Nane bianche. Nana bianca, stella di neutroni, buco nero

26.09.2019

Bianco nani - uno degli argomenti più affascinanti della storia dell'astronomia: per la prima volta furono scoperti corpi celesti con proprietà molto lontane da quelle con cui ci occupiamo in condizioni terrestri. E, con ogni probabilità, la risoluzione dell'enigma delle nane bianche ha gettato le basi per la ricerca sulla misteriosa natura della materia nascosta da qualche parte in diverse parti dell'universo.

Ci sono molte nane bianche nell'universo. Un tempo erano considerate rare, ma un attento studio delle lastre fotografiche ottenute presso l'Osservatorio di Monte Palomar (USA) ha dimostrato che il loro numero supera le 1500. È stato possibile stimare la densità spaziale delle nane bianche: risulta che dovrebbero ci saranno circa 100 stelle del genere. La storia della scoperta delle nane bianche risale all'inizio del XIX secolo, quando Friedrich Wilhelm Bessel, tracciando il movimento della stella più luminosa Sirio, scoprì che il suo percorso non è una linea retta, ma ha un carattere ondulatorio. Il moto proprio della stella non era rettilineo; sembrava spostarsi da una parte all'altra, in modo appena percettibile. Nel 1844, circa dieci anni dopo le prime osservazioni di Sirio, Bessel concluse questo accanto a Sirio c'è la seconda stella, che, essendo invisibile, ha un effetto gravitazionale su Sirio; è rivelato dalle fluttuazioni del moto di Sirio. Ancora più interessante è il fatto che se la componente oscura esiste davvero, il periodo di rivoluzione di entrambe le stelle rispetto al loro centro di gravità comune è di circa 50 anni.

Avanti veloce fino al 1862. e dalla Germania a Cambridge, Massachusetts (USA). Alvan Clark, il più grande costruttore di telescopi degli Stati Uniti, fu incaricato dalla Mississippi State University di costruire un telescopio con un obiettivo da 18,5 pollici (46 cm) che sarebbe diventato il più grande telescopio del mondo. Dopo che Clark ha terminato la lavorazione della lente del telescopio, è stato necessario verificare se fosse garantita la necessaria precisione nella forma della sua superficie. A tal fine, l'obiettivo è stato installato in un tubo mobile e diretto verso Sirio, la stella più luminosa, che è l'oggetto migliore per controllare le lenti e rilevarne i difetti. Fissando la posizione del tubo del telescopio, Alvan Clark vide un debole "fantasma" che appariva all'estremità orientale del campo visivo del telescopio nel riflesso di Sirio. Poi, mentre il firmamento si muoveva, apparve alla vista Sirio stesso. La sua immagine era distorta: sembrava che il "fantasma" fosse un difetto dell'obiettivo, che doveva essere corretto prima di mettere in servizio l'obiettivo. Tuttavia, questa debole stella apparsa nel campo visivo del telescopio si rivelò essere la componente di Sirio prevista da Bessel. In conclusione, va aggiunto che a causa dello scoppio della prima guerra mondiale, il telescopio Clark non fu mai inviato nel Mississippi: fu installato all'Osservatorio di Dearbon, vicino a Chicago, e l'obiettivo è utilizzato ancora oggi, ma su base installazione diversa.

Così, Sirius è diventato oggetto di interesse generale e di molte ricerche, perché le caratteristiche fisiche del sistema binario hanno incuriosito gli astronomi. Tenendo conto delle caratteristiche del movimento di Sirio, della sua distanza dalla Terra e dell'ampiezza delle deviazioni dal movimento rettilineo, gli astronomi sono riusciti a determinare le caratteristiche di entrambe le stelle del sistema, chiamate Sirio A e Sirio B. La massa totale di entrambe le stelle risultarono essere 3,4 volte più grandi della massa del Sole. Si è scoperto che la distanza tra le stelle è quasi 20 volte la distanza tra il Sole e la Terra, cioè approssimativamente uguale alla distanza tra il Sole e Urano; la massa di Sirio A ottenuta sulla base della misurazione dei parametri dell'orbita si è rivelata 2,5 volte maggiore della massa del Sole e la massa di Sirio B era pari al 95% della massa del Sole. Dopo aver determinato la luminosità di entrambe le stelle, si è scoperto che Sirio A è quasi 10.000 volte più luminosa di Sirio B. Dalla magnitudine assoluta di Sirio A sappiamo che è circa 35,5 volte più luminosa del Sole. Ne consegue che la luminosità del Sole è 300 volte maggiore della luminosità di Sirio B. La luminosità di qualsiasi stella dipende dalla temperatura superficiale della stella e dalla sua dimensione, cioè dal diametro. La vicinanza della seconda componente alla più luminosa Sirio A rende estremamente difficile determinarne lo spettro, necessario per determinare la temperatura della stella. Nel 1915 utilizzando tutti i mezzi tecnici a disposizione del più grande osservatorio dell'epoca, Mount Wilson (USA), furono ottenute fotografie di successo dello spettro di Sirio.

Ciò ha portato ad una scoperta inaspettata: la temperatura del satellite era di 8000 K, mentre il Sole ha una temperatura di 5700 K. Pertanto, il satellite risultò effettivamente più caldo del Sole, il che significava che anche la luminosità di un'unità della sua superficie era maggiore. Infatti, un semplice calcolo mostra che ogni centimetro di questa stella irradia quattro volte più energia di un centimetro quadrato della superficie del Sole. Ne consegue che la superficie del satellite deve essere 300*10 4 volte più piccola della superficie del Sole, e Sirio B deve avere un diametro di circa 40.000 km. Tuttavia, la massa di questa stella è pari al 95% della massa del Sole. Ciò significa che un'enorme quantità di materia deve essere racchiusa in un volume estremamente piccolo, in altre parole la stella deve essere densa. Come risultato di semplici operazioni aritmetiche, scopriamo che la densità del satellite è quasi 100.000 volte superiore alla densità dell'acqua. Un centimetro cubo di questa sostanza sulla Terra peserebbe 100 kg e 0,5 litri di tale sostanza peserebbero circa 50 tonnellate.

Questa è la storia della scoperta della prima nana bianca. E ora ci poniamo la domanda: come può una sostanza essere compressa in modo che un suo centimetro cubo pesi 100 kg? Quando, a causa dell'alta pressione, la materia viene compressa a densità elevate, come nelle nane bianche, entra in gioco un altro tipo di pressione, la cosiddetta "pressione degenerata". Appare con la più forte compressione della materia nelle viscere della stella. È la compressione, non le alte temperature, a provocare la degenerazione della pressione.

A causa della forte compressione, gli atomi sono così fitti che i gusci di elettroni iniziano a compenetrarsi l'un l'altro. La contrazione gravitazionale di una nana bianca avviene per un lungo periodo di tempo e i gusci elettronici continuano a compenetrarsi fino a quando la distanza tra i nuclei diventa dell'ordine del raggio del più piccolo guscio elettronico. I gusci elettronici interni costituiscono una barriera impenetrabile che impedisce un'ulteriore compressione. Alla massima compressione, gli elettroni non sono più legati ai singoli nuclei, ma si muovono liberamente rispetto ad essi. Il processo di separazione degli elettroni dai nuclei avviene a seguito della ionizzazione a pressione. Quando la ionizzazione diventa completa, la nuvola di elettroni si sposta rispetto al reticolo dei nuclei più pesanti, così che la materia della nana bianca acquisisce alcune proprietà fisiche caratteristiche dei metalli. In una tale sostanza, l'energia viene trasferita alla superficie dagli elettroni, proprio come il calore viene distribuito lungo un'asta di ferro riscaldata da un'estremità.

Ma elettronico il gas presenta proprietà insolite. Man mano che gli elettroni vengono compressi, la loro velocità aumenta sempre di più, perché, come sappiamo, secondo il principio fisico fondamentale, due elettroni situati nello stesso elemento del volume di fase non possono avere la stessa energia. Pertanto, per non occupare lo stesso elemento di volume, devono muoversi a velocità enormi. Il volume più piccolo consentito dipende dall'intervallo di velocità degli elettroni. Tuttavia, in media, minore è la velocità degli elettroni, maggiore è il volume minimo che possono occupare. In altre parole, gli elettroni più veloci occupano il volume più piccolo.

Sebbene i singoli elettroni vengano trasportati a velocità corrispondenti alla temperatura interna dell'ordine di milioni di gradi, la temperatura dell'intero insieme di elettroni rimane bassa. È stato stabilito che gli atomi di gas di una normale nana bianca formano un reticolo di nuclei pesanti densamente imballati attraverso il quale si muove un gas di elettroni degenerato. Più vicino alla superficie della stella, la degenerazione si indebolisce e sulla superficie gli atomi non sono completamente ionizzati, quindi parte della materia si trova nel consueto stato gassoso. Conoscendo le caratteristiche fisiche delle nane bianche, possiamo costruirne un modello visivo. Cominciamo con bianco nani avere un'atmosfera. L'analisi degli spettri delle nane porta alla conclusione che lo spessore della loro atmosfera è solo di poche centinaia di metri. In questa atmosfera, gli astronomi rilevano vari elementi chimici familiari. conosciuto bianco nani due tipi: freddo e caldo. Le atmosfere delle nane bianche più calde contengono una certa quantità di idrogeno, anche se probabilmente non supera lo 0,05%. Tuttavia, dalle righe degli spettri di queste stelle sono stati rilevati idrogeno, elio, calcio, ferro, carbonio e persino ossido di titanio. Le atmosfere delle nane bianche fredde sono composte quasi interamente da elio; l’idrogeno può avere meno di un atomo su un milione. Le temperature superficiali delle nane bianche variano da 5000 K per le stelle "fredde" a 50.000 K per quelle "calde". Sotto l'atmosfera di una nana bianca si trova una regione di materia non degenerata contenente un piccolo numero di elettroni liberi. Lo spessore di questo strato è di 160 km, ovvero circa l'1% del raggio della stella. Questo strato può cambiare nel tempo, ma il diametro della nana bianca rimane costante e pari a circa 40.000 km.

Generalmente, bianco nani non diminuire di dimensioni dopo aver raggiunto questo stato. Si comportano come una palla di cannone riscaldata ad alta temperatura; il nucleo può cambiare temperatura irradiando energia, ma le sue dimensioni rimangono invariate. Cosa determina il diametro finale di una nana bianca? Risulta la sua massa. Maggiore è la massa di una nana bianca, minore è il suo raggio; il raggio minimo possibile è di 10.000 km. Teoricamente, se la massa di una nana bianca supera la massa del Sole di 1,2 volte, il suo raggio può essere indefinitamente piccolo. È la pressione del gas di elettroni degenere che impedisce alla stella ogni ulteriore compressione, e sebbene la temperatura possa variare da milioni di gradi nel nucleo della stella a zero sulla superficie, il suo diametro non cambia. Nel corso del tempo, la stella diventa un corpo scuro con lo stesso diametro che aveva quando entrò nella fase di nana bianca. Sotto lo strato superiore della stella il gas degenere è praticamente isotermo, cioè la temperatura è quasi costante fino al centro stesso della stella; è di diversi milioni di gradi: la cifra più realistica è 6 milioni di K.

Ora che abbiamo qualche idea sulla struttura di una nana bianca, la domanda sorge spontanea: Perché brilla? Una cosa è chiara: sono escluse le reazioni termonucleari. All’interno della nana bianca non c’è idrogeno per supportare questo meccanismo di generazione di energia. L'unico tipo di energia di cui dispone una nana bianca è l'energia termica. I nuclei degli atomi sono in movimento casuale, poiché sono dispersi dal gas di elettroni degenere. Nel tempo, il movimento dei nuclei rallenta, il che equivale al processo di raffreddamento. Il gas degli elettroni, che è diverso da qualsiasi gas conosciuto sulla Terra, è eccezionalmente termicamente conduttivo e gli elettroni conducono l’energia termica verso la superficie, dove viene irradiata attraverso l’atmosfera nello spazio.

Gli astronomi paragonano il processo di raffreddamento di una nana bianca calda a quello di una sbarra di ferro tolta dal fuoco. Inizialmente la nana bianca si raffredda rapidamente, ma man mano che la temperatura al suo interno diminuisce, il raffreddamento rallenta. Secondo le stime, nel corso delle prime centinaia di milioni di anni, la luminosità di una nana bianca diminuisce dell'1% rispetto alla luminosità del Sole.

Alla fine la nana bianca dovrà scomparire e diventare una nana nera., ma ciò potrebbe richiedere trilioni di anni e, secondo molti scienziati, sembra molto dubbio che l'età dell'universo fosse abbastanza antica per la comparsa di nane nere in esso. Altri astronomi ritengono che anche nella fase iniziale, quando la nana bianca è ancora piuttosto calda, la velocità di raffreddamento è bassa. E quando la temperatura della sua superficie scende a un valore dell'ordine della temperatura del Sole, la velocità di raffreddamento aumenta e l'estinzione avviene molto rapidamente. Quando l'interno di una nana bianca si raffredda abbastanza, si solidifica. In un modo o nell'altro, se assumiamo che l'età dell'Universo superi i 10 miliardi di anni, dovrebbero esserci molte più nane rosse che bianche. Sapendo questo, gli astronomi stanno cercando le nane rosse.

Finora non hanno avuto successo. Le masse delle nane bianche non sono state determinate con sufficiente precisione. Possono essere installati in modo affidabile per i componenti dei sistemi binari, come nel caso di Sirius. Ma solo alcuni bianco nani fanno parte delle stelle binarie. Nei tre casi più studiati, le masse delle nane bianche, misurate con una precisione superiore al 10%, si sono rivelate inferiori alla massa del Sole e pari a circa la metà di essa. Teoricamente, la massa limite per una stella non rotante completamente degenere dovrebbe essere 1,2 volte la massa del Sole. Tuttavia, se le stelle ruotano, e con ogni probabilità lo fanno, allora sono del tutto possibili masse molte volte maggiori di quella del sole.

La forza di gravità sulla superficie delle nane bianche è circa 60-70 volte maggiore di quella del Sole. Se una persona pesa 75 kg sulla Terra, sul Sole peserebbe 2 tonnellate e sulla superficie di una nana bianca il suo peso sarebbe di 120-140 tonnellate. Tenendo conto del fatto che i raggi delle nane bianche differiscono poco e le loro masse sono quasi le stesse, possiamo concludere che la forza di gravità sulla superficie di qualsiasi nana bianca è approssimativamente la stessa. Ci sono molte nane bianche nell'universo. Un tempo erano considerate rare, ma un attento studio delle lastre fotografiche ottenute presso l'Osservatorio del Monte Palomar ha dimostrato che il loro numero supera le 1500. Gli astronomi ritengono che la frequenza delle nane bianche sia rimasta costante, almeno negli ultimi 5 miliardi di anni. Forse, bianco nani costituiscono la classe più numerosa di oggetti nel cielo.

È stato possibile stimare la densità spaziale delle nane bianche: risulta che in una sfera con un raggio di 30 anni luce dovrebbero esserci circa 100 stelle di questo tipo. La domanda sorge spontanea: tutte le stelle diventano nane bianche alla fine del loro percorso evolutivo? In caso contrario, quale frazione di stelle entra nello stadio di nana bianca? Il passo più importante nella soluzione del problema fu compiuto quando gli astronomi tracciarono la posizione delle stelle centrali delle nebulose planetarie su un diagramma temperatura-luminosità. Per comprendere le proprietà delle stelle situate al centro delle nebulose planetarie, considera questi corpi celesti. Nelle fotografie, la nebulosa planetaria appare come un'estesa massa ellissoidale di gas con una stella debole ma calda al centro. In realtà, questa massa è un complesso guscio turbolento e concentrico che si espande a velocità di 15-50 km/s. Sebbene queste formazioni assomiglino ad anelli, in realtà sono conchiglie e la velocità del movimento turbolento del gas al loro interno raggiunge circa 120 km / s. Si è scoperto che i diametri di diverse nebulose planetarie, di cui è stato possibile misurare la distanza, sono dell'ordine di 1 anno luce, ovvero circa 10 trilioni di chilometri.

Espandendosi alle velocità sopra indicate, il gas nei gusci diventa molto rarefatto e non può essere eccitato, e quindi non è più visibile dopo 100.000 anni. Molte nebulose planetarie che osserviamo oggi sono nate negli ultimi 50.000 anni e la loro età tipica è vicina ai 20.000 anni. Le stelle centrali di tali nebulose sono gli oggetti più caldi conosciuti in natura. La loro temperatura superficiale varia da 50.000 a 1 milione di gradi Celsius. K. A causa delle temperature insolitamente elevate, la maggior parte della radiazione della stella proviene dalla regione ultravioletta dello spettro elettromagnetico.

Questo la radiazione ultravioletta viene assorbita, viene convertito e riemesso dal gas della shell nella regione visibile dello spettro, che ci permette di osservare la shell. Ciò significa che i gusci sono molto più luminosi delle stelle centrali - che in realtà sono la fonte di energia - poiché un'enorme quantità di radiazione stellare cade sulla parte invisibile dello spettro. Dall'analisi delle caratteristiche delle stelle centrali delle nebulose planetarie, ne consegue che il valore tipico della loro massa è compreso tra 0,6 e 1 massa solare. E per la sintesi di elementi pesanti nelle viscere della stella sono necessarie grandi masse. La quantità di idrogeno in queste stelle è trascurabile. Tuttavia, gli involucri di gas sono ricchi di idrogeno ed elio.

Alcuni astronomi lo credono Il 50-95% di tutte le nane bianche non hanno origine da nebulose planetarie. Pertanto, sebbene alcune nane bianche siano interamente associate a nebulose planetarie, almeno la metà o più di esse discendono da normali stelle della sequenza principale che non attraversano lo stadio di nebulosa planetaria. Il quadro completo della formazione delle nane bianche è confuso e incerto. Mancano così tanti dettagli che, nella migliore delle ipotesi, una descrizione del processo evolutivo può essere costruita solo per deduzione logica. Tuttavia, la conclusione generale è questa: molte stelle perdono parte della loro materia nel cammino verso il loro stadio finale, simile allo stadio di una nana bianca, e poi si nascondono nei "cimiteri" celesti sotto forma di nane nere e invisibili. Se la massa di una stella è circa il doppio della massa del Sole, tali stelle perdono la loro stabilità nelle ultime fasi della loro evoluzione. Tali stelle possono esplodere come supernove e poi ridursi alle dimensioni di palline con un raggio di diversi chilometri, ad es. trasformarsi in stelle di neutroni.

Scoperta delle nane bianche

La prima nana bianca scoperta fu la stella 40 Eridani B nel sistema triplo 40 Eridani, che fu inclusa nel catalogo delle stelle doppie da William Herschel nel 1785. Nel 1910, Henry Norris Russell attirò l'attenzione sulla luminosità anormalmente bassa di 40 Eridani B alla sua elevata temperatura di colore, che successivamente servì a separare tali stelle in una classe separata di nane bianche.

Sirio B e Procione B furono la seconda e la terza nana bianca scoperta. Nel 1844, il direttore dell'Osservatorio di Königsberg, Friedrich Bessel, analizzando i dati osservativi condotti a partire dal 1755, scoprì che Sirio, la stella più luminosa del cielo terrestre, e Procione periodicamente, anche se molto debolmente, deviano da una traiettoria rettilinea di movimento nella sfera celeste. Bessel giunse alla conclusione che ognuno di loro doveva avere un compagno intimo. Il messaggio fu accolto con scetticismo, poiché il debole compagno rimaneva inosservabile e la sua massa doveva essere piuttosto grande, paragonabile rispettivamente alla massa di Sirio e Procione.

Paradosso della densità

“Ero con il mio amico ... il professor E. Pickering in visita d'affari. Con la gentilezza che lo caratterizza, si offrì di prendere gli spettri di tutte le stelle che Hincks e io avevamo osservato... per determinarne la parallasse. Questo lavoro apparentemente di routine si è rivelato molto fruttuoso: ha portato alla scoperta che tutte le stelle di magnitudine assoluta molto piccola (cioè bassa luminosità) hanno un tipo spettrale M (cioè temperatura superficiale molto bassa). Se ricordo bene, mentre discutevo di questa domanda, chiesi a Pickering di alcune altre stelle deboli..., menzionando, in particolare, 40 Eridanus B . Comportandosi in modo tipico, inviò immediatamente una richiesta all'ufficio dell'Osservatorio (di Harvard), e presto ricevette una risposta (credo dalla signora Fleming) che lo spettro di questa stella è A (cioè alta temperatura superficiale). Anche in quei tempi del Paleozoico ne sapevo abbastanza di queste cose per rendermi subito conto che esisteva un'estrema discrepanza tra quelli che allora chiameremmo valori "possibili" di luminosità e densità della superficie. A quanto pare non nascondevo di essere rimasto non solo sorpreso, ma letteralmente colpito da questa eccezione a quella che sembrava essere una regola del tutto normale per le caratteristiche delle stelle. Pickering mi sorrise e disse: "Sono proprio queste eccezioni che portano all'espansione della nostra conoscenza" - e le nane bianche sono entrate nel mondo dei ricercati "

La sorpresa di Russell è abbastanza comprensibile: 40 Eridani B appartiene a stelle relativamente vicine e la parallasse osservata può essere utilizzata per determinare con precisione la distanza da essa e, di conseguenza, la luminosità. La luminosità di 40 Eridani B si è rivelata anormalmente bassa per il suo tipo spettrale: le nane bianche formavano una nuova regione sul diagramma G-R. Questa combinazione di luminosità, massa e temperatura era incomprensibile e non poteva essere spiegata nel quadro del modello standard della struttura delle stelle della sequenza principale sviluppato negli anni '20.

L'elevata densità delle nane bianche è rimasta inspiegabile nel quadro della fisica classica e dell'astronomia e ha trovato una spiegazione solo nell'ambito della meccanica quantistica dopo la comparsa della statistica di Fermi-Dirac. Nel 1926, Fowler nel suo articolo "Sulla materia densa" ( "Sulla materia densa", Avvisi mensili R. Astron. socc. 87, 114-122) ha mostrato che, a differenza delle stelle della sequenza principale, per le quali l'equazione di stato si basa sul modello dei gas ideali (modello standard di Eddington), per le nane bianche la densità e la pressione della materia sono determinate dalle proprietà del gas di elettroni degenere (Gas di Fermi).

Il passo successivo nello spiegare la natura delle nane bianche fu il lavoro di Yakov Frenkel, E. Stoner ?! e Chandrasekara. Nel 1928 Frenkel sottolineò che per le nane bianche deve esserci un limite superiore di massa, cioè queste stelle con una massa superiore a un certo limite sono instabili e devono collassare. Alla stessa conclusione arrivò indipendentemente nel 1930 E. Stoner, che fornì una stima corretta della massa limite. Più precisamente, fu calcolata nel 1931 da Chandrasekhar nella sua opera “La massa massima di una nana bianca ideale” ( "La massa massima delle nane bianche ideali", Astroph. J.74, 81-82) (limite Chandrasekhar) e indipendentemente da esso nel 1932 L. D. Landau .

Origine delle nane bianche

La soluzione di Fowler spiegava la struttura interna delle nane bianche, ma non chiariva il meccanismo della loro origine. Due idee hanno giocato un ruolo chiave nello spiegare la genesi delle nane bianche: l'idea dell'astronomo Ernst Epic secondo cui le giganti rosse si formano da stelle della sequenza principale in seguito alla combustione del combustibile nucleare, e l'ipotesi dell'astronomo Vasily Fesenkov, formulata poco dopo dopo la Seconda Guerra Mondiale, le stelle della sequenza principale avrebbero dovuto perdere massa, e tale perdita di massa avrebbe dovuto avere un effetto significativo sull’evoluzione delle stelle. Tali ipotesi sono state pienamente confermate.

Tripla reazione dell'elio e nuclei isotermici delle giganti rosse

Durante l'evoluzione delle stelle della sequenza principale, l'idrogeno viene "bruciato" - nucleosintesi con formazione di elio (vedi ciclo Bethe). 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. Un aumento della temperatura e della densità nel nucleo stellare porta a condizioni in cui viene attivata una nuova fonte di energia termonucleare: la combustione dell'elio (reazione del triplo elio o processo triplo alfa), caratteristica delle giganti rosse e delle supergiganti.

A temperature dell'ordine di 10 8 K, l'energia cinetica dei nuclei di elio diventa sufficientemente elevata da superare la barriera di Coulomb : due nuclei di elio (4 He, particelle alfa) possono fondersi per formare l'isotopo instabile del berillio 8 Be:

2 4 He + 2 4 He → 4 8 Be . (\displaystyle ()_(2)^(4)(\textrm (He))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\rightarrow ()_(4)^(8) (\textrm (Be)).)

La maggior parte dell'8 Be decade nuovamente in due particelle alfa, ma quando 8 Be si scontra con una particella alfa ad alta energia, si può formare un nucleo di carbonio stabile 12 C:

4 8 Be + 2 4 He → 6 12 C (\displaystyle ()_(4)^(8)(\textrm (Be))+()_(2)^(4)(\textrm (He))\ frecciadestra ()_(6)^(12)(\textrm (C))) + 7,3 MeV.

Nonostante la concentrazione di equilibrio molto bassa di 8 Be (ad esempio, ad una temperatura di ~10 8 K, il rapporto di concentrazione [ 8 Be]/[ 4 He] ~ 10 −10), la velocità tripla reazione dell'elio risulta essere sufficiente per raggiungere un nuovo equilibrio idrostatico nel nucleo caldo della stella. La dipendenza dalla temperatura del rilascio di energia nella reazione del triplo elio è estremamente elevata, così come l'intervallo di temperatura T (\displaystyle T)~1-2⋅10 Rilascio di energia di 8 K ε 3 α (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )):

ε 3 α = 10 8 ρ 2 Y 3 ⋅ (T 10 8) 30 , (\displaystyle \varepsilon _(3\alpha )=10^(8)\rho ^(2)Y^(3)\cdot \left ((T \sopra (10^(8)))\destra)^(30),)

Dove Y (\displaystyle Y)- concentrazione parziale di elio nel nucleo (nel caso considerato di "bruciore" dell'idrogeno, è vicino all'unità).

Va però notato che la reazione del triplo elio è caratterizzata da un rilascio di energia molto inferiore rispetto al ciclo di Bethe: in termini di unità di massa il rilascio di energia durante la "combustione" dell'elio è più di 10 volte inferiore rispetto alla "combustione" dell'idrogeno. Quando l'elio brucia e la fonte di energia nel nucleo si esaurisce, sono possibili anche reazioni di nucleosintesi più complesse, tuttavia, in primo luogo, tali reazioni richiedono temperature sempre più elevate e, in secondo luogo, il rilascio di energia per unità di massa in tali reazioni diminuisce man mano che la massa il numero di nuclei coinvolti nella reazione.

Un ulteriore fattore che sembra influenzare l'evoluzione dei nuclei delle giganti rosse è la combinazione della sensibilità alle alte temperature della reazione del triplo elio e delle reazioni di fusione dei nuclei più pesanti con il meccanismo raffreddamento dei neutrini: ad alte temperature e pressioni è possibile la diffusione di fotoni da parte degli elettroni con la formazione di coppie neutrino-antineutrino, che portano via liberamente energia dal nucleo: la stella è loro trasparente. La velocità di tale volumetrico raffreddamento dei neutrini, in contrasto con quello classico superficiale il raffreddamento dei fotoni non è limitato dai processi di trasferimento di energia dall'interno di una stella alla sua fotosfera. Come risultato della reazione di nucleosintesi nel nucleo della stella, viene raggiunto un nuovo equilibrio, caratterizzato dalla stessa temperatura del nucleo: nucleo isotermico(Fig. 2).

Nel caso delle giganti rosse di massa relativamente piccola (dell'ordine del Sole), i nuclei isotermici sono costituiti principalmente da elio, nel caso di stelle più massicce, da carbonio ed elementi più pesanti. Tuttavia, in ogni caso, la densità di un tale nucleo isotermico è così elevata che le distanze tra gli elettroni del plasma che forma il nucleo diventano commisurate alla loro lunghezza d'onda di De Broglie λ = h/mv (\displaystyle \lambda =h/mv), cioè sono soddisfatte le condizioni per la degenerazione del gas di elettroni. I calcoli mostrano che la densità dei nuclei isotermici corrisponde alla densità delle nane bianche, cioè I nuclei delle giganti rosse sono nane bianche..

Pertanto, esiste un limite di massa superiore per le nane bianche. È interessante notare che esiste un limite inferiore simile per le nane bianche osservate: poiché il tasso di evoluzione delle stelle è proporzionale alla loro massa, possiamo osservare le nane bianche di piccola massa come i resti solo di quelle stelle che sono riuscite ad evolversi nel periodo dal periodo iniziale di formazione stellare dell’Universo fino ai giorni nostri.

Caratteristiche degli spettri e classificazione spettrale

Le nane bianche sono assegnate a una classe spettrale separata D (dall'inglese Dwarf - dwarf), attualmente viene utilizzata una classificazione che riflette le caratteristiche degli spettri delle nane bianche, proposta nel 1983 da Edward Sion; in questa classificazione la classe spettrale è scritta nel seguente formato:

D [sottoclasse] [caratteristiche dello spettro] [indice di temperatura],

sono definite le seguenti sottoclassi:

DA - nello spettro sono presenti righe della serie Balmer dell'idrogeno, non si osservano righe dell'elio;
DB - Nello spettro sono presenti righe dell'elio He I, assenti le righe dell'idrogeno o dei metalli;
DC - spettro continuo senza righe di assorbimento;
DO - nello spettro sono presenti forti linee dell'elio He II, possono essere presenti anche linee He I e H;
DZ - solo linee metalliche, nessuna linea H o He;
DQ - linee di carbonio, compreso il C 2 molecolare;

e caratteristiche spettrali:

P - polarizzazione osservata della luce in un campo magnetico;
H - non si osserva la polarizzazione in presenza di un campo magnetico;
V - stelle del tipo ZZ Keta o altre nane bianche variabili;
X - Spettri particolari o non classificati.

L'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 delle giovani nebulose planetarie sono estremamente elevate: 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 da una scansione a raggi X). spettro). A tali temperature, la maggior parte dello spettro è costituito da raggi X duri e molli.

Allo stesso tempo, le nane bianche osservate nei loro spettri sono principalmente divise in due grandi gruppi: il tipo spettrale "idrogeno" DA, nei cui spettri non ci sono linee di elio, che costituiscono circa l'80% della popolazione di nane bianche e DB di tipo spettrale "elio" senza linee dell'idrogeno negli spettri che costituiscono la maggior parte del restante 20% della popolazione. La ragione di questa differenza nella composizione delle atmosfere delle nane bianche è rimasta poco chiara per molto tempo. Nel 1984, Iko Iben considerò gli scenari per l'"uscita" delle nane bianche dalle giganti rosse pulsanti situate sul ramo asintotico delle giganti , in varie fasi di pulsazione. Nella fase avanzata dell'evoluzione, le giganti rosse con masse fino a dieci masse solari, a seguito del "bruciore" del nucleo di elio, formano un nucleo degenere, costituito principalmente da carbonio ed elementi più pesanti, circondato da un nucleo non degenere fonte di foglio di elio, in cui avviene una tripla reazione dell'elio. A sua volta, sopra di essa si trova una fonte di idrogeno stratificata, in cui avvengono le reazioni termonucleari del ciclo Bethe di conversione dell'idrogeno in elio, circondato da un guscio di idrogeno; pertanto, la sorgente dello strato di idrogeno esterno è il "produttore" di elio per la sorgente dello strato di elio. La combustione dell'elio in una fonte stratificata è soggetta a instabilità termica a causa della sua dipendenza estremamente elevata dalla temperatura, e questa è esacerbata dal tasso di conversione da idrogeno a elio più elevato 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 sviluppo flash di elio stratificato.

In un tempo estremamente breve (~30 anni), la luminosità della fonte di elio aumenta così tanto che la combustione dell'elio entra in regime convettivo, lo strato si espande, spingendo la fonte dello strato di idrogeno verso l'esterno, il che porta al suo raffreddamento e alla cessazione dell'idrogeno combustione. Dopo che l'elio in eccesso si è bruciato durante l'esplosione, la luminosità dello strato di elio diminuisce, gli strati esterni di idrogeno della gigante rossa si restringono e la sorgente dello strato di idrogeno si accende nuovamente.

Iben suggerì che una gigante rossa pulsante potrebbe liberarsi del suo guscio, formando una nebulosa planetaria, sia nella fase flash dell'elio che nella fase quiescente con una fonte di idrogeno stratificata attiva e, poiché la superficie di separazione del guscio dipende dalla fase, quando il guscio è durante un flash di elio viene esposta una nana bianca "elio" di tipo spettrale DB, e quando l'involucro viene espulso da un gigante con una fonte di idrogeno a foglio attiva, viene esposta una nana "idrogeno" DA; la durata del flash dell'elio è circa il 20% della durata del ciclo di pulsazione, il che spiega il rapporto tra idrogeno ed elio nani DA:DB ~ 80:20.

Le grandi stelle (7-10 volte più pesanti del Sole) ad un certo punto “bruciano” idrogeno, elio e carbonio e si trasformano in nane bianche con un nucleo ricco di ossigeno. Lo confermano le stelle SDSS 0922+2928 e SDSS 1102+2054 con un'atmosfera contenente ossigeno.

Poiché le nane bianche sono private delle proprie fonti di energia termonucleare, si irradiano a scapito delle loro riserve di calore. La potenza di radiazione di un corpo assolutamente nero (potenza integrata sull'intero spettro), per unità di superficie, è proporzionale alla quarta potenza della temperatura corporea:

j = σ T 4 , (\displaystyle j=\sigma T^(4),)

Dove j (\displaystyle j)è la potenza per unità di superficie della superficie radiante, e σ (\displaystyle \sigma )- costante Stefan - Boltzmann .

Come già notato, la temperatura non è inclusa nell'equazione di stato di un gas di elettroni degenere, cioè il raggio di una nana bianca e l'area radiante rimangono invariati: di conseguenza, in primo luogo, per le nane bianche non esiste luminosità di massa dipendenza, ma esiste una dipendenza età-luminosità (che dipende solo dalla temperatura, ma non dall'area della superficie radiante) e, in secondo luogo, le giovani nane bianche supercalde dovrebbero raffreddarsi piuttosto rapidamente, poiché il flusso di radiazione e, di conseguenza, la velocità di raffreddamento, è proporzionale alla quarta potenza della temperatura.

Alla fine, dopo decine di miliardi di anni di raffreddamento, qualsiasi nana bianca deve trasformarsi in una cosiddetta Nana Nera (che non emette luce visibile). Anche se finora nell’Universo non sono stati osservati oggetti del genere (secondo alcuni [ Che cosa? Secondo i calcoli, sono necessari almeno 10 15 anni affinché una nana bianca si raffreddi fino alla temperatura di 5 K), poiché il tempo trascorso dalla formazione delle prime stelle nell'Universo è (secondo i concetti moderni) di circa 13 miliardi di anni , ma alcune nane bianche si sono già raffreddate a temperature inferiori a 4000 Kelvin (ad esempio, le nane bianche WD 0346+246 e SDSS J110217, 48+411315.4 con temperature di 3700-3800 K e tipo spettrale M0 ad una distanza di circa 100 anni luce da il Sole), che, insieme alle loro piccole dimensioni, rendono il loro rilevamento molto difficile.

Fenomeni astronomici che coinvolgono le nane bianche

Emissione di raggi X da nane bianche

La temperatura superficiale delle giovani nane bianche, nuclei stellari isotropi dopo l'espulsione del guscio, è molto elevata - più di 2⋅10 5 K , tuttavia diminuisce piuttosto rapidamente a causa della radiazione proveniente dalla superficie. Queste nane bianche molto giovani vengono osservate nella gamma dei raggi X (ad esempio, le osservazioni della nana bianca HZ 43 da parte del satellite ROSAT). Nella gamma dei raggi X, la luminosità delle nane bianche supera la luminosità delle stelle della sequenza principale: le immagini di Sirio scattate dal telescopio a raggi X Chandra (vedi Fig. 10) possono servire da illustrazione - su di esse, il bianco la nana Sirio B sembra più luminosa di Sirio A della classe spettrale A1, che nella gamma ottica è circa 10.000 volte più luminosa di Sirio B.

La temperatura superficiale delle nane bianche più calde è 7⋅10 4 K , quella più fredda è inferiore a 4⋅10 3 K (vedi, ad esempio, Star van Maanen e WD 0346+246 con SDSS J110217, 48+411315.4 di tipo spettrale M0 ).

Una caratteristica della radiazione delle nane bianche nella gamma dei raggi X è il fatto che la principale fonte di radiazione X per loro è la fotosfera, che le distingue nettamente dalle stelle "normali": in quest'ultima, la corona emette X -raggi X, riscaldato a diversi milioni di Kelvin, e la temperatura della fotosfera è troppo bassa per l'emissione di raggi X.

Accrescimento su nane bianche nei sistemi binari

Durante l'evoluzione di stelle di massa diversa nei sistemi binari, le velocità di evoluzione delle componenti non sono le stesse, mentre la componente più massiccia può evolversi in una nana bianca, mentre quella meno massiccia può rimanere ormai nella sequenza principale . A sua volta, quando la componente meno massiccia lascia la sequenza principale durante l'evoluzione e si sposta sul ramo della gigante rossa, la dimensione della stella in evoluzione inizia a crescere fino a riempire il suo lobo di Roche. Poiché i lobi di Roche delle componenti del sistema binario si toccano nel punto di Lagrange L 1 , in questa fase dell'evoluzione della componente meno massiccia della quale, attraverso il punto L 1, avviene il flusso di materia dalla gigante rossa nella Roche inizia il lobo della nana bianca e sulla sua superficie si accumula ulteriore materia ricca di idrogeno (vedi Fig. . 11), che porta a una serie di fenomeni astronomici:

L'accrescimento non stazionario sulle nane bianche, nel caso in cui la compagna sia una nana rossa massiccia, porta all'emergere di novae nane (stelle di tipo U Gem (UG)) e di stelle variabili catastrofiche simili a nova.
L'accrescimento sulle nane bianche, che hanno un forte campo magnetico, è diretto verso la regione dei poli magnetici della nana bianca, e il meccanismo ciclotronico della radiazione del plasma in accrescimento nelle regioni circumpolari del campo magnetico della nana provoca una forte polarizzazione di la radiazione nella regione visibile (polari e polari intermedie).
L'accumulo sulle nane bianche di materia ricca di idrogeno porta al suo accumulo sulla superficie (costituita principalmente da elio) e al riscaldamento alle temperature della reazione di fusione dell'elio, che, in caso di instabilità termica, porta a un'esplosione osservata come un lampo

stella di neutroni

I calcoli mostrano che l'esplosione di una supernova con M ~ 25M lascia un denso nucleo di neutroni (stella di neutroni) con una massa di ~ 1,6 M . Nelle stelle con massa residua M > 1,4 M che non hanno raggiunto lo stadio di supernova, anche la pressione del gas di elettroni degenere non è in grado di bilanciare le forze gravitazionali e la stella si riduce allo stato di densità nucleare. Il meccanismo di questo collasso gravitazionale è lo stesso dell'esplosione di una supernova. La pressione e la temperatura all'interno della stella raggiungono valori tali ai quali elettroni e protoni sembrano essere "premuti" l'uno nell'altro e come risultato della reazione

dopo l'espulsione dei neutrini si formano neutroni che occupano un volume di fase molto più piccolo rispetto agli elettroni. Appare una cosiddetta stella di neutroni, la cui densità raggiunge 10 14 - 10 15 g/cm 3 . La dimensione caratteristica di una stella di neutroni è di 10 - 15 km. In un certo senso, una stella di neutroni è un gigantesco nucleo atomico. Un'ulteriore contrazione gravitazionale è impedita dalla pressione della materia nucleare, che si forma a causa dell'interazione dei neutroni. Questa è anche la pressione di degenerazione, come nel caso di una nana bianca, ma è la pressione di degenerazione di un gas di neutroni molto più denso. Questa pressione è in grado di sostenere masse fino a 3,2 M.
I neutrini prodotti al momento del collasso raffreddano la stella di neutroni piuttosto rapidamente. Secondo le stime teoriche, la sua temperatura scende da 10 11 a 10 9 K in ~ 100 s. Inoltre, la velocità di raffreddamento diminuisce leggermente. Tuttavia, è piuttosto alto in termini astronomici. La diminuzione della temperatura da 10 9 a 10 8 K avviene in 100 anni e a 10 6 K in un milione di anni. Rilevare le stelle di neutroni con metodi ottici è piuttosto difficile a causa delle loro piccole dimensioni e della bassa temperatura.
Nel 1967, presso l'Università di Cambridge, Hewish e Bell scoprirono fonti cosmiche di radiazione elettromagnetica periodica: le pulsar. I periodi di ripetizione degli impulsi della maggior parte delle pulsar vanno da 3,3·10 -2 a 4,3 s. Secondo i concetti moderni, le pulsar sono stelle di neutroni rotanti con una massa compresa tra 1 e 3 M e un diametro compreso tra 10 e 20 km. Solo gli oggetti compatti con le proprietà delle stelle di neutroni possono mantenere la loro forma senza collassare a tali velocità di rotazione. La conservazione del momento angolare e del campo magnetico durante la formazione di una stella di neutroni porta alla nascita di pulsar in rapida rotazione con un forte campo magnetico B ~ 10 12 G.
Si ritiene che una stella di neutroni abbia un campo magnetico il cui asse non coincide con l'asse di rotazione della stella. In questo caso, la radiazione della stella (onde radio e luce visibile) scivola sulla Terra come i raggi di un faro. Quando il raggio attraversa la Terra, viene registrato un impulso. La radiazione stessa di una stella di neutroni deriva dal fatto che le particelle cariche dalla superficie della stella si muovono verso l'esterno lungo le linee del campo magnetico, emettendo onde elettromagnetiche. Questo meccanismo di emissione radio della pulsar, proposto per la prima volta da Gold, è mostrato in Fig. 39.

Se il raggio di radiazione colpisce un osservatore terrestre, il radiotelescopio rileva brevi impulsi di emissione radio con un periodo pari al periodo di rotazione della stella di neutroni. La forma dell'impulso può essere molto complessa, a causa della geometria della magnetosfera di una stella di neutroni ed è caratteristica di ciascuna pulsar. I periodi di rotazione delle pulsar sono rigorosamente costanti e la precisione della misurazione di questi periodi raggiunge cifre di 14 cifre.
Ora sono state scoperte le pulsar che fanno parte di sistemi binari. Se la pulsar orbita attorno alla seconda componente, si dovrebbero osservare variazioni nel periodo della pulsar dovute all'effetto Doppler. Quando la pulsar si avvicina all'osservatore, il periodo registrato degli impulsi radio diminuisce a causa dell'effetto Doppler, e quando la pulsar si allontana da noi, il suo periodo aumenta. Sulla base di questo fenomeno sono state scoperte le pulsar che fanno parte delle stelle binarie. Per la prima pulsar PSR 1913 + 16 scoperta, che fa parte di un sistema binario, il periodo orbitale di rivoluzione era di 7 ore e 45 minuti. Il periodo di rivoluzione corretto della pulsar PSR 1913+16 è di 59 ms.
La radiazione della pulsar dovrebbe portare ad una diminuzione della velocità di rotazione della stella di neutroni. È stato riscontrato anche un simile effetto. Una stella di neutroni, che fa parte di un sistema binario, può anche essere una sorgente di intensi raggi X.
La struttura di una stella di neutroni con una massa di 1,4 M e un raggio di 16 km è mostrata in Fig. 40.

I - sottile strato esterno di atomi densamente imballati. Nelle regioni II e III i nuclei sono disposti sotto forma di un reticolo cubico a corpo centrato. La regione IV è costituita principalmente da neutroni. Nella regione V, la materia può essere costituita da pioni e iperoni, che formano il nucleo adronico di una stella di neutroni. Attualmente si stanno definendo i singoli dettagli della struttura di una stella di neutroni.
La formazione delle stelle di neutroni non è sempre il risultato di un'esplosione di supernova. È anche possibile un altro meccanismo per la formazione di stelle di neutroni durante l'evoluzione delle nane bianche in sistemi stellari binari stretti. Il flusso di materia dalla stella compagna alla nana bianca aumenta gradualmente la massa della nana bianca e, una volta raggiunta la massa critica (limite di Chandrasekhar), la nana bianca si trasforma in una stella di neutroni. Nel caso in cui il flusso di materia continui dopo la formazione di una stella di neutroni, la sua massa può aumentare in modo significativo e, a seguito del collasso gravitazionale, può trasformarsi in un buco nero. Ciò corrisponde al cosiddetto collasso “silenzioso”.
Le stelle binarie compatte possono anche apparire come sorgenti di raggi X. Nasce anche dall'accrescimento di materia che cade da una stella “normale” su una più compatta. Durante l'accrescimento della materia su una stella di neutroni con B > 10 10 G, la materia cade nella regione dei poli magnetici. La radiazione dei raggi X è modulata dalla sua rotazione attorno all'asse. Tali sorgenti sono chiamate pulsar a raggi X.
Esistono sorgenti di raggi X (chiamate burster) in cui esplosioni di radiazioni si verificano periodicamente a intervalli di diverse ore o giorni. Il tempo di salita caratteristico del burst è di 1 sec. Durata dello scoppio da 3 a 10 sec. L'intensità al momento dell'esplosione può superare la luminosità nello stato di quiescenza di 2 - 3 ordini di grandezza. Attualmente si conoscono diverse centinaia di fonti di questo tipo. Si ritiene che le esplosioni di radiazioni avvengano a seguito di esplosioni termonucleari di materia accumulata sulla superficie di una stella di neutroni a seguito dell'accrescimento.
È noto che a piccole distanze tra nucleoni (< 0.3·10 -13 см) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρ яд и достигает 10 15 г/см 3 , то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ >ρ veleno, sono possibili processi come la comparsa di un condensato di pioni, la transizione di una sostanza neutronizzata a uno stato cristallino solido, la formazione di plasma di iperoni e quark-gluoni. È possibile la formazione di stati superfluidi e superconduttori della materia neutronica.
In accordo con le idee moderne sul comportamento della materia a densità 10 2 - 10 3 volte superiori a quella nucleare (vale a dire, tali densità vengono discusse quando si discute della struttura interna di una stella di neutroni), i nuclei atomici si formano all'interno della stella vicino il limite di stabilità. Una comprensione più profonda può essere raggiunta studiando lo stato della materia in base alla densità, alla temperatura, alla stabilità della materia nucleare in rapporti esotici tra il numero di protoni e il numero di neutroni nel nucleo n p /n n , tenendo conto dei deboli processi che coinvolgono i neutrini. Attualmente, praticamente l’unica possibilità per studiare la materia a densità superiori a quella nucleare sono le reazioni nucleari tra ioni pesanti. Tuttavia, i dati sperimentali sulla collisione di ioni pesanti non forniscono ancora informazioni sufficienti, poiché i valori ottenibili di n p /n n sia per il nucleo bersaglio che per il nucleo accelerato incidente sono piccoli (~ 1 - 0,7).
Misurazioni accurate dei periodi delle radiopulsar hanno dimostrato che la velocità di rotazione di una stella di neutroni sta gradualmente rallentando. Ciò è dovuto alla transizione dell'energia cinetica della rotazione della stella nell'energia di radiazione della pulsar e all'emissione di neutrini. Piccoli salti nei periodi delle radio pulsar sono spiegati dall'accumulo di stress nello strato superficiale di una stella di neutroni, accompagnato da “cracking” e “rotture”, che portano a un cambiamento nella velocità di rotazione della stella. Le caratteristiche temporali osservate delle radiopulsar contengono informazioni sulle proprietà della "crosta" di una stella di neutroni, sulle condizioni fisiche al suo interno e sulla superfluidità della materia neutronica. Recentemente è stato scoperto un numero significativo di radiopulsar con periodi inferiori a 10 ms. Ciò richiede un affinamento delle idee sui processi che avvengono nelle stelle di neutroni.
Un altro problema è lo studio dei processi dei neutrini nelle stelle di neutroni. L'emissione di neutrini è uno dei meccanismi di perdita di energia da parte di una stella di neutroni durante i 10 5 - 10 6 anni successivi alla sua formazione.

Quando guardiamo il cielo notturno, ci sembra che tutte le stelle siano uguali. L'occhio umano con grande difficoltà distingue lo spettro visibile della luce emessa da corpi celesti lontani. La stella, ancora appena visibile, potrebbe essersi spenta molto tempo fa e noi ne osserviamo solo la luce. Ognuna delle stelle ha la propria vita. Alcuni brillano di una luce bianca fissa, altri sembrano punti luminosi che pulsano di luce al neon. Altri ancora sono fiochi puntini luminosi, appena visibili nel cielo.

Ciascuna delle stelle si trova in un certo stadio della sua evoluzione e col tempo si trasforma in un corpo celeste di una classe diversa. Invece di un punto luminoso e abbagliante nel cielo notturno, appare un nuovo oggetto spaziale: una nana bianca, una stella che invecchia. Questo stadio di evoluzione è caratteristico della maggior parte delle stelle ordinarie. Un destino simile non può essere evitato per il nostro Sole.

Cos'è una nana bianca: una stella o un fantasma?

Solo di recente, nel 20 ° secolo, è diventato chiaro agli scienziati che una nana bianca è tutto ciò che resta nello spazio di una stella normale. Lo studio delle stelle dal punto di vista della fisica termonucleare ha dato un'idea dei processi che infuriano nelle viscere dei corpi celesti. Le stelle, formate a seguito dell'interazione delle forze gravitazionali, sono un colossale reattore termonucleare in cui si verificano costantemente reazioni a catena di fissione dei nuclei di idrogeno ed elio. In sistemi così complessi, i tassi di evoluzione dei componenti non sono gli stessi. Enormi riserve di idrogeno assicurano la vita di una stella per miliardi di anni a venire. Le reazioni dell'idrogeno termonucleare contribuiscono alla formazione di elio e carbonio. Dopo la fusione termonucleare entrano in gioco le leggi della termodinamica.

Dopo che la stella ha esaurito tutto l'idrogeno, il suo nucleo inizia a restringersi sotto l'influenza delle forze gravitazionali e della colossale pressione interna. Perdendo la parte principale del suo guscio, il corpo celeste raggiunge il limite della massa della stella, oltre il quale può esistere come una nana bianca, priva di fonti di energia, continuando a irradiare calore per inerzia. In effetti, le nane bianche sono stelle della classe delle giganti rosse e delle supergiganti che hanno perso il loro guscio esterno.

La fusione impoverisce una stella. L'idrogeno si secca e l'elio, essendo un componente più massiccio, può evolversi ulteriormente, raggiungendo un nuovo stato. Tutto ciò porta al fatto che inizialmente al posto di una stella ordinaria si formano giganti rosse e la stella lascia la sequenza principale. Così, il corpo celeste, avendo intrapreso la via del suo lento e inevitabile invecchiamento, si trasforma gradualmente. La vecchiaia di una stella è una lunga strada verso l'oblio. Tutto questo avviene molto lentamente. Una nana bianca è un corpo celeste con il quale, al di fuori della sequenza principale, avviene un inevitabile processo di estinzione. La reazione di fusione dell'elio porta al fatto che il nucleo di una stella che invecchia viene compresso, il luminare alla fine perde il suo guscio.

L'evoluzione delle nane bianche

Al di fuori della sequenza principale avviene il processo di estinzione delle stelle. Sotto l'influenza delle forze gravitazionali, il gas riscaldato delle giganti rosse e delle supergiganti si disperde in tutto l'Universo, formando una giovane nebulosa planetaria. Dopo centinaia di migliaia di anni, la nebulosa si dissolve e al suo posto rimane il nucleo degenerato di una gigante bianca rossa. Le temperature di un tale oggetto sono piuttosto elevate, da 90.000 K, stimate dalla linea di assorbimento dello spettro, fino a 130.000 K, quando la valutazione viene effettuata all'interno dello spettro dei raggi X. Tuttavia, a causa delle sue piccole dimensioni, il raffreddamento del corpo celeste avviene molto lentamente.

L'immagine del cielo stellato che osserviamo ha un'età compresa tra decine e centinaia di miliardi di anni. Dove vediamo le nane bianche, potrebbe già esistere un altro corpo celeste nello spazio. La stella è passata alla classe delle nane nere, lo stadio finale dell'evoluzione. In realtà al posto della stella rimane un grumo di materia la cui temperatura è pari alla temperatura dello spazio circostante. La caratteristica principale di questo oggetto è la completa assenza di luce visibile. È piuttosto difficile notare una stella del genere con un telescopio ottico convenzionale a causa della sua bassa luminosità. Il criterio principale per rilevare le nane bianche è la presenza di potenti radiazioni ultraviolette e raggi X.

Tutte le nane bianche conosciute, a seconda del loro spettro, sono divise in due gruppi:

oggetti di idrogeno, classe spettrale DA, nello spettro dei quali non sono presenti righe dell'elio;
nane di elio, tipo spettrale DB. Le linee principali nello spettro sono per l'elio.

Le nane bianche del tipo dell'idrogeno costituiscono la maggioranza della popolazione, fino all'80% di tutti gli oggetti di questo tipo attualmente conosciuti. I nani dell'elio rappresentano il restante 20%.

Lo stadio dell'evoluzione, a seguito del quale appare una nana bianca, è l'ultimo per le stelle non massicce, tra cui la nostra stella, il Sole. In questa fase, la stella ha le seguenti caratteristiche. Nonostante le dimensioni così piccole e compatte di una stella, la sua materia stellare pesa esattamente quanto è necessario per la sua esistenza. In altre parole, le nane bianche, che hanno raggi 100 volte più piccoli del raggio del disco solare, hanno una massa pari alla massa del Sole o addirittura pesano più della nostra stella.

Ciò suggerisce che la densità di una nana bianca è milioni di volte superiore alla densità delle stelle ordinarie situate nella sequenza principale. Ad esempio, la densità della nostra stella è di 1,41 g/cm³, mentre la densità delle nane bianche può raggiungere valori colossali di 105-110 g/cm³.

In assenza delle proprie fonti di energia, tali oggetti si raffreddano gradualmente e rispettivamente hanno una bassa temperatura. Sulla superficie delle nane bianche sono state registrate temperature nell'intervallo di 5.000-50.000 gradi Kelvin. Più vecchia è la stella, più bassa è la sua temperatura.

Ad esempio, la vicina della stella più luminosa del nostro cielo Sirio A, la nana bianca Sirio B, ha una temperatura superficiale di soli 2100 gradi Kelvin. All'interno di questo corpo celeste la temperatura è molto più calda, quasi 10.000°K. Sirio B è stata la prima delle nane bianche scoperte dagli astronomi. Il colore delle nane bianche scoperte dopo Sirio B si rivelò essere lo stesso bianco, motivo per cui fu dato questo nome a questa classe di stelle.

In termini di luminosità, Sirio A è 22 volte la luminosità del nostro Sole, ma sua sorella Sirio B brilla di una luce fioca, notevolmente inferiore in luminosità al suo abbagliante vicino. È stato possibile rilevare la presenza di una nana bianca grazie alle immagini di Sirio riprese dal telescopio a raggi X Chandra. Le nane bianche non hanno uno spettro luminoso pronunciato, quindi tali stelle sono comunemente considerate oggetti cosmici scuri e piuttosto freddi. Negli infrarossi e nei raggi X, Sirius B brilla molto più intensamente, pur continuando a irradiare un'enorme quantità di energia termica. A differenza delle stelle ordinarie, dove la corona funge da sorgente di onde a raggi X, la sorgente di radiazione nelle nane bianche è la fotosfera.

Essendo fuori dalla sequenza principale in termini di abbondanza, queste stelle non sono gli oggetti più comuni nell'universo. Nella nostra galassia, le nane bianche rappresentano solo il 3-10% dei corpi celesti. Per questa parte della popolazione stellare della nostra galassia, l'incertezza della stima rende difficile che la radiazione sia debole nella regione visibile della polare. In altre parole, la luce delle nane bianche non è in grado di superare i grandi accumuli di gas cosmico che costituiscono i bracci della nostra galassia.

Uno sguardo scientifico alla storia della comparsa delle nane bianche

Più avanti nei corpi celesti, al posto delle principali fonti di energia termonucleare esaurite, sorge una nuova fonte di energia termonucleare, la tripla reazione dell'elio, o il processo triplo alfa, che garantisce la combustione dell'elio. Queste ipotesi furono pienamente confermate quando divenne possibile osservare il comportamento delle stelle nella gamma degli infrarossi. Lo spettro luminoso di una stella ordinaria differisce in modo significativo dall'immagine che osserviamo guardando le giganti rosse e le nane bianche. Per i nuclei degenerati di tali stelle esiste un limite di massa superiore, altrimenti il corpo celeste diventa fisicamente instabile e potrebbe verificarsi il collasso.

È quasi impossibile spiegare la densità così elevata delle nane bianche in termini di leggi fisiche. I processi in corso sono diventati chiari solo grazie alla meccanica quantistica, che ha permesso di studiare lo stato del gas elettronico della materia stellare. A differenza di una stella ordinaria, dove il modello standard viene utilizzato per studiare lo stato di un gas, nelle nane bianche gli scienziati si occupano della pressione di un gas di elettroni degenere relativistico. Parlando in linguaggio semplice si osserva quanto segue. Con un'enorme compressione di 100 o più volte, la sostanza stellare diventa come un grande atomo, in cui tutti i legami e le catene atomiche si fondono insieme. In questo stato gli elettroni formano un gas elettronico degenere, la cui nuova formazione quantistica può resistere alle forze di gravità. Questo gas forma un nucleo denso, privo di guscio.

Uno studio dettagliato delle nane bianche utilizzando radiotelescopi e ottica a raggi X ha rivelato che questi oggetti celesti non sono così semplici e noiosi come potrebbe sembrare a prima vista. Data l'assenza di reazioni termonucleari all'interno di tali stelle, sorge involontariamente la domanda: da dove viene l'enorme pressione che è riuscita a bilanciare le forze di gravità e le forze di attrazione interna.

Come risultato della ricerca dei fisici nel campo della meccanica quantistica, è stato creato un modello di nana bianca. Sotto l'influenza delle forze gravitazionali, la materia stellare viene compressa a tal punto che i gusci elettronici degli atomi vengono distrutti, gli elettroni iniziano il loro movimento caotico, passando da uno stato all'altro. I nuclei degli atomi in assenza di elettroni formano un sistema, formando tra loro un legame forte e stabile. Ci sono così tanti elettroni nella materia stellare che si formano molti stati, rispettivamente, la velocità degli elettroni viene preservata. L'elevata velocità delle particelle elementari crea una colossale pressione interna del gas degenere elettronico, che è in grado di resistere alle forze di gravità.

Quando sono diventate note le nane bianche?

Nonostante il fatto che Sirio B sia considerata la prima nana bianca scoperta dagli astrofisici, ci sono sostenitori della versione della precedente conoscenza della comunità scientifica con oggetti stellari di questa classe. Già nel 1785, l'astronomo Herschel inserì per la prima volta nel catalogo stellare un sistema stellare triplo nella costellazione dell'Eridano, dividendo tutte le stelle separatamente. Solo 125 anni dopo, gli astronomi scoprirono una luminosità anormalmente bassa di 40 Eridani B con un'elevata temperatura di colore, che fu la ragione per l'assegnazione di tali oggetti in una classe separata.

L'oggetto aveva una debole brillantezza corrispondente ad una magnitudo di +9,52 m. La nana bianca aveva una massa ½ solare e un diametro inferiore a quello della Terra. Questi parametri contraddicevano la teoria della struttura interna delle stelle, dove la luminosità, il raggio e la temperatura della superficie della stella erano i parametri chiave per determinare la classe di una stella. Il diametro piccolo, la bassa luminosità dal punto di vista dei processi fisici non corrispondevano all'elevata temperatura di colore. Questa discrepanza ha sollevato molte domande.

La situazione con un’altra nana bianca, Sirus B, sembrava simile. Per fare un confronto, la sostanza di questo corpo celeste, grande quanto una scatola di fiammiferi, peserebbe più di un milione di tonnellate sul nostro pianeta. La temperatura di questa nana è 2,5 volte superiore a quella della stella principale del sistema Sirio.

Ultime scoperte scientifiche

I corpi celesti con cui abbiamo a che fare sono un banco di prova naturale, grazie al quale una persona può studiare la struttura delle stelle, le fasi della loro evoluzione. Se la nascita delle stelle può essere spiegata da leggi fisiche che operano allo stesso modo in qualsiasi ambiente, allora l'evoluzione delle stelle è rappresentata da processi completamente diversi. La spiegazione scientifica di molti di essi passa nella categoria della meccanica quantistica, la scienza delle particelle elementari.

Le nane bianche sembrano gli oggetti più misteriosi sotto questa luce:

In primo luogo, il processo di degenerazione del nucleo della stella sembra molto curioso, a seguito del quale la materia stellare non si disperde nello spazio, ma, al contrario, si riduce a dimensioni inimmaginabili;
In secondo luogo, in assenza di reazioni termonucleari, le nane bianche rimangono oggetti spaziali piuttosto caldi;
In terzo luogo, queste stelle, avendo un'elevata temperatura di colore, hanno una bassa luminosità.

Scienziati di ogni genere, astrofisici, fisici e scienziati nucleari devono ancora dare risposte a queste e molte altre domande che ci permetteranno di prevedere il destino del nostro luminare nativo. Il Sole è destinato a diventare una nana bianca, ma rimane discutibile se una persona sarà in grado di osservare il Sole in questo ruolo.

Se hai domande, lasciale nei commenti sotto l'articolo. Noi o i nostri visitatori saremo felici di rispondervi.

Le nane bianche sono stelle che hanno una massa grande (dell'ordine del Sole) e un raggio piccolo (raggio della Terra), inferiore al limite di Chandrasekhar per la massa selezionata, che sono il prodotto dell'evoluzione delle giganti rosse . Il processo di produzione dell'energia termonucleare in essi viene interrotto, il che porta alle proprietà speciali di queste stelle. Secondo varie stime, il loro numero nella nostra Galassia varia dal 3 al 10% della popolazione stellare totale.

Nel 1844, l'astronomo e matematico tedesco Friedrich Bessel, durante l'osservazione, scoprì una leggera deviazione della stella dal movimento rettilineo e ipotizzò che Sirio avesse una stella satellite massiccia e invisibile.

La sua ipotesi fu confermata già nel 1862, quando l'astronomo e progettista di telescopi americano Alvan Graham Clark, mentre regolava il più grande rifrattore dell'epoca, scoprì una stella fioca vicino a Sirio, che in seguito fu soprannominata Sirio B.

La nana bianca Sirio B ha una bassa luminosità e il campo gravitazionale influisce in modo abbastanza evidente sulla sua compagna luminosa, il che indica che questa stella ha un raggio estremamente piccolo con una massa significativa. Così, per la prima volta, fu scoperto un tipo di oggetto chiamato nane bianche. Il secondo oggetto del genere era la stella Maanen, situata nella costellazione dei Pesci.

Meccanismo educativo

Le nane bianche rappresentano lo stadio finale nell'evoluzione di una piccola stella con una massa paragonabile a quella del Sole. Quando compaiono? Quando tutto l'idrogeno al centro di una stella, come ad esempio il nostro Sole, si brucia, il suo nucleo si contrae fino a raggiungere densità elevate, mentre gli strati esterni si espandono notevolmente e, accompagnato da un generale attenuamento della luminosità, la stella si trasforma in una stella gigante rosso. La gigante rossa pulsante perde quindi il suo involucro poiché gli strati esterni della stella sono debolmente legati al nucleo centrale caldo e molto denso. Successivamente, questo guscio diventa una nebulosa planetaria in espansione. Come puoi vedere, le giganti rosse e le nane bianche sono strettamente imparentate.

La compressione del nucleo avviene a dimensioni estremamente piccole, ma, tuttavia, non supera il limite di Chandrasekhar, cioè il limite superiore della massa di una stella al quale può esistere come nana bianca.

Tipi di nane bianche

Spettralmente sono divisi in due gruppi. La radiazione di una nana bianca si divide nella più comune classe spettrale "idrogeno" DA (fino all'80% del totale), in cui non sono presenti righe spettrali dell'elio, e nella più rara classe spettrale "elio nana bianca" DB, in gli spettri delle stelle in cui non esistono righe dell'idrogeno.

L'astronomo americano Iko Iben ha proposto vari scenari per la loro origine: poiché la combustione dell'elio nelle giganti rosse è instabile, si sviluppa periodicamente uno strato di elio flash. Ha suggerito con successo un meccanismo per l'espulsione del guscio in diverse fasi dello sviluppo di un lampo di elio: al suo apice e nel periodo tra due lampi. La sua formazione dipende rispettivamente dal meccanismo di espulsione del guscio.

gas degenere

Fino a quando Ralph Fowler non spiegò le caratteristiche di densità e pressione delle nane bianche nel suo articolo del 1922 "Dense Matter", l'alta densità e le caratteristiche fisiche di una tale struttura sembravano paradossali. Fowler suggerì che, a differenza delle stelle di sequenza principale, per le quali l'equazione di stato è descritta dalle proprietà di un gas ideale, nelle nane bianche è determinata dalle proprietà di un gas degenere.

Grafico della dipendenza del raggio di una nana bianca dalla sua massa. Si noti che il limite ultrarelativistico del gas di Fermi è lo stesso del limite di Chandrasekhar

Un gas degenere si forma quando la distanza tra le sue particelle diventa inferiore all'onda di De Broglie, il che significa che gli effetti quantomeccanici causati dall'identità delle particelle di gas iniziano a influenzare le sue proprietà.

Nelle nane bianche, a causa delle enormi densità, i gusci degli atomi collassano sotto la forza della pressione interna e la sostanza diventa un plasma elettrone-nucleare e la parte elettronica è descritta dalle proprietà di un gas di elettroni degenere, simile al comportamento degli elettroni nei metalli.

Tra questi, i più comuni sono il carbonio-ossigeno con un guscio costituito da elio e idrogeno.

Statisticamente, il raggio di una nana bianca è paragonabile al raggio della Terra, e la massa varia da 0,6 a 1,44 masse solari. La temperatura superficiale è nell'intervallo fino a 200.000 K, il che spiega anche il loro colore.

Nucleo

La caratteristica principale della struttura interna è l'altissima densità del nucleo, in cui l'equilibrio gravitazionale è determinato dal gas di elettroni degenere. La temperatura nelle profondità della nana bianca e la contrazione gravitazionale sono bilanciate dalla pressione del gas degenere, che garantisce la relativa stabilità del diametro, e la sua luminosità è dovuta principalmente al raffreddamento e alla contrazione degli strati esterni. La composizione dipende da quanto si è evoluta la stella madre, principalmente carbonio con ossigeno e piccole impurità di idrogeno ed elio, che si trasformano in un gas degenere.

Evoluzione

Il brillamento dell'elio e l'espulsione dei gusci esterni da parte della gigante rossa spingono la stella lungo il diagramma Hertzsprung-Russell, determinandone la composizione chimica dominante. Il ciclo di vita di una nana bianca, successivamente, rimane stabile fino al suo raffreddamento, quando la stella perde la sua luminosità e diventa invisibile, entrando nella fase della cosiddetta "nana nera" - il risultato finale dell'evoluzione, sebbene questo termine è usato sempre meno nella letteratura moderna.

Il flusso di materia da una stella a una nana bianca, che non è visibile a causa della scarsa luminosità

La presenza di compagne stellari vicine ne prolunga la vita a causa della caduta di materia in superficie attraverso la formazione di un disco di accrescimento. Le caratteristiche dell'accrescimento di materia nei sistemi di coppia possono portare all'accumulo di materia sulla superficie delle nane bianche, che si traduce nell'esplosione di una nuova o supernova (nel caso particolarmente massiccia) di tipo Ia.

L'esplosione di una supernova immaginata da un artista

Se l'accrescimento nel sistema "nana bianca - nana rossa" non è stazionario, il risultato potrebbe essere una sorta di esplosione di una nana bianca (ad esempio, U Gem (UG)) o di nuove stelle variabili, l'esplosione di il che è catastrofico.

Il resto della supernova SN 1006 è una nana bianca in esplosione che si trovava in un sistema binario. Gradualmente catturò la sostanza della stella compagna e la massa crescente provocò un'esplosione termonucleare che fece a pezzi la nana.

Posizione sul diagramma Hertzsprung-Russell

Nel diagramma occupano la parte inferiore sinistra, appartenente al ramo delle stelle uscite dalla sequenza principale dallo stato di giganti rosse.

Ecco una regione di stelle calde e di bassa luminosità, che è la seconda più grande tra le stelle dell'universo osservabile.

Classificazione spettrale

Molte nane bianche nell'ammasso globulare M4, immagine di Hubble

Sono assegnati in una speciale classe spettrale D (dagli inglesi Dwarfs - nani, gnomi). Ma nel 1983 Edward Sion propone una classificazione più precisa che tiene conto delle differenze nei loro spettri, vale a dire: D (sottoclasse) (caratteristica spettrale) (indice di temperatura).

Esistono le seguenti sottoclassi di spettri DA, DB, DC, DO, DZ e DQ, che affinano la presenza o l'assenza di linee di idrogeno, elio, carbonio e metalli. E le caratteristiche spettrali di P, H, V e X specificano la presenza o l'assenza di polarizzazione, un campo magnetico in assenza di polarizzazione, variabilità, peculiarità o non classificazione delle nane bianche.

Qual è la nana bianca più vicina al Sole? La più vicina è la stella di van Maanen, che è un oggetto fioco a soli 14,4 anni luce dal Sole. Si trova al centro della costellazione dei Pesci.
La stella di Van Maanen è la nana bianca più vicina
La stella di Van Maanen è troppo debole per essere vista ad occhio nudo, la sua magnitudine è 12,2. Tuttavia, se consideriamo una nana bianca in un sistema con una stella, la più vicina è Sirio B, a una distanza di 8,5 anni luce da noi. A proposito, la nana bianca più famosa è Sirio B.
Confronto delle dimensioni di Sirio B e della Terra
La nana bianca più grande si trova al centro della nebulosa planetaria M27 (NGC 6853), meglio conosciuta come Nebulosa Manubrio. Si trova nella costellazione della Volpetta, ad una distanza di circa 1360 anni luce da noi. La sua stella centrale è più grande di qualsiasi altra nana bianca conosciuta fino ad oggi.
La nana bianca più piccola ha il nome dissonante GRW +70 8247 e si trova a circa 43 anni luce dalla Terra nella costellazione del Draco. La sua magnitudine è di circa 13 ed è visibile solo attraverso un grande telescopio.
La durata della vita di una nana bianca dipende da quanto lentamente si raffredda. A volte sulla sua superficie si accumula abbastanza gas da farlo esplodere in una supernova di tipo Ia. L'aspettativa di vita è molto lunga: miliardi di anni, o meglio da 10 a 19 gradi e anche di più. La lunga aspettativa di vita è dovuta al fatto che si raffreddano molto lentamente e hanno tutte le possibilità di sopravvivere fino alla fine dell'universo. E il tempo di raffreddamento è proporzionale alla quarta potenza della temperatura.
In media, una nana bianca è 100 volte più piccola del nostro Sole e, con una densità di 29.000 kg/cm3, il peso di 1 cm cubo è di 29 tonnellate. Ma vale la pena considerare che la densità può variare a seconda della dimensione, da 10*5 a 10*9 g/cm3.
Il nostro Sole finirà per diventare una nana bianca. Non importa quanto possa sembrare triste, ma la massa della nostra stella non le consente di trasformarsi in una stella di neutroni o in un buco nero. Il sole si trasformerà in una nana bianca ed esisterà in questa forma per miliardi di anni.
Come fa una stella a trasformarsi in una nana bianca? Fondamentalmente tutto dipende dalla massa, guardiamo l'esempio del nostro Sole. Passeranno ancora alcuni miliardi di anni e il Sole inizierà ad aumentare di dimensioni, trasformandosi in una gigante rossa, ciò è dovuto al fatto che tutto l'idrogeno brucerà nel suo nucleo. Dopo che l'idrogeno si sarà esaurito, inizierà la reazione di sintesi di elio e carbonio.
Come risultato di questi processi, la stella diventa instabile ed è possibile la formazione di venti stellari. Poiché le reazioni di combustione di elementi più pesanti dell'elio portano a più calore. Durante la sintesi dell'elio, alcune aree del guscio esterno espanso del Sole potranno staccarsi e attorno alla nostra stella si formerà una nebulosa planetaria. Di conseguenza, alla fine rimarrà un nucleo della nostra stella e quando il Sole si trasformerà in una nana bianca, le reazioni di fusione nucleare al suo interno si fermeranno già.
Una nebulosa planetaria che si forma a seguito dell'espansione e della perdita dei suoi gusci esterni spesso brilla molto intensamente. Il motivo è che il nucleo rimasto della stella (consideriamo una nana bianca) si raffredda molto lentamente e l'elevata temperatura superficiale di centinaia di migliaia e milioni di gradi Kelvin si irradia principalmente nel lontano ultravioletto. I gas della nebulosa, assorbendo questi quanti UV, li riemettono nella parte visibile del mondo, assorbendo contemporaneamente parte dell'energia del quanto e brillando molto intensamente, in contrasto con la restante, che è molto fioca nel visibile. allineare.

Risposte alle domande

Qual è la differenza tra una nana bianca e una? L'intera evoluzione di una stella si basa sulla sua massa iniziale, da questo parametro dipenderà la sua luminosità, la sua aspettativa di vita e in cosa si trasformerà alla fine. Per una stella con una massa di 0,5-1,44 solare, la vita finirà con l'espansione della stella e la trasformazione in una gigante rossa che, dopo aver gettato via i suoi gusci esterni, forma una nebulosa planetaria, lasciando dietro di sé un solo nucleo costituito da gas degenere.

Questo è un meccanismo semplificato per la formazione di una nana bianca. Se la massa di una stella è superiore a 1,44 masse del Sole (il cosiddetto limite di Chandrasekhar, al quale una stella può esistere come una nana bianca. Se la massa lo supera, diventerà una stella di neutroni), allora la stella, esaurito tutto l'idrogeno presente nel nucleo, inizia la sintesi degli elementi più pesanti fino al ferro. Un'ulteriore sintesi di elementi più pesanti del ferro è impossibile. richiede più energia di quella rilasciata durante il processo di fusione e il nucleo della stella collassa in una stella di neutroni. Gli elettroni escono dalle loro orbite e cadono nel nucleo, dove si fondono con i protoni e alla fine si formano i neutroni. La materia neutronica pesa centinaia e milioni di volte di più di qualsiasi altra sostanza.
La differenza tra una nana bianca e una pulsar. Tutte le stesse differenze del caso di una stella di neutroni, solo che vale la pena considerare che anche la pulsar (e questa è una stella di neutroni) ruota molto rapidamente, decine di volte al secondo, e il periodo di rotazione di una nana bianca è, ad esempio, 40 Eri B, 5 ore e 17 minuti. La differenza è palpabile!
Pulsar PSR J0348 +0432 - una stella di neutroni e una nana bianca
Cosa fa brillare le nane bianche? Poiché le reazioni termonucleari non si verificano più, tutta la radiazione disponibile è energia termica, quindi perché brillano? Infatti si raffredda lentamente, come il ferro rovente, che prima è bianco brillante e poi diventa rosso. Il gas degenere conduce molto bene il calore dal centro e si raffredda dell'1% in centinaia di milioni di anni. Nel corso del tempo, il raffreddamento rallenta e può durare per trilioni di anni.
In cosa si trasformano le nane bianche? L’età dell’Universo è troppo piccola perché si possano formare le cosiddette nane nere, lo stadio finale dell’evoluzione. Quindi non abbiamo ancora alcuna conferma reale. Sulla base dei calcoli del suo raffreddamento, sappiamo solo una cosa, che la loro aspettativa di vita è davvero enorme, supera l'età dell'Universo (13,7 miliardi di anni) e ammonta teoricamente a trilioni di anni.
Esiste una nana bianca con un forte campo magnetico come una stella di neutroni? Alcuni di loro hanno potenti campi magnetici, molto più forti di quelli che abbiamo creato sulla Terra. Ad esempio, l’intensità del campo magnetico sulla superficie terrestre è solo compresa tra 30 e 60 milionesimi di Tesla, mentre l’intensità del campo magnetico di una nana bianca può raggiungere i 100.000 Tesla.
Ma una stella di neutroni ha un campo magnetico veramente forte - 10 * 11 T ed è chiamata magnetar! Sulla superficie di alcune magnetar si possono formare degli urti che formano vibrazioni nella stella. Queste fluttuazioni spesso provocano enormi esplosioni di radiazioni gamma provenienti dalla magnetar. Così, ad esempio, la magnetar SGR 1900+14, che si trova a una distanza di 20.000 anni luce, nella costellazione dell'Aquila, è esplosa il 27 agosto 1998. Una potente esplosione di radiazioni gamma è stata così forte da forzare le apparecchiature di la navicella spaziale NEAR Shoemaker deve essere spenta per salvarla.

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