Bijeli patuljak iznimno je gust ostatak zvijezde male ili srednje početne mase koja je odbacila vanjske slojeve. Pri nastanku mu je temperatura vrlo visoka, ali više nema stabilnu nuklearnu fuziju u jezgri. Postupno zrači preostalu toplinu i hladi se. Takav završetak očekuje i Sunce.
Bijeli patuljci su među najgušćim objektima koje astronomi mogu izravno promatrati. Tipičan bijeli patuljak velik je približno poput Zemlje, a sadrži znatan dio Sunčeve mase.
Što ostaje nakon završetka nuklearne fuzije
Zvijezda poput Sunca održava ravnotežu između gravitacije, koja nastoji sabiti njezinu unutrašnjost, i tlaka vruće tvari koji se suprotstavlja sažimanju. Nuklearne reakcije u jezgri oslobađaju energiju koja održava visoku temperaturu potrebnu za tu ravnotežu. U jezgri se vodik pretvara u helij, a ta faza traje milijardama godina, dok se zalihe vodika u središtu postupno ne iscrpe.
Kada se vodik u jezgri iscrpi, zvijezda se ne ugasi odjednom. Jezgra se sažima i zagrijava, a nuklearne reakcije nastavljaju se u sloju oko nje. Vanjski se dijelovi šire i hlade, pa zvijezda ulazi u fazu crvenog diva. U zvijezdama koje dosegnu potrebnu temperaturu, među kojima je i Sunce, kasnije započinje fuzija helija, pri čemu nastaju ugljik i kisik. Zvijezde čija je početna masa manja od približno osam Sunčevih masa, uz razlike povezane s masom i kemijskim sastavom, na kraju ostavljaju bijelog patuljka.
U završnim fazama takva zvijezda gubi velik dio vanjskog materijala. Izbačeni plin može zasjati kao planetarna maglica ako ga ultraljubičasto zračenje ogoljene jezgre ionizira. Plin se zatim širi i miješa s međuzvjezdanim prostorom, a u središtu ostaje kompaktan zvjezdani ostatak. Planetarna maglica je, dakle, odbačeni plin, a bijeli patuljak preostala jezgra zvijezde; ESA taj proces opisuje kao završnu fazu zvijezde slične Suncu.
Kako masa Sunca stane u objekt velik poput Zemlje
Bijeli patuljak nastaje snažnim sažimanjem preostale jezgre. U njegovoj unutrašnjosti atomske su jezgre uronjene u iznimno gust plin slobodnih elektrona. Daljnjem sažimanju ne suprotstavlja se energija nuklearne fuzije, nego kvantnomehanički tlak degeneriranih elektrona.
Otud proizlazi neobično pravilo: masivniji bijeli patuljci manji su od manje masivnih jer ih dodatna masa jače sabija. Tipičan bijeli patuljak ima oko 0,6 Sunčevih masa, a promjer mu je približan promjeru Zemlje. Najmasivniji poznati bijeli patuljci imaju više od jedne Sunčeve mase i približavaju se teorijskoj granici od oko 1,4 Sunčeve mase. Kozmos je opisao neobičan bijeli patuljak velik poput Mjeseca, ali masivniji od Sunca. NASA-in pregled bijelih patuljaka objašnjava odnos njihove mase i malog promjera.
Kubični centimetar tvari tipičnog bijelog patuljka imao bi na Zemlji masu približno jedne tone. Gustoća pritom znatno ovisi o masi bijelog patuljka i dijelu njegove unutrašnjosti, pa su središnji slojevi gušći. Usporedba daje samo predodžbu o gustoći: materijal iz bijelog patuljka ne može se uzeti kao uzorak i prenijeti u zemaljske uvjete.
Bijeli patuljak ne može održavati stabilnu ravnotežu ako mu masa prijeđe približno 1,4 Sunčeve mase, poznatu kao Chandrasekharova granica. Ishod približavanja toj granici ovisi o sastavu bijelog patuljka i načinu na koji prima masu. Bijeli patuljak čija se jezgra uglavnom sastoji od ugljika i kisika može doživjeti termonuklearnu eksploziju supernove tipa Ia, dok objekt s jezgrom bogatom kisikom i neonom u određenim uvjetima može kolabirati i ostaviti neutronsku zvijezdu. Crna rupa može nastati nakon kolapsa jezgre znatno masivnije zvijezde, no ishod ovisi i o gubitku mase te pojedinostima eksplozije supernove.
Ta se granica odnosi na masu samog bijelog patuljka, a ne na masu zvijezde kakva je bila na početku života. Zvijezda tijekom razvoja izgubi velik dio materijala, osobito kao crveni div. Zato zvijezda koja je na početku imala nekoliko Sunčevih masa može iza sebe ostaviti mnogo manju jezgru. Upravo odnos početne mase, gubitka materijala i mase završne jezgre određuje hoće li nastati bijeli patuljak ili drukčiji kompaktni ostatak.
Gustoću se ne može zaključiti samo iz sjaja. Astronomi mjere temperaturu i svjetlost objekta, a kod dvojnih sustava prate i gibanje zvijezde pratiteljice. Iz tih podataka procjenjuju masu i polumjer. Spektri pritom otkrivaju sastav atmosfere, koja je kod mnogih bijelih patuljaka pretežno vodikova ili helijeva. Teški elementi u atmosferi često su osobito zanimljivi jer bi pod snažnom gravitacijom brzo potonuli; njihova prisutnost može značiti da objekt upravo prima materijal iz okolice.
Zašto bijeli patuljak nije neutronska zvijezda ni crna rupa
Sva tri objekta mogu biti završni ostaci zvijezda, ali nastaju različitim putovima. Bijeli patuljak ostaje iza zvijezde male ili srednje mase. Neutronska zvijezda nastaje kada se jezgra masivnije zvijezde uruši, a zvijezda eksplodira kao supernova. Crna rupa može biti konačni ostatak još masivnijeg kolapsa, premda točan ishod ovisi o masi jezgre, gubitku materijala i drugim svojstvima zvijezde.
Razlike nisu samo u masi. Kod bijelog patuljka gravitaciju uravnotežuje tlak degeneriranih elektrona. U neutronskoj zvijezdi materija je stisnuta daleko više, a važnu ulogu imaju neutroni i nuklearne sile. Crna rupa nema čvrstu površinu s koje bi se svjetlost mogla vratiti nakon prelaska horizonta događaja. Pregled zvjezdane evolucije rendgenskog opservatorija Chandra upravo masu početne zvijezde navodi kao temeljnu odrednicu takvih završetaka.
Bijeli patuljci zato nisu “male crne rupe” niti zamrznute neutronske zvijezde. Riječ je o stabilnim ostacima koji mogu opstati vrlo dugo.
Svijetli zbog preostale topline
Novonastali bijeli patuljak može biti vrlo vruć, ali njegova svjetlost više ne dolazi iz stabilne fuzije u središtu, kakva pokreće Sunce. Ponajprije potječe od topline pohranjene tijekom ranijih faza razvoja. Na brzinu hlađenja utječe i kristalizacija unutrašnjosti, tijekom koje se oslobađa energija pa se pad temperature privremeno usporava. Kod najmlađih i najtoplijih bijelih patuljaka znatan dio energije mogu odnositi neutrini.
Hlađenje je sporo jer je riječ o vrlo gustom objektu s velikom toplinskom energijom. Modeli hlađenja omogućuju procjenu vremena koje je proteklo od nastanka bijelog patuljka, uz nesigurnosti povezane s njegovom masom i sastavom. Za procjenu ukupne starosti zvjezdanog skupa tome treba pribrojiti vrijeme koje je zvijezda iz koje je bijeli patuljak nastao provela u ranijim fazama razvoja.
Temperatura sama nije izravan sat. Na hlađenje utječu masa, sastav jezgre i atmosfere te fizikalni procesi u unutrašnjosti, pa se starost određuje usporedbom s modelima, a ne jednom jednostavnom formulom. Kod vrlo hladnih objekata i sama je detekcija zahtjevna jer zrače slabije od mladih, vrućih bijelih patuljaka. Još nije prošlo dovoljno vremena od nastanka svemira da bi se očekivao potpuno ohlađen crni patuljak; riječ je o teorijskom završetku hlađenja, a ne opaženoj klasi objekata.
U većini bijelih patuljaka jezgra je pretežno sastavljena od ugljika i kisika, ostataka helijeve fuzije u prethodnoj zvijezdi. Kod najlakših i najmasivnijih primjeraka sastav može biti drukčiji. Tijekom dugog hlađenja ugljik i kisik u unutrašnjosti mogu prijeći u kristalnu strukturu. To se ponekad slikovito opisuje kao kristalizacija zvijezde, ali bijeli patuljak pritom ne postaje čvrsta kugla s površinom nalik stijeni; riječ je o promjeni stanja materije u njegovoj iznimno gustoj unutrašnjosti.
Dvojni sustavi mogu promijeniti njegovu sudbinu
U bliskom dvojnom sustavu bijeli patuljak može primati plin od zvijezde pratiteljice. Materijal se može nakupiti na njegovoj površini i potaknuti termonuklearnu erupciju. Takva se pojava zove nova. Erupcija u pravilu ne uništava bijelog patuljka, pa se u nekim sustavima može ponavljati. I bijeli patuljci bez bliske zvijezde pratiteljice mogu primati materijal iz ostataka svojih planetarnih sustava.
Ako bijeli patuljak prima materijal od zvijezde pratiteljice, može se približiti Chandrasekharovoj granici i eksplodirati kao supernova tipa Ia. Postoje i drugi mogući scenariji, među kojima su eksplozije bijelih patuljaka manje mase te spajanje dvaju bijelih patuljaka. Još nije poznato koliki udio supernova tipa Ia nastaje svakim od tih procesa. Kozmos je već opisao sustav u kojem bijeli patuljak prima materijal od zvijezde pratiteljice i prolazi erupcije nove.
Što se očekuje za Sunce
Sunce je zvijezda male mase i ne može završiti kao supernova. Kada potroši vodik u jezgri, proširit će se u crvenog diva, a potom će tijekom kasnijih faza odbaciti velik dio vanjskih slojeva. Prema današnjim modelima, ogoljena jezgra trebala bi postati bijeli patuljak. Nastane li pritom uočljiva planetarna maglica, ona će vjerojatno biti razmjerno slaba i kratkotrajna u usporedbi s najsjajnijim primjerima.
Bijeli patuljak koji će ostati nakon Sunca bit će mnogo manji od današnjeg Sunca. U početku će imati vrlo visoku površinsku temperaturu, ali će mu se sjaj tijekom hlađenja postupno smanjivati. Planeti koji prežive Sunčevu fazu crvenog diva nastavit će kružiti oko bijelog patuljka. Budući da će Sunce izgubiti znatan dio mase, njihove će se orbite proširiti, a kasnija gravitacijska međudjelovanja mogla bi neke od njih dodatno promijeniti. Merkur i Venera gotovo sigurno neće preživjeti, sudbina Zemlje nije posve sigurna, a vanjski planeti najvjerojatnije hoće. Astronomi već proučavaju stabilnost planeta oko bijelih patuljaka.
Ostaci planeta čuvaju trag razvoja sustava
Bijeli patuljci nisu važni samo kao završni proizvod zvjezdane evolucije. Nakon što zvijezda izgubi velik dio mase, raspored putanja u njezinu planetarnom sustavu može se promijeniti. Gravitacijski utjecaj preživjelih planeta i međusobne interakcije tada mogu poremetiti putanje asteroida, kometa i ostataka planeta te dio materijala usmjeriti prema bijelom patuljku.
Kada takav materijal dospije u atmosferu bijelog patuljka, u spektru se mogu pronaći teški elementi. Oni ne ostaju dugo vidljivi jer brzo tonu u unutrašnjost, pa njihovo otkrivanje najčešće pokazuje da objekt trenutačno prima ostatke nekadašnjih planeta ili ih je primio u razmjerno nedavnoj prošlosti. Njihov sastav astronomima omogućuje rekonstrukciju građe uništenih planetarnih tijela, kao u Kozmosovu članku o ostacima planeta koji se talože na starom bijelom patuljku.
Bijeli patuljak dugotrajan je ostatak zvijezde poput Sunca koji se hladi milijardama godina. Njegova masa, temperatura i kemijski sastav pružaju podatke o završnim fazama razvoja zvijezda, dok tragovi težih elemenata u atmosferi mogu otkriti sastav uništenih tijela iz nekadašnjih planetarnih sustava.
