće.

Degenerirani plin

Bijeli patuljci su sastavljeni od tzv. degeneriranog plina - posebnog stanja materije koje se javlja pri velikoj gustoći. Na Zemlji degeneriranog plina u prirodnom stanju nema a ne može se dobiti ni u laboratoriju. To stanje slično je vladanju elektrona u metalima.

Svaki atom sastoji od jezgre i elektronskog oblaka koji zamišljamo kao kruženje elektrona različitih energija. Ali, duboko u unutrašnjosti umiruće zvijezde atomi su tako tijesno zbijeni da se drobe u svoje sastavne dijelove, pa tvar takve zvijezde možemo zamisliti kao svojevrsnu juhu elektrona i atomskih jezgri. Na kraju, kad gravitacija sabije zvijezdu na veličinu ne veću od Zemljine, elektroni bivaju tako gusto stisnuti da se ne mogu više približavati jedan drugome (ne zaboravimo da se odbijaju snažnim električnim silama!). Tako se odupiru daljnjem urušavanju. Elektroni su sada tako tijesno međusobno raspoređeni da bi daljnje urušavanje primoralo dva elektrona da zauzmu isto energetsko stanje. Međutim, kvantnomehaničkim zakonitostima je ustanovljeno da priroda to ne dopušta. Činjenica da dva elektrona ne mogu zauzeti isto kvantomehaničko stanje (opisano s četiri jednaka kvantna broja) poznata je kao Paulijev princip isključenja, prema imenu švicarskog fizičara Wolfganga Ernsta Paulija (1900. - 1958.) koji je taj princip otkrio 1925. godine.

Skupljanjem zvjezdanog materijala u istom volumenu javlja se sve veći broj elektrona, a budući da ne mogu zauzeti isto energetsko stanje, elektroni zauzimaju sva nezauzeta stanja, time i stanja veće energije. Tlak koji zaustavlja daljnje urušavanje mrtve zvijezde naziva se tlakom degeneriranog plina. On se ponaša kao barijera, zaštićujući bijelog patuljka od daljeg urušavanja. Za razliku od idealnog plina, tlak degeneriranog plina ne ovisi o temperaturi već samo o gustoći.

U običnih zvijezda tlak idealnog plina koji potječe od toplinskog gibanja čestica razmjeran je gustoći i temperaturi. Temperatura je mjera za energiju gibanja čestica plina, tako da je npr. viša temperatura idealnog plina znak da se njegovi atomi brže gibaju. Tlak je fizička veličina koja opisuje učinke zajedničkog gibanja velikog mnoštva atoma. Ako se atomi više i snažnije sudaraju kažemo da je tlak veći. Iako se gibaju, čestice u degeneriranom plinu (u ovom slučaju - elektroni), zbog toga što se međusobno nalaze na malim udaljenostima, nemaju slobodu koju imaju u idealnom plinu; izbor energetskih stanja u njihovu slučaju je ograničen, i to Paulijevim prnicipom. To znači da tlak degeneriranog plina i pri niskim temperaturama ostaje gotovo nepromjenjen, budući da se brzine njegovih čestica, za razliku od onih u idealnom plinu, praktički ne smanjuju sa smanjenjem temperature. Stoga dolazimo do zaključka da tlak degeneriranog plina, a time i hidrostatska ravnoteža bijelog patuljka, ne ovisi o temperaturi, jer je brzina njegovih čestica određena prije svega Paulijevim principom.

Porastom gustoće elektroni, koji prenose i izmjenjuju količinu gibanja, gibaju se s većim kinetičkim energijama i prenose veću količinu gibanja pri sudarima nego što bi to činili da je u pitanju idealni plin. Stoga proizlazi da tlak degeneriranog elektronskog plina ne ovisi o temperaturi već samo o gustoći.

Chandrasekharova granica

Zbog ovakvih svojstava degeneriranog plina, teorija predviđa i odgovarajući odnos između mase i polumjera u bijelih patuljaka; pritom bijeli patuljak veće mase ima manji radijus. To u ovom slučaju znači da se bijeli patuljak veće mase, zbog većeg hidrostatskog tlaka, mora stegnuti na manji volumen jer se hidrostatskom tlaku suprostavlja tlak degeneriranog plina koji ovisi o gustoći. Tek kad gustoća dosegne odgovarajuću vrijednost tlak plina uspostavit će ravnotežu s hidrostatskim tlakom.

Zamisao o tlaku degeneriranog plina u jako zgusnutoj materiji bila je znana još sredinom dvadesetih godina prošloga stoljeća. Značaj te pojave u masivnih objekata, kao što su zvijezde, početkom tridesetih godina prvi je spoznao mladi indijski astrofizičar Subrahmanyan Chandrasekhar (1910. - 1995.). On je svoju zamisao prvi puta primjenio pri pokušaju objašnjenja prirode bijelih patuljaka.

Prije toga astronomi su vjerovali da sve zvijezde svoj životni put završavaju kao bijeli patuljci. Chandrasekhar je izračunao, kako postoji gornja granica mase pri kojoj tlak degeneriranog plina može izdržati težinu zvijezde. Za zvijezde sastavljene od mješavine helija i ugljika koji su, kao što znamo, najzastupljeniji u većini bijelih patuljaka - granična masa je oko 1,4 mase Sunca. Ako je masa zvijezde veća od 1,4 Sunčeve, tlak degeneriranog plina neće biti dovoljno visok da bi se suprostavio gravitaciji, zvijezda se neće stabilizirati kao bijeli patuljak već će se nastaviti urušavati. U to je vrijeme Sir Arthur Eddington (1882. - 1944.), pionir proučavanja građe zvijezda, odlučno odbacio tumačenje mladog fizičara. Chandrasekharevu teoriju označio kao nefizikalnu, budući da je dovodila do zaključka o zvijezdi koja se vječno urušava. Na susretu Kraljevskog astronomskog društva u siječnju 1935. godine, nakon što je Chandrsekhar predstavio svoj model bijelih patuljaka, ironično je prokomentirao: "Zvijezda svjetli i svjetli te se skuplja i skuplja, sve dok se njen polumjer ne smanji na samo nekoliko kilometara. Tada gravitacija postane tako moćna, da zadrži zračenje i tako zvijezda konačno dosegne svoj mir... Mislim, da bi morao u prirodi postojati neki zakon, koji bi zvijezdi onemogućio takvo apsurdno ponašanje". Da je kojim slučajem ozbiljno prihvatio Chandrasekharove rezultate mogao je već tada predvidjeti nastanak crne rupe gravitacijskim urušavanjem masivne zvijezde. No, ta misao je zaživjela tek tridesetak godina kasnije.

Chandrasekhar je godine 1983. zbog ovih proračuna i srodnih radova dobio Nobelovu nagradu za fiziku. Granična masa bijelog patuljka nazvana je u njegovu čast Chandrasekharova granica.

Mjerenja mase bijelih patuljaka načinjena nakon objavljivanja Chandrasekharova rada u potpunosti pokazuju kako se svi bijeli patuljci nalaze unutar te granice. Za one koji su članovi dvojnih zvjezdanih sustava, mase se mogu odrediti primjenom trećeg Keplerovog zakona. Za samostalne bijele patuljke, procjene mase se temelje na pomacima spektralnih linija uzrokovanim njihovom golemom gravitacijom.

Treba pojasniti da bijeli patuljci mogu nastati i od zvijezda s početnom masom većom od 1,4 mase Sunca, jer su prema ranije opisanom razvojnom putu: crveni div - planetarna maglica - bijeli patuljak, oni ostatak zvjezdanog središta. Tako bijeli patuljak mase 1,4 M0 nastaje od crvenog diva s 8 M0, dok bijeli patuljak mase 0,5 M0 nastaje od crvenog diva sa 0,8 M0. Bijeli patuljci manje mase ne mogu postojati jer bi razvojni put zvijezda do stadija bijelog patuljka trajao duže od starosti Galaksije.

Iz specifičnog odnosa "masa - radijus" proizlazi kako dimenzije bijelih patuljaka s istom masom moraju biti posve iste. To je u suprotnosti s drugim zvijezdama gdje zvijezde divovi i zvijezde glavnog niza mogu imati jednake mase, ali posve različite polumjere. Ovu posebnost bijelih patuljaka objašnjavamo činjenicom da temperatura ne igra skoro nikakvu ulogu u njihovoj hidrostatskoj ravnoteži koja pak određuje njihovu strukturu.

Životni put Siriusa B

Da bismo bolje razumjeli proces preobrazbe crvenog diva u bijelog patuljka ukratko ćemo razmotriti minuli život Siriusa B, u skladu s razvojnim tijekom: crveni div - planetarna maglica - bijeli patuljak.

Sirius B nekoć je bio crveni div, znatno veći i sjajniji od Sirusa A. Bio je sjajniji od Venere i to u vrijeme kada je ona najsjajnija - toliko sjajan da je noću stvarao sjene na Zemlji. Imao je veću masu nego što je danas ima Sirius A, vjerojatno 2,5 do 3 Sunčeve mase. Kad je iscrpila sve zalihe nuklearnog gorova jezgra Siriusa B se pod vlastitom težinom počela skupljati, sve dok nije dosegla dovoljnu gustoću pri kojoj tlak degeneriranog plina može zaustaviti daljnje urušavanje. U to vrijeme Sirius B je još uvijek bio nalik na crvenog diva, ali u njegovoj unutrašnjosti već se formirala veoma vruća jezgra bijelog patuljka, s masom od jedne Sunčeve mase, okružena golemom, vrlo razrijeđenom ovojnicom, koja je sadržavala preostalu masu.

Kliknite na ilustraciju Sl. 7. Planetarna maglica NGC 3242 nazvana "Jupiterov duh", udaljena od nas 1.400 svjetlosnih godina. U središtu maglice nalazi se zvjezdani ostatak - bijeli patuljak. (Snimka: HST/NASA)

Na kraju, kada je tlak zračenja nadvladao privlačnu silu gravitacije, jezgra više nije mogla držati vanjsku ovojnicu nego ju je jednostavno "otpuhala" u svemir. Ovojnica je postala rijedak plinoviti oblak koji okružuje malu, toplu bijelu zvijezdu (sl. 7.). Astronomi su, kao što znamo te svjetleće oblake plina, nazvali planetarnim maglicama. One nastaju kada tlak zračenja vanjskih slojeva u kojima sagorjeva vodik "otpuhne" ovojnicu, ostavljajući za sobom golu jezgru sa približno pola mase koju je zvijezda imala u početku.

Otpuhnuta plinovita ljuska se potom tijekom nekoliko tisuća godina raspršila u međuzvjezdanom prostoru, što je veoma kratko vrijeme u odnosu na životni vijek zvijezda. Ostala je jezgra bijelog patuljka - zvijezda koju danas znamo kao Sirius B. S obzirom da su njegovi atomi i elektroni postupno gubili energiju, Sirius B se hladio. Međutim, kako se ravnoteža jezgre Siriusa B nije održavala kretanjem elektrona (toplinskim tlakom) nego tlakom degeneriranog elektronskog plina, Sirius B nije se više skupljao i zadržao je stalnu veličinu. Njegova površina je i u naše vrijeme veoma usijana, ali mu je unatoč tome, zbog nevelikog polumjera ukupni luminozitet mali. U budućnosti, će se nastaviti hladiti, da bi kroz nekoliko desetina milijardi godina postao crni patuljak. Veličina će mu ostati ista kao danas, ali on više neće emitirati nikakvo zračenje.

Sirus B nikad se ne bi stabilizirao kao bijeli patuljak da nije izgubio 1,5 do 2 Sunčeve mase plina u vrijeme kad je svoje vanjske slojeve otpuhnuo kao planetarnu maglicu.

Bijeli patuljci su zapravo posve obična vrsta mrtvih zvezda u našoj galaksiji. Svim zvijezdama male konačne mase (1,4 M0), uključujući i naše Sunce, suđeno je da svoj život završe kao bijeli patuljci. Oni se zatim hlade, postupno isijavajući svoju toplinu u okolni prostor. U dalekoj budućnosti oni će se ohladiti na temperaturu okolnog prostora, i nastavit će potpuno beživotni lutati međuzvezdanim prostorom.

Kliknite na ilustraciju Sl. 8. Bijeli patuljci (označeni kružićima) u kuglastom skupu M 4. (Snimka: UBC/HST/NASA)

Ostaci zvijezda - bijeli patuljci - vrlo su brojni u našoj galaksiji (sl. 8.). Na temelju broja zvijezda koje umiru svake godine, astronomi u novije vrijeme procjenjuju kako više od polovice mase naše galaksije čine bijeli patuljci. Zbog mnogo manjeg luminoziteta od Sunčeva (10 do 10.000 puta), bijele patuljke vidimo samo u bližoj svemirskoj okolici.

Spektri bijelih patuljaka

Izmjereni su spektri više stotina bijelih patuljaka. Oni se uvelike razlikuju od spektara običnih zvijezda. Apsorpcijske linije u spektrima bijelih patuljaka vrlo su raširene. Osim toga, one pokazuju značajan gravitacijski crveni pomak koji nastaje kad svjetlost prolazi kroz atmosferu zvijezde koju okružuje ekstremno jako gravitacijsko polje. Veličina gravitacijskog crvenog pomaka dobiva se iz formule M/R, gdje su masa i radijus izraženi u Sunčevima. Budući da je Sunčev gravitacijski crveni pomak 0,6 km/s, tada će u Siriusa B on biti 0,98/0,022 = 44,5 puta veći od Sunčevog tj. 26,5 km/s.

Zgusnuta zvijezda prekrivena je relativno tankim slojem nedegenerirane materije iznad koje se prostire atmosfera zvijezde. Zbog jake površinske gravitacije, koja Zemljinu premašuje 50.000 puta, atmosfera bijelog patuljka je vrlo stlačena. Tako se, na primjer, procjenjuje da je atmosferski tlak na bijelom patuljku Van Maanen oko 2.000 puta veći nego u atmosferi Zemlje.

Atmosfera je jedini dio zvijezde koji se može spektroskopski proučavati. U većine bijelih patuljaka ona se sastoji skoro iz čistog vodika, dok je zastupljenost drugih elemenata stotinu puta manja nego u običnih zvijezda. Istovremeno, u unutrašnjosti bijelih patuljaka vodika praktički nema, jer bi oni inače eksplodirali uslijed brzog oslobađanja energije pri termonuklearnoj fuziji vodika. U atmosferama drugih bijelih patuljaka osnovni element je helij dok je zastupljenost vodika stotinu tisuća puta manja. Razlike u sastavu atmosfera bijelih patuljaka objašnjavaju se nejednakim razvojem, prisustvom akrecije i jake gravitacije.

Neki bijeli patuljci, koji se označavaju tipom "DC", zrače kontinuirani spektar, u kojem nije moguće u potpunosti razaznati spektralne linije. Smatra se da slaba uočljivost spektralnih linija može biti posljedica njihovog ekstremnog širenja uzrokovanog visokim tlakom.

Bijeli patuljak tipa "DB", kao što je LDS 678a (vidi tab.1.), u svom spektru sadrži vrlo istaknute linije izuzetno vrućeg helija, što ukazuje na visoku zastupljenost tog elementa. Običan bijeli patuljak tipa "DA" pokazuje samo vodikove linije, što upućuje na zaključak da se svi teži elementi nalaze u unutrašnjosti guste zvijezde, dok je tek neznatna količina preostalog vodika istisnuta na površinu. U spektrima najhladnijih bijelih patuljaka tipa "DF" kakav je primjerice Ross 627, najčešće se istovremeno uz vodikove linije pojavljuju i linije kalcija. Međutim, kad temperatura padne ispod 8.000 K, vodikove linije u spektru posve nestaju i moguće je opaziti samo nekoliko linija metala kao što su kalcij i magnezij. Jedna od takvih zvijezda je Ross 640. U ovim objektima teži elementi nastali su gorenjem helija, koji je preostao nakon što je zvijezda iscrpila svoje zalihe vodika.

U vrlo kasnim spektrima bijelih patuljaka tipa "DG", kao što je zvijezda Van Maanen, istaknute su linije kalcija i željeza, dok su linije vodika posve odsutne. Osim ovih osnovnih tipova, opaženo je i nekoliko bijelih patuljaka čiji spektri pokazuju određene posebnosti. Primjerice HZ9 i WZ Sagittae su neobični bijeli patuljci čiji spektri sadrže emisijske linije. WZ Sagittae postala je posebno zanimljiva nakon što je prepoznata kao povratna nova s bljeskovima promatranim 1913. i 1946. godine.

U nekoliko bijelih patuljaka opažena je silna polarizacija zračenja ili dijeljenje spektralnih linija uslijed Zeemanovog efekta, što ukazuje na prisustvo vrlo jakih magnetskih polja i do 10.000 puta jačih od Sunčevog. Zeemanov efekt je pojava cijepanja spektralnih linija kada se izvor spektra nalazi u magnetskom polju. Otkrio ga je 1896. nizozemski fizičar Pieter Zeeman (1865. - 1943.).

Bijeli patuljci u dvojnim zvjezdanim sustavima

Kliknite na ilustraciju Sl. 9. Umjetnička vizija interaktivne dvojne zvijezde DQ Herculis: materijal se iz žute zvijezde slične našem Suncu pretače na bijelog patuljka. Jako magnetsko polje bijelog patuljka raširilo je akrecijski disk dopustiviš materijalu da na površinu pada samo duž magnetskih polova. Materija koja se iz jedne zvijezde pretače u drugu može izazvati dramatične provale, eksplozije nova i supernova. DQ Her jedna je od najpoznatijih kataklizmičkih promjenljivih zvijezda. (Autor slike: Mark Garlick)

Otprilike polovica zvijezda u našoj galaksiji pripada dvostrukim zvjezdanim sustavima u kojima se zvijezde drže na okupu uzajamnim gravitacijskim privlačenjem. Zvijezde u široko rastavljenim parovima, razmaknute 20 a.j. i više, praktički su osamljene i razvijaju se neovisno jedna o drugoj. Međutim, u bliskim dvojnim sustavima, gdje dimenzije zvijezda nisu znatno manje od razmaka njihovih središta, gravitacijsko međudjelovanje uvelike poremećuje oblik i građu zvijezda i time utječe na njihov razvoj. Ako je udaljenost između zvijezda u dvojnom sustavu dovoljno mala, gravitacijsko privlačenje manje zvijezde, u našem slučaju bijelog patuljka, počinje privlačiti plinove vodik i helij s površine suputnika - najčešće crvenog diva koji je ispunio svoju Rocheovu ovojnicu. Na taj način bliski zvjezdani sustav postaje sustav s "izmjenom mase". Materijal iz gornjih (vanjskih) slojeva veće zvijezde prolazeći kroz točku njihova dodira (tzv. Lagrangeovu točku), prelijeva se u bijelog patuljka (sl. 9.). Kako vrijeme odmiče sve se više plina taloži na površini bijelog patuljka, uslijed čega se on sam sve više sabija i zagrijava. Kada temperatura plina dosegne deset milijuna K pokreće se nuklearna reakcija fuzije vodika. Zbog toga dolazi do žestoke eksplozije plinske ovojnice, kao da je aktivirana termonuklearna bomba na površini bijelog patuljka! Patuljastoj zvijezdi naglo poraste sjaj desetak tisuća puta. Za udaljenog posmatrača na nebu je zasijala nova zvijezda. Bijeli patuljak postao je - nova. Eksplozijom nova svoju plinovitu ovojnicu odbacuje u svemirski prostor. Količina materijala otpuhana sa bijelog patuljka vrlo je mala i rijetko kad premašuje desettisućiti dio Sunčeve mase.

Pojava nove jedna su od spektakularnih posljedica prijenosa mase u dvojnim zvjezdanim sustavima. Način na koji materijal s "nabrekle" zvijezde pada na površinu bijelog patuljka omogućava lakše zapažanje dvojnih sustava s razmjenom mase i eksperimentalnu potvrdu opisanog scenarija.

Zbog vrtnje zvijezda oko zajedničkog centra mase, plin ne struji izravno na površinu bijelog patuljka već se omotava oko njega pri čemu staza plina poprima oblik spirale. Od gusto navijenih spiralnih slojeva formira se tzv. disk sraštanja ili akrecijski disk. Zbog viskoznosti (unutrašnjeg trenja) plina u akrecijskom disku plin se sve više zagrijava dok pada prema površini pa zrači vidljivo, ultraljubičasto i rendgensko zračenje. U mnogim sustavima sjaj akrecijskog diska veći je od sjaja bijelog patuljka.
Do sada je u našoj galaksiji promatran veliki broj nova, a također su otkriveni i brojni izvori rendgenskog zračenja koji su kandidati za bijele patuljke oko kojih postoji akrecijski disk.

Ako bijeli patuljak nije akumulirao previše mase, pojava nove se može ponoviti; takve se zvijezde nazivaju povratnim ili rekurentnim novama. Posebnu skupinu čine tzv. patuljaste nove (primjerice AE Aquarii, SS Cygni) s brzim ponavljanjem slabih eksplozija To su bliski dvojni zvjezdani sustavi u kojima jedan član može biti degenerirani bijeli patuljak. Proučavanja ovih zvijezda pridonijela su boljem razumjevanju pojave novih i čitave porodice tzv. kataklizmičkih ili eruptivnih promjenljivih zvijezda.

Supernova I tipa - eksplozivni kraj bijelog patuljka

S druge strane, ako je na bijelog patuljka priteklo previše plina i njegova masa premaši Chandrasekharovu granicu, on će se nastaviti stezati pri čemu može i eksplodirati. Ugljik i kisik od kojeg je izgrađen bijeli patuljak dotokom nove tvari bit će sve više sabijen i zagrijan, pri čemu može doseći temperaturu potrebnu za paljenje ugljika. U ovoj nuklarnoj reakciji ugljik i kisik pretavaraju se u silicij. Izgaranje ugljika se ne odvija eksplozivno, već mirnije - poput bešumnog izgaranja eksploziva (tzv. deflagracija). Energija oslobođena u toj reakciji dovodi do potpunog raspada bijelog patuljka, uzrokujući time pojavu supernove I tipa. Tijekom izgaranja ugljika nastaju velike količine nestabilnog nikla koji eksplozijom biva izbačen u svemir, on se brzo raspada u kobalt, a taj pak u željezo. Svaki od tih radioaktivnih raspada daje dodatnu energiju eksploziji, pa se eksponencijalni pad i trajanje pada luminoziteta supernove tumači poluvremenom raspada ovih elemenata.

Za razliku od supernova II tipa, koje nastaju urušavanjem željezne jezgre masivne zvijezde poslije čega ostaje neutronska zvijezda ili crna rupa, nakon eksplozije supernove I tipa u središtu ekspandirajuće maglice nema nikakvog zvjezdanog ostataka. Druga zvijezda zbog eksplozije svog suputnika biva odbačena s "mjesta događaja" velikom brzinom. Supernova I tipa ostavlja za sobom samo oblak brzo ekspandirajućeg plina bogatog preostalim ugljikom i kisikom, uz prisustvo silicija, željeza i drugih težih elementa nastalih tijekom nuklearne eksplozije.

Pojave planetarnih maglica pri kojima zvijezda sav svoj vanjski omotač izbacuje u svemir, te eksplozije nova i supernova, uvelike pridonose obogaćivanju međuzvjezdanih oblaka plina iz kojeg nastaju nove zvijezde i planeti težim elementima. Dakle, bez njih uopće ne bi bio moguć život jer ne bi postojali teži elementi; uostalom svi elementi koji čine osnovu organske tvari, poput ugljika, dušika i kisika, stvoreni su u zvijezdama.

Ako željezo u vašoj krvi nije nastalo u jezgri masivne zvijezde, onda je zacjelo stvoreno onoga trenutka kada je neki bijeli patuljak doživio svoj sudnji dan, okončavši život eksplozijom supernove. Većina atoma u našem tijelu nastala je u već odavno mrtvim zvijezdama, stoga smo mi uistinu - djeca zvijezda.

Kliknite na ilustraciju Tablica 1. Bijeli patuljci sjajniji od 12,4 magnitude.

Objašnjenje kratica: WD - broj zvijezde u White Dwarf Catalogue, " - godišnje vlastito gibanje zvijezde izraženo u lučnim sekundama, PAº - pozicijski kut, V - fotoelektrična vizualna magnituda (u spektralnom području 490-590 nm), M - apsolutni sjaj zvijezde (prividni sjaj koji bi zvijezda imala kada bi od nas bila udaljena 10 parseka; Sunce ima apsolutni sjaj 4,8), Sp. - spektar, α - rektascenzija i δ - deklinacija za ekvinocij 2000,0.

-----------------------------------

Literatura:

 

Arny, T. T., Explorations: An Introduction to Astronomy, McGraw-Hill, Inc., Boston, 2000.
Vujnović, V., Astronomija, Školska knjiga, Zagreb, 1994.
Burnham, R., Jr., Burnham's Celestial Handbook, Vol. 1, Dover Publications, Inc., New York, 1978.
Chandrasekhar, S., From White Dwarfs to Black Holes, University of Chicago Press, Chicago, 1999.
Jastrov, R., Red Giants and white Dwarfs, Norton, Inc., New York, 1990.
Kostjakova, E.B., Fizika planetarnyh tumannostej, Nauka, Moskva, 1982.
Mitton, S. & J., Astronomy, Oxford University Press, 1994.
Shapiro, S. L., Teukolsky, S.A., Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects, John Wiley & Sons, Inc., 1983.
Sjunjaev, R. A. et al., Fizika kozmosa, enciklopedija, Moskva, 1986.
Šklovskij, I. S., Zvezdy: ih roždenie, žizn i smert, Nauka, Moskva, 1984.
http://history.nasa.gov/SP-466/ch16.htm
http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/dwarfs.html
http://homepage.mac.com/pfhreak/scifisite/stars/data/S/sirius.html
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/whdwar.html
http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
http://www.astronomy.villanova.edu/WDCatalogOld/index.html
http://www.phy.mtu.edu/apod/ap950910.html