Nana bianca

Spieghiamo cosa sono i nani bianchi, le loro caratteristiche, composizione, formazione, tipi e diamo diversi esempi

Un nano bianco rispetto a tre pianeti

Cos'è un nano bianco?

UN Nana bianca È una stella nelle ultime fasi della sua evoluzione, che ha già esaurito tutto l'idrogeno del suo nucleo, nonché il combustibile del suo reattore interno. In queste circostanze, la stella si raffredda e si contrae sorprendentemente a causa della propria gravità.

Ha solo il calore immagazzinato durante la sua esistenza, quindi in un certo modo, un nano bianco è come la griglia che rimane dopo aver spegne un falò colossale. Milioni di anni devono passare prima che l'ultimo respiro del suo calore lo abbandoni, trasformando un oggetto freddo e scuro.

Scoperta

Sebbene ora sia noto per abbondare, non sono mai stati facili da rilevare, poiché sono estremamente piccoli.

Il primo nano bianco fu scoperto da William Herschel nel 1783, come parte del sistema di stelle di 40 Eridani, nella costellazione di Eridano, la cui stella più luminosa è Praernar, visibile a sud (nell'emisfero settentrionale) durante l'inverno). 

40 Eridani è formato da tre stelle, una di queste, il 40 Eridane a. È visibile ad occhio nudo, ma i 40 Eridani B e 40 Eridani C sono molto più bassi. La B è un nano bianco, mentre la C è un nano rosso.

Anni dopo, dopo la scoperta del sistema 40 Eridani, tedesco Astronom. 

Bessel ha osservato piccole sinuosità nella traiettoria siriana, la cui spiegazione potrebbe essere solo la vicinanza di un'altra stella più piccola. Si chiamava siriano B, circa 10.000 volte meno luminoso dello splendore siriano.

Si è scoperto che siriano B era così o più piccolo di Nettuno, ma con una densità incredibilmente alta e una temperatura superficiale di 8000 K. E poiché la radiazione siriana B corrisponde allo spettro bianco, divenne noto come "nano bianco".

E da allora in poi, ogni stella con queste caratteristiche è chiamata così, sebbene i nani bianchi possano anche essere rossi o gialli, poiché hanno una varietà di temperature, quelli bianchi sono i più comuni.

Caratteristiche dei nani bianchi

Ad oggi circa 9000 stelle catalogate come nane bianche. Come abbiamo detto, non sono facili da scoprire a causa della loro debole luminosità.

Ci sono parecchi nani bianchi nel quartiere del sole, molti di loro scoperti dagli astronomi G. Kuyper e W. Luyten all'inizio del 20 ° secolo. Pertanto, le sue caratteristiche principali sono state studiate con relativa facilità, secondo la tecnologia disponibile. I più eccezionali sono: 

• Dimensioni ridotte, paragonabili a un pianeta.
• Alta densità.
• Bassa luminosità.
• Temperature nell'intervallo di 100000 e 4000 K.
• Hanno un campo magnetico.
• Hanno atmosfera di idrogeno ed elio.
• Intenso campo gravitazionale.
• Poca perdita di energia per radiazioni, motivo per cui si raffredda molto lentamente.

Piccole radio

Grazie alla temperatura e alla luminosità si sa che le loro radio sono molto piccole. Un nano bianco la cui temperatura superficiale è simile a quella del sole, emette a malapena il millesimo della luminosità di questo. Pertanto, la superficie nana deve essere molto piccola.

Siriano B e il pianeta Venere hanno approssimativamente lo stesso diametro. Tagizzato [CC BY-SA 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licenze/by-sa/4.0)]

Colore bianco

Questa combinazione ad alta temperatura e piccola radio fanno sembrare la stella bianca, come menzionato sopra. 

Struttura

Per quanto riguarda la sua struttura, si ipotizza che abbiano un nucleo solido di natura cristallina, circondato dalla materia in uno stato gassoso. 

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Ciò è possibile a causa delle successive trasformazioni che si svolgono nel reattore nucleare di una stella: dall'idrogeno all'elio, al carbonio e all'elio al carbonio a elementi più pesanti. 

È una possibilità reale, perché la temperatura nel nucleo del nano è abbastanza bassa da esistere un nucleo così solido.

In effetti, un nano bianco che si ritiene sia stato recentemente scoperto ha un nucleo di diamanti di 4000 km di diametro, situato nella costellazione di Alfa Centauri, 53 anni luce dalla Terra.

Densità

La questione della densità dei nani bianchi ha causato un grande sgomento per gli astronomi del tardo diciannovesimo e dei primi ventenni. I calcoli indicavano densità molto elevate.

Un nano bianco può avere una massa fino a 1,4 volte rispetto a quella del nostro sole, compresso a una dimensione come quella della terra. In questo modo, la sua densità è un milione di volte più grande di quella dell'acqua ed è esattamente ciò che supporta il nano bianco. Come è possibile?

La meccanica quantistica afferma che particelle come gli elettroni possono solo occupare determinati livelli di energia. Esiste anche un principio che limita la disposizione degli elettroni attorno al nucleo atomico: il principio di esclusione di Pauli. 

Secondo questa proprietà della materia, per due elettroni è impossibile avere lo stesso stato quantico all'interno dello stesso sistema. E inoltre, in materia ordinaria non tutti i livelli di energia consentiti sono generalmente occupati, solo alcuni lo sono.

Questo spiega perché le densità delle sostanze terrestri sono a malapena all'ordine di pochi grammi per centimetro cubo.

Materia degenerata

Ogni livello di energia occupa un certo volume, in modo che la regione che occupa un livello non si sovrappone a quella di un altro. In questo modo, due livelli con la stessa energia possono coesistere senza problemi, purché non si sovrappongono, poiché esiste una forza di degenerazione che lo impedisce. 

Questo crea una sorta di barriera quantistica che limita la contrazione della materia in una stella, originaria di una pressione che compensa il crollo gravitazionale. Pertanto viene mantenuta l'integrità del nano bianco.

Nel frattempo, gli elettroni riempiono tutte le possibili posizioni energetiche, riempiendo rapidamente il più basso ed essendo disponibili solo quelli di maggiore energia. 

In queste circostanze, con tutti gli stati energetici occupati, la questione è in uno stato che in fisica è chiamata Stato degenerato. È lo stato della massima densità possibile, secondo il principio di esclusione. 

Ma poiché l'incertezza nella posizione △ x x degli elettroni è minima, a causa dell'elevata densità, dal principio di incertezza di Heisenberg, l'incertezza nel momento lineare così:

△ x △ P ≥ ћ/2

Dove ћ è h/2π, essendo h la costante del plack. Pertanto, la velocità degli elettroni è vicina alla velocità della luce e aumenta la pressione che esercitano, poiché anche le collisioni aumentano. 

Questa pressione quantistica, chiamata Fermi Pressione, è indipendente dalla temperatura. Ecco perché un nano bianco può avere energia a qualsiasi temperatura, incluso lo zero assoluto.

Evoluzione dei nani bianchi

Grazie alle osservazioni astronomiche e alle simulazioni del computer, la formazione di una stella tipica come il nostro sole viene eseguita come segue:

• In primo luogo, gas cosmico e polvere abbondanti in idrogeno ed elio si condensano grazie alla gravità, per dare origine a Protoestrella, un giovane oggetto stellare. La protoestrella è una sfera in rapida contrazione, la cui temperatura aumenta gradualmente nel corso di milioni di anni.
• Una volta raggiunta una massa critica e con l'aumentare della temperatura, il reattore nucleare all'interno della stella viene acceso. Quando ciò accade, inizia la fusione dell'idrogeno e la stella è incorporata nella chiamata Sequenza principale.
• Dopo il tempo l'idrogeno del nucleo è esaurito e inizia l'accensione dell'idrogeno degli strati più esterni della stella, così come quello dell'elio nel nucleo.
• La stella si espande, aumentando intensamente, diminuendo la sua temperatura e diventando rosso. Questa è la fase di gigante rosso.
• Gli strati più esterni della stella si stanno spostando grazie al vento stellare e formano a Nebulosa planetaria, Sebbene non ci siano pianeti. Questa nebulosa circonda il nucleo stellare (molto più caldo), che ha esaurito la riserva di idrogeno inizia a bruciare l'elio per formare elementi più pesanti.
• La nebulosa si dissipa e il nucleo è nel nucleo di contrazione della stella originale, che diventa un nano bianco. Sebbene la fusione nucleare sia cessata nonostante abbia materiale, la stella ha ancora un'incredibile riserva di calore, che emette molto lentamente dalle radiazioni. Questa fase dura per molto tempo (circa 10¹⁰ anni, età stimata dell'universo).
• Una volta freddo, la luce che emessa scompare completamente e la nana bianca diventa a Nano nero.

Può servirti: piano inclinatoIl ciclo di vita delle stelle. Fonte: Wikimedia Commons. R.N. Bailey [CC per 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licenze/by/4.0)]

L'evoluzione del sole

Molto probabilmente, il nostro sole, a causa delle sue caratteristiche, attraversa le fasi descritte. Al momento il sole è una stella adulta che è nella sequenza principale, ma tutte le stelle lo abbandonano ad un certo punto, prima o poi.

Avranno molti milioni di anni per entrare nella fase successiva di Red Giant. Quando ciò accade, la terra e gli altri pianeti interni saranno inghiottiti dal sole in crescita, ma prima è sicuro che gli oceani siano evaporati e la terra è diventata un deserto.

Non tutte le stelle attraversano queste fasi. Dipende dalla sua massa. Quelli che sono molto più enormi che il sole abbia una fine molto più spettacolare perché finiscono come supernova. Il residuo in questo caso può essere un oggetto astronomico peculiare, come un buco nero o una stella di neutroni.

Il limite di Chandrasekhar

Nel 1930 un astrofisico indù di soli 19 anni, chiamato Subrahmanyan Chandrasekhar, determinò l'esistenza di una massa critica nelle stelle. 

Una stella la cui massa è al di sotto di questo valore critico segue il percorso di un nano bianco. Ma se la sua massa è al di sopra, i suoi giorni finiscono in una colossale esplosione. Questo è il limite di Chandrasekhar ed è equivalente a circa 1.44 volte la massa del nostro sole.

È calcolato come segue:

Qui n è il numero di elettroni per unità di massa, ћ è la costante di Planck divisa per 2π, C è la velocità della luce nel vuoto e G la costante di gravitazione universale.

Ciò non significa che le stelle più grandi di quelle del sole non possano diventare nane bianche. Durante tutto il suo soggiorno nella sequenza principale, la stella perde continuamente la massa. Lo fa anche nel suo palco come gigante rosso planetario e nebulosa.

D'altra parte, una volta trasformata in un nano bianco, la potente gravità della stella può attirare la massa di un'altra stella vicina e aumentare la propria. Supera il limite di Chandrasekhar, la fine del nano può essere - e l'altra stella - non è lenta come quella qui descritta. 

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Questa vicinanza può riavviare il reattore nucleare estinto e portare a un'enorme esplosione di supernova (Supernovas IA).

Composizione di nani bianchi

Quando il nucleo di una stella si è trasformato in elio, gli atomi di carbonio e ossigeno vengono uniti.

E quando la riserva di Helio termina a sua volta, il nano bianco è fondamentalmente composto da carbonio e ossigeno e in alcuni casi neon e magnesio, a condizione che il nucleo abbia una pressione sufficiente per sintetizzare questi elementi. 

La stella di aquarii è un nano da pranzo bianco. Fonte: NASA attraverso Wikimedia Commons.

Forse il nano è un'atmosfera sottile di elio o idrogeno, poiché poiché la gravità superficiale della stella è alta, gli elementi pesanti devono accumularsi al centro, lasciando il più leggero in superficie. 

In alcuni nani c'è anche la possibilità di fondere atomi di neon e creare nuclei di ferro solido.

Formazione

Come abbiamo detto durante i paragrafi precedenti, la nana bianca si forma dopo che la stella esaurisce la sua riserva di idrogeno. Quindi si gonfia e si espande e quindi espelle la materia sotto forma di nebulosa planetaria, lasciando il nucleo all'interno.

Questo nucleo, formato dalla materia degenerata, è ciò che è noto come una stella nana bianca. Una volta che il suo reattore di fusione è spento, si contrae lentamente, perdendo con tutta la sua energia termica e la sua luminosità.

Tipi di nani bianchi

Per classificare le stelle, compresi i nani bianchi, viene utilizzato il tipo spettrale, che a sua volta dipende dalla temperatura. Per nominare le stelle nane viene utilizzata una capitale d, seguita da una di queste lettere: A, B, C, O, Z, Q, X X. Queste altre lettere: P, H, E e V indicano un'altra serie di caratteristiche molto più particolari.

Ognuna di queste lettere indica una caratteristica di alto livello dello spettro. Ad esempio, una stella DA è un nano bianco il cui spettro ha una linea di idrogeno. E un DAV nano ha la linea di idrogeno e, inoltre, V indica che è una stella variabile o pulsante.

Infine alla serie di lettere viene aggiunto un numero compreso tra 1 e 9 per indicare l'indice di temperatura n:

N = 50400 /t. Star efficace

Un'altra classificazione dei nani bianchi viene eseguita in base alla loro massa:

• Circa 0.5 m sole
• Messa media: tra 0.5 e 8 volte M Sole
• Tra 8 e 10 volte la massa del sole.

Esempi di nani bianchi

- Sirio B nella costellazione di Can Mayor, il compagno di Sirio A, la stella più luminosa dei cieli notturni. È il nano bianco più vicino di tutti.

La fonte di luce più luminosa è siriana B

- Un Aquarii è un nano bianco che emette impulsi a raggi X.

Nano bianco nel sistema A Aquarii

- 40 Eridani B, distante 16 anni luce. È osservabile con il telescopio.

Il sistema Keid (40 Eridani), visto dalla simulazione astronomica di Celestia. Fonte: Henrykus, GFDL, via Wikimedia Commons

- Hl Tau 67 appartiene alla costellazione del Toro ed è un nano bianco variabile, il primo della sua classe da scoprire.

- DM Lyrae fa parte di un sistema binario ed è un nano bianco che è esploso come Nova nel ventesimo secolo.

- WD B1620 è un nano bianco che appartiene anche a un sistema binario. La stella compagna è una stella pulsante. In questo sistema c'è un pianeta che orbita entrambi.

PSR B1620-26, Sistema di stelle binarie. Fonte: Credito di illustrazione: NASA e G. Bacon (STSCI), dominio pubblico, via Wikimedia Commons

- Procyon B, compagno di Procyon A, nella costellazione di Can minore.

Il sistema binario Procyon, il nano bianco è un piccolo punto a destra. Fonte: Giuseppe Donatiello attraverso Flickr.

Riferimenti

1. Carroll, b. Un'introduzione all'astrofisica moderna. 2 °. Edizione. Pearson. 
2. Martínez, d. Evoluzione delle stelle. Recuperato da: Google Books.
3. Olaizola, i. Nani bianchi. Recuperato da: Telesforo.Aranzadi-Zientziak.org.
4. Oster, l. 1984. Astronomia moderna. Editoriale tornato.
5. Wikipedia. Nani bianchi. Recuperato da: è. Wikipedia.org.
6. Wikipedia. Elenco di nani bianchi. Recuperato da.Wikipedia.org.