L'origine delle nane bianche
Due idee hanno giocato un ruolo chiave nello spiegare la genesi delle nane bianche: il pensiero
- Tripla reazione dell'elio e nuclei isotermici di giganti rosse
Durante l'evoluzione delle stelle, il principalesequenza, l'idrogeno “brucia” - nucleosintesi con formazione di elio (vedi ciclo Bethe). Un tale esaurimento porta alla cessazione del rilascio di energia nelle parti centrali della stella, alla compressione e, di conseguenza, ad un aumento della temperatura e della densità nel suo nucleo.
L'aumento della temperatura e della densità nel nucleo stellareporta a condizioni in cui si attiva una nuova fonte di energia termonucleare: il burnout dell'elio (tripla reazione dell'elio o triplo processo alfa), caratteristico delle giganti e supergiganti rosse.
- Perdita di massa e spargimento di conchiglie da parte delle giganti rosse
Non si verificano reazioni nucleari nelle giganti rossesolo nel nucleo: quando l'idrogeno si brucia nel nucleo, la nucleosintesi dell'elio si diffonde nelle regioni ancora ricche di idrogeno della stella, formando uno strato sferico al confine tra le regioni povere di idrogeno e quelle ricche di idrogeno.
Una situazione simile si verifica con la triplice reazione dell'elio: quando l'elio brucia nel nucleo, si concentra anche in uno strato sferico al confine tra le regioni povere di elio e quelle ricche di elio.
La luminosità delle stelle con tale “doppio strato”le aree di nucleosintesi aumentano notevolmente, raggiungendo circa diverse migliaia di luminosità del Sole, mentre la stella “si gonfia”, aumentando il suo diametro fino alle dimensioni dell’orbita terrestre. La zona della nucleosintesi dell’elio sale verso la superficie della stella: la frazione di massa all’interno di questa zona è circa il 70% della massa della stella.
L'"esplosione" è accompagnata da un deflusso abbastanza intenso di materia dalla superficie della stella; si osservano oggetti come nebulose protoplanetarie.
I meccanismi esatti della perdita di massa e dell'ulteriore espulsione dell'inviluppo per tali stelle non sono ancora chiari, ma si possono presumere i seguenti fattori che possono contribuire alla perdita dell'inviluppo:
- A causa della luminosità estremamente elevata, la leggera pressione del flusso di radiazione della stella sui suoi strati esterni diventa significativa, il che, secondo i dati calcolati, può portare alla perdita dell'involucro in diverse migliaia di anni.
- A causa della ionizzazione dell'idrogeno nelle regioni giacential di sotto della fotosfera si può sviluppare una forte instabilità convettiva. L'attività solare ha una natura simile, ma nel caso delle giganti rosse, la potenza dei flussi convettivi dovrebbe superare significativamente quella solare.
- In buste stellari estese, possonosi sviluppano instabilità, che portano a forti processi oscillatori, accompagnati da un cambiamento nel regime termico della stella. Nella fig. 4, si osservano onde di densità della materia espulsa dalla stella, che possono essere le conseguenze di tali fluttuazioni.
- Giganti rosse con un termonucleare "a due strati"le pulsazioni termiche, accompagnate dalla "commutazione" di sorgenti termonucleari di idrogeno ed elio e da intense perdite di massa, sono osservate da sorgenti che sono passate in una fase avanzata della loro evoluzione al ramo asintotico dei giganti.
- Contrazione delle nane bianche
I teorici avevano predetto che i giovani bianchii nani in una fase iniziale dell'evoluzione dovrebbero ridursi. Secondo i calcoli, a causa del graduale raffreddamento, il raggio di una tipica nana bianca può ridursi di diverse centinaia di chilometri nel primo milione di anni della sua esistenza.
Nel 2017, gli astrofisici russi diL'Istituto Astronomico Statale intitolato a P.K. Sternberg Università Statale di Mosca, l'Istituto di Astronomia dell'Accademia Russa delle Scienze, l'Istituto di Fisica Teorica e Sperimentale intitolato ad A.I. Alikhanov e l'Istituto Nazionale di Astrofisica (Milano) sotto la guida del Professor Sergei Borisovich Popov, per la prima volta al mondo, documentò la scoperta di una giovane nana bianca, dal raggio in rapida diminuzione.
Scienziati russi e i loro assistenti italianiha studiato l'emissione di raggi X del sistema binario HD49798/RX J0648.0-4418, situato nella costellazione della Puppis a una distanza di duemila anni luce dalla Terra. I risultati della ricerca sono stati pubblicati sulla rivistaAvvisi mensili della Royal Astronomical Societynel febbraio 2018
Proprietà delle nane bianche
- Composizione chimica
La composizione chimica di una nana bianca è determinata dallo stadio in cui sono terminate le reazioni termonucleari all'interno della stella progenitrice.
Se la massa della stella originale è piccola, 0,08-0,5 masseIl sole, che non è sufficiente per avviare la combustione dell'elio, quindi dopo aver esaurito l'intera fornitura di idrogeno, tali stelle diventano nane bianche di elio con una massa fino a 0,5 solare.
Se la stella originale ha una massa di 0,5-8masse del Sole, allora questo basta per un lampo di elio, l'evoluzione della stella continuerà nella fase della gigante rossa e si fermerà solo dopo che l'elio si sarà esaurito. Il nucleo degenerato risultante di tale stella diventerà una nana bianca carbonio-ossigeno con una massa di 0,5-1,2 solare.
Quando la stella originale ha una massa di 8-12 masse solari,questo è sufficiente per iniziare a bruciare carbonio, l'evoluzione della stella continuerà ulteriormente e il carbonio al suo interno può essere trasformato in elementi più pesanti, in particolare neon e magnesio. E poi il suo stadio finale nell'evoluzione di una tale stella può essere la formazione di una nana bianca ossigeno-neon-magnesio con una massa vicina al limite di Chandrasekhar.
Evoluzione delle nane bianche
Le nane bianche iniziano la loro evoluzione come nuclei degenerati esposti di giganti rosse che hanno perso il loro guscio, cioè come stelle centrali di giovani nebulose planetarie.
Le temperature delle fotosfere dei nuclei dei giovani planetarile nebulose sono estremamente alte: ad esempio, la temperatura della stella centrale della nebulosa NGC 7293 varia da 90.000 K (stimata dalle linee di assorbimento) a 130.000 K (stimata dallo spettro dei raggi X). A queste temperature, i raggi X ultravioletti e morbidi rappresentano la maggior parte dello spettro.
Allo stesso tempo, le nane bianche osservate nel lorogli spettri sono prevalentemente divisi in due grandi gruppi: la classe spettrale “idrogeno” DA, nei cui spettri non sono presenti righe dell'elio, che costituiscono circa l'80% della popolazione di nane bianche, e la classe spettrale “elio” DB senza righe dell'idrogeno negli spettri, che costituiscono la maggior parte del restante 20% delle popolazioni.
Il motivo di questa differenza è nella composizione delle atmosfere bianchei nani rimasero poco chiari per molto tempo. Nel 1984, Iko Iben considerò gli scenari per l'“uscita” delle nane bianche dalle giganti rosse pulsanti sul ramo asintotico delle giganti in varie fasi di pulsazione.
In una fase successiva dell'evoluzione, le giganti rosse confino a dieci masse solari, a seguito del "burnout" del nucleo di elio, si forma un nucleo degenere, costituito principalmente da carbonio ed elementi più pesanti, circondato da una sorgente di strato di elio non degenere, in cui avviene una triplice reazione di elio posto.
In un tempo estremamente breve (~ 30 anni), la luminositàdella sorgente di elio aumenta così tanto che la combustione dell'elio entra in modalità convettiva, lo strato si espande, spingendo fuori la sorgente dello strato di idrogeno, che porta al suo raffreddamento e alla cessazione della combustione dell'idrogeno. Dopo che l'elio in eccesso viene bruciato durante il brillamento, la luminosità dello strato di elio diminuisce, gli strati di idrogeno esterni della gigante rossa vengono compressi e si verifica una nuova accensione della sorgente dello strato di idrogeno.
Fenomeni astronomici che coinvolgono nane bianche
Una caratteristica della radiazione delle nane bianche inLa gamma di raggi X è il fatto che la principale fonte di radiazione di raggi X per loro è la fotosfera, che le distingue nettamente dalle stelle "normali": quest'ultima emette una corona di raggi X riscaldata a diversi milioni di Kelvin e la temperatura di la fotosfera è troppo bassa per emettere raggi X.
In assenza di accrescimento, la sorgente di luminosità biancale nane sono la riserva di energia termica degli ioni nelle loro profondità, quindi la loro luminosità dipende dall'età. Una teoria quantitativa del raffreddamento delle nane bianche è stata elaborata alla fine degli anni '40 dal professor Samuel Kaplan.
- Accrezione sulle nane bianche nei sistemi binari
Durante l'evoluzione di stelle di diversa massa in binariosistemi, le velocità di evoluzione delle componenti non sono le stesse, mentre una componente più massiccia può evolversi in una nana bianca, mentre una meno massiccia può rimanere nella sequenza principale a questo punto.
A sua volta, durante la discesa nel processo di evoluzioneun componente meno massiccio dalla sequenza principale e dalla sua transizione al ramo delle giganti rosse, la dimensione di una stella in evoluzione inizia a crescere fino a riempire il suo lobo di Roche.
- Crescita non stazionaria su nane bianche inSe la compagna è una nana rossa massiccia, porta alla comparsa di novae nane (stelle del tipo U Gem (UG)) e di stelle variabili catastrofiche simili a nova.
- Accrezione su nane bianche con fortecampo magnetico, è diretto alla regione dei poli magnetici della nana bianca, e il meccanismo ciclotronico di radiazione del plasma in accrescimento nelle regioni vicino al polo del campo magnetico nano provoca una forte polarizzazione della radiazione nella regione visibile (polari e polari intermedi).
- Accrezione su nane bianche ricche di idrogenola materia porta al suo accumulo sulla superficie (costituita principalmente da elio) e al riscaldamento fino alle temperature della reazione di fusione dell'elio, che, in caso di sviluppo di instabilità termica, porta ad un'esplosione osservata come scoppio di una nuova stella .
- Accrescimento sufficientemente lungo e intenso suuna massiccia nana bianca porta alla sua massa che supera il limite di Chandrasekhar e un'esplosione termonucleare, osservata come supernova di tipo Ia.Un esempio di tale evento è l'esplosione della supernova SN 1572.
Formazione di dischi di nana bianca
Lo hanno deciso gli scienziati del Planetary Science Institute degli Stati Unitimistero che circonda la formazione dei dischi di detriti attorno alle nane bianche. È noto che questi dischi compaiono solo 10-20 milioni di anni dopo lo stadio di gigante rossa.
Durante la fase di gigante rossa, la stella perde una parte significativa della sua massa prima di diventare una nana bianca composta da carbonio e ossigeno, grande circa quanto la Terra e metà della massa del Sole.
In questo momento, le orbite di eventuali pianeti rimanentidestabilizzato, e gli asteroidi vengono lanciati verso la nana bianca. Quando si avvicinano troppo, le forze di marea della stella le trasformano in polvere. Ci si aspetta che le giovani nane bianche formino rapidamente i dischi, ma non è così.
Si è scoperto che il ritardo è stato spiegato proprio datemperatura delle nane bianche. Sono così caldi che la polvere evapora rapidamente e si dissipa. Questa evaporazione si ferma solo quando la temperatura superficiale della nana bianca si raffredda a circa 27 mila Kelvin. Ciò è coerente con i dati osservativi: sono stati trovati dischi in nane le cui temperature sono inferiori a quelle critiche.
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