Cosa sono le nane bianche?
Le nane bianche sono stelle costituite da plasma elettrone-nucleare, prive di
La nana bianca più vicina conosciuta è Sirio B,situato a 8,6 anni luce di distanza. Si presume che tra i cento sistemi stellari più vicini al Sole, otto stelle siano nane bianche. Attualmente le nane bianche costituiscono, secondo varie stime, dal 3 al 10% della popolazione stellare della nostra galassia (l'incertezza della stima è dovuta alla difficoltà di osservare nane bianche distanti a causa della loro scarsa luminosità).
Le nane bianche si formano durante il processo di evoluzionestelle la cui massa non è sufficiente per trasformarsi in una stella di neutroni, cioè non supera circa 10 masse solari, che nella nostra galassia costituiscono oltre il 97% del totale. Quando una stella di sequenza principale di massa bassa o intermedia finisce di fondere l’idrogeno in elio, si espande fino a diventare una gigante rossa.
La gigante rossa è supportata dalla termonucleareReazioni di conversione dell'elio in carbonio e ossigeno. Se la massa di una gigante rossa non è sufficiente per aumentare la temperatura del nucleo al livello necessario per le reazioni termonucleari che coinvolgono il carbonio risultante, esso si accumula nel nucleo della stella, insieme all'ossigeno.
La stella perde il suo guscio esterno, formando una nebulosa planetaria, e il precedente nucleo della stella diventa una nana bianca fatta di carbonio e ossigeno.
La nana bianca Sirius B (indicata dalla freccia) accanto al luminoso Sirius A. Foto dal telescopio Hubble
L'origine delle nane bianche
Nello spiegare la genesi delle nane bianche, la chiaveDue idee hanno giocato un ruolo: l'idea dell'astronomo Ernst Epik che le giganti rosse si formino dalle stelle della sequenza principale a seguito del burnout del combustibile nucleare e l'ipotesi dell'astronomo Vasily Fesenkov che le stelle della sequenza principale dovrebbero perdere massa, e così via. una perdita di massa dovrebbe avere un impatto significativo sull'evoluzione delle stelle. Queste ipotesi sono state pienamente confermate.
- 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 potrebbe diminuire 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.
Figura: 8. Sistema binario esotico PSR J0348 + 0432, costituito da una pulsar e una nana bianca che le ruota attorno in 2,5 ore
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 nella composizione delle atmosfere dei bianchii nani sono rimasti a lungo poco chiari. Nel 1984, Iko Iben considerò gli scenari per l '"uscita" delle nane bianche dalle giganti rosse pulsanti situate sul ramo del gigante asintotico in diverse fasi di pulsazione.
Fase avanzata
In una fase avanzata dell'evoluzione nelle giganti rosse concon masse fino a dieci solari, a seguito del “burnout” del nucleo di elio, si forma un nucleo degenerato, costituito principalmente da carbonio ed elementi più pesanti, circondato da uno strato sorgente di elio non degenerato, in cui avviene una tripla reazione dell'elio si verifica.
A sua volta, sopra c'è uno stratouna fonte di idrogeno in cui avvengono le reazioni termonucleari del ciclo Bethe, che convertono l'idrogeno in elio, circondato da un guscio di idrogeno; quindi, la fonte esterna dello strato di idrogeno è il “produttore” di elio per la fonte dello strato di elio.
La combustione dell'elio in una sorgente a strati è soggetta ainstabilità termica dovuta alla dipendenza dalla temperatura estremamente elevata, aggravata dal tasso più elevato di conversione dell'idrogeno in elio rispetto al tasso di combustione dell'elio; il risultato è l'accumulo di elio, la sua compressione fino all'inizio della degenerazione, un forte aumento della velocità della tripla reazione dell'elio e lo sviluppostrato di elio flash.
Figura: 5. Nebulosa planetaria NGC 3132: una doppia stella al centro - un analogo di Sirio
In che modo la luce delle nane bianche può aiutare gli scienziati?
- Sistemi planetari
In un nuovo studio, gli astronomi guidati daMark A. Hollands mostra che dopo la morte di una stella, non tutte le prove dell'esistenza di un sistema planetario scompaiono dalla mappa della Galassia.
Se i pianeti rimangono nel sistema o sono nudinuclei, l’interazione gravitazionale tra di essi potrebbe far sì che i frammenti cadano sui resti della stella madre. Questo resto di stella, chiamato nana bianca, è composto quasi interamente da carbonio e ossigeno, circondato da un guscio denso ma sottile di idrogeno ed elio.
Naturalmente, anche qualsiasi oggetto che salta fuorivicino, sarà fatto a pezzi dall'estrema gravità della nana bianca, ei suoi frammenti cadranno sulla superficie della stella, dove si mescoleranno con l'idrogeno e l'elio delle conchiglie.
Litio, calcio che si trova nelle fotosfere nanee sodio, mentre magnesio, potassio, cromo e ferro sono stati trovati anche nel caso del nano LHS 2534. La composizione del materiale clastico che ricade sulle nane bianche studiate è arricchita di litio e impoverita di calcio rispetto ai corpi del sistema solare e corrisponde più da vicino al contenuto trovato nella crosta continentale della Terra.
Dopo aver colpito la stella, gli elementi inclusila composizione dell'oggetto distrutto, come litio e calcio, iniziano a emettere luce propria con caratteristiche spettrali uniche, consentendo loro di essere identificati in modo inequivocabile.
Anche la maggior parte delle nane bianche lo sonocaldo e la loro luce intensa rende difficile vedere qualsiasi contaminazione. Tuttavia, la recente missione Gaia ha aiutato a mappare dozzine di antiche e fredde nane bianche, e gli astronomi hanno trovato chiari segni di ossa planetarie nelle atmosfere di queste stelle.
Figura: 3. Popolazione di nane bianche nell'ammasso stellare globulare NGC 6397. Quadrati blu - nane bianche con elio, cerchi viola - nane bianche "normali" con un alto contenuto di carbonio
Nel caso del sistema WD è stato notato J2317+1830eccesso di radiazione infrarossa, che indica il continuo accrescimento di detriti dal disco circumstellare sulla nana, con un tasso di accrescimento totale stimato a 3 × 106 grammi al secondo.
Considerando che il capostipite di questo biancoLa nana potrebbe essere una stella con una massa di 4,8 volte la massa del Sole e l'idea della formazione di pianeti dopo la morte della stella è stata considerata infruttuosa, questo dimostra l'idea che le stelle di tipo spettrale B formano planetarie sistemi e sopravvivere fino allo stadio di una nana bianca.
- esopianeti
Inoltre, WD J2317 + 1830 è uno deii sistemi più antichi in cui potrebbero essersi formati pianeti rocciosi differenziati. Tutto ciò rende possibile imporre vincoli ai modelli di formazione planetaria che sono estremamente difficili da ottenere dalle osservazioni di pianeti attorno a stelle o giganti di sequenza principale.
In che modo questo aiuta?
Secondo gli scienziati, la scoperta fa lucesui processi che si verificano nel nostro Universo, in cui molte generazioni di sistemi planetari sono cambiate nel corso di 13 miliardi di anni di esistenza.
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