La nana blanca és una estrella força habitual al nostre espai. Els científics l'anomenen el resultat de l'evolució de les estrelles, l'etapa final del desenvolupament. En total, hi ha dos escenaris per a la modificació d'un cos estel·lar, en un cas l'etapa final és una estrella de neutrons, en l' altre un forat negre. Els nans són el pas evolutiu final. Tenen sistemes planetaris al seu voltant. Els científics van poder determinar-ho examinant exemplars enriquits amb metalls.
Fons
Les nanes blanques són estrelles que van cridar l'atenció dels astrònoms l'any 1919. Per primera vegada, un científic dels Països Baixos, Maanen, va descobrir un cos celeste com aquest. Per a la seva època, l'especialista va fer un descobriment força atípic i inesperat. El nan que va veure semblava una estrella, però tenia mides petites no estàndard. L'espectre, però, era com si es tractés d'un cos celeste massiu i gran.
Les raons d'un fenomen tan estrany han atret els científics des de fa força temps, de manera que s'ha fet un gran esforç per estudiar l'estructura de les nanes blanques. El gran avenç es va fer quan van expressar i demostrar la suposició de l'abundància de diverses estructures metàl·liques a l'atmosfera d'un cos celeste.
Cal aclarir que els metalls en astrofísica són tot tipus d'elements, les molècules dels quals són més pesades que l'hidrogen, l'heli, i la seva composició química és més progressiva que aquests dos compostos. L'heli, l'hidrogen, tal com van aconseguir establir els científics, estan més estesos al nostre univers que qualsevol altra substància. A partir d'això, es va decidir designar tota la resta com a metalls.
Desenvolupament del tema
Tot i que les nanes blanques molt diferents en mida del Sol es van veure per primera vegada als anys vint, només mig segle després la gent va descobrir que la presència d'estructures metàl·liques a l'atmosfera estel·lar no és un fenomen típic. Com a resultat, quan s'inclouen a l'atmosfera, a més de les dues substàncies més comunes, les més pesades, es desplacen cap a les capes més profundes. Les substàncies pesades, que es troben entre les molècules d'heli, l'hidrogen, s'han de traslladar finalment al nucli de l'estrella.
Hi va haver diversos motius per a aquest procés. El radi d'una nana blanca és petit, aquests cossos estel·lars són molt compactes; no en va reben el seu nom. De mitjana, el radi és comparable al de la terra, mentre que el pes és similar al pes d'una estrella que il·lumina el nostre sistema planetari. Aquesta relació de dimensions i pes provoca una acceleració superficial gravitatòria excepcionalment gran. En conseqüència, la deposició de metalls pesants a l'atmosfera d'hidrogen i heli es produeix només uns quants dies terrestres després que la molècula entri a la massa gasosa total.
Característiques i durada
De vegades característiques de les nanes blanquessón tals que el procés de sedimentació de molècules de substàncies pesades es pot retardar durant molt de temps. Les opcions més favorables, des del punt de vista d'un observador de la Terra, són processos que triguen milions, desenes de milions d'anys. No obstant això, aquests intervals de temps són excepcionalment curts en comparació amb la vida útil del propi cos estel·lar.
L'evolució d'una nana blanca és tal que la majoria de les formacions observades per l'home en aquest moment ja tenen diversos centenars de milions d'anys terrestres. Si ho comparem amb el procés més lent d'absorció de metalls pel nucli, la diferència és més que significativa. Per tant, la detecció de metall a l'atmosfera d'una determinada estrella observable ens permet concloure amb certesa que el cos inicialment no tenia aquesta composició atmosfèrica, en cas contrari, totes les inclusions metàl·liques haurien desaparegut fa molt de temps.
Teoria i pràctica
Les observacions descrites anteriorment, així com la informació recollida durant moltes dècades sobre nanes blanques, estrelles de neutrons i forats negres, van suggerir que l'atmosfera rep inclusions metàl·liques de fonts externes. Els científics van decidir primer que aquest és el mitjà entre les estrelles. Un cos celeste es mou a través d'aquesta matèria, acumula el medi a la seva superfície, enriquint així l'atmosfera amb elements pesants. Però més observacions van demostrar que aquesta teoria és insostenible. Tal com van especificar els experts, si el canvi de l'atmosfera es produís d'aquesta manera, la nana rebria principalment hidrogen de l'exterior, ja que el medi entre les estrelles es va formar en el seu gruix per hidrogen imolècules d'heli. Només un petit percentatge del mitjà és compostos pesats.
Si la teoria formada a partir d'observacions primàries de nanes blanques, estrelles de neutrons i forats negres es justificaria, les nanes consistirien en hidrogen com a element més lleuger. Això no permetria ni tan sols l'existència de cossos celestes d'heli, perquè l'heli és més pesat, la qual cosa significa que l'acreció d'hidrogen l'amagaria completament a l'ull d'un observador extern. A partir de la presència de nanes d'heli, els científics van arribar a la conclusió que el medi interestel·lar no pot servir com l'única i fins i tot la principal font de metalls a l'atmosfera dels cossos estel·lars.
Com explicar-ho?
Els científics que van estudiar els forats negres, nanes blanques als anys 70 del segle passat, van suggerir que les inclusions metàl·liques es poden explicar per la caiguda de cometes a la superfície d'un cos celeste. És cert que en un moment aquestes idees es consideraven massa exòtiques i no van rebre suport. Això es va deure en gran part al fet que la gent encara no sabia sobre la presència d' altres sistemes planetaris; només es coneixia el nostre sistema solar "domèstic".
Un pas important en l'estudi dels forats negres, les nanes blanques es va fer a finals de la següent, la vuitena dècada del segle passat. Els científics tenen a la seva disposició instruments infrarojos especialment potents per observar les profunditats de l'espai, que van permetre detectar la radiació infraroja al voltant d'un dels coneguts astrònoms nans blanques. Això es va revelar precisament al voltant del nan, l'atmosfera del qual contenia metàl·licsinclusió.
La radiació infraroja, que va permetre estimar la temperatura de la nana blanca, també va dir als científics que el cos estel·lar està envoltat d'alguna substància que pot absorbir la radiació estel·lar. Aquesta substància s'escalfa a un nivell de temperatura específic, inferior a la d'una estrella. Això permet redirigir gradualment l'energia absorbida. La radiació es produeix en el rang d'infrarojos.
La ciència avança
Els espectres de la nana blanca s'han convertit en objecte d'estudi de les ments avançades del món dels astrònoms. Com a resultat, d'ells podeu obtenir molta informació sobre les característiques dels cossos celestes. Van ser especialment interessants les observacions de cossos estel·lars amb excés de radiació infraroja. Actualment, s'han pogut identificar unes tres dotzenes de sistemes d'aquest tipus. El seu percentatge principal es va estudiar amb el telescopi Spitzer més potent.
Els científics, observant els cossos celestes, van trobar que la densitat de nanes blanques és significativament menor que aquest paràmetre, característic dels gegants. També es va trobar que l'excés de radiació infraroja es deu a la presència de discos formats per una substància específica que pot absorbir la radiació energètica. És el que després irradia energia, però en un rang de longituds d'ona diferent.
Els discs estan excepcionalment propers i afecten la massa de nanes blanques fins a cert punt (que no pot superar el límit de Chandrasekhar). El radi exterior s'anomena disc detrític. S'ha suggerit que es va formar durant la destrucció d'algun cos. De mitjana, la mida del radi és comparable a la del Sol.
Si prestes atenció al nostre sistema planetari, queda clar que relativament a prop de la "llar" podem observar un exemple similar: aquests són els anells que envolten Saturn, la mida dels quals també és comparable al radi de la nostra estrella. Amb el temps, els científics han descobert que aquesta característica no és l'única que tenen en comú els nans i Saturn. Per exemple, tant el planeta com les estrelles tenen discos molt prims, que no són transparents quan s'intenta brillar a través de la llum.
Conclusions i desenvolupament de la teoria
Com que els anells de les nanes blanques són comparables als que envolten Saturn, ha estat possible formular noves teories que expliquen la presència de metalls a l'atmosfera d'aquestes estrelles. Els astrònoms saben que els anells al voltant de Saturn es formen per la interrupció de la marea d'alguns cossos que estan prou a prop del planeta per ser afectats pel seu camp gravitatori. En aquesta situació, el cos extern no pot mantenir la seva pròpia gravetat, la qual cosa comporta una violació de la integritat.
Fa uns quinze anys, es va presentar una nova teoria que explicava de manera similar la formació dels anells nans blanques. Es va suposar que inicialment la nana era una estrella al centre del sistema planetari. El cos celeste evoluciona amb el temps, que triga milers de milions d'anys, s'infla, perd la closca, i això provoca la formació d'un nan, que es va refredant gradualment. Per cert, el color de les nanes blanques s'explica precisament per la seva temperatura. Per a alguns, s'estima en 200.000 K.
El sistema de planetes en el curs d'aquesta evolució pot sobreviure, el que porta aexpansió de la part exterior del sistema simultàniament amb una disminució de la massa de l'estrella. Com a resultat, es forma un gran sistema de planetes. Els planetes, els asteroides i molts altres elements sobreviuen a l'evolució.
Què hi ha després?
El progrés del sistema pot provocar la seva inestabilitat. Això condueix al bombardeig de l'espai que envolta el planeta per pedres, i els asteroides surten parcialment volant del sistema. Alguns d'ells, però, es mouen en òrbites, tard o d'hora es troben dins del radi solar de la nana. No es produeixen col·lisions, però les forces de la marea condueixen a una violació de la integritat del cos. Un cúmul d'aquests asteroides pren una forma semblant als anells que envolten Saturn. Així, es forma un disc de deixalles al voltant de l'estrella. La densitat de la nana blanca (uns 10^7 g/cm3) i el seu disc detrític difereixen significativament.
La teoria descrita s'ha convertit en una explicació bastant completa i lògica d'una sèrie de fenòmens astronòmics. A través d'ell, es pot entendre per què els discs són compactes, perquè una estrella no pot estar envoltada per un disc amb un radi comparable al del sol durant tota la seva existència, en cas contrari, aquests discos estarien dins del seu cos al principi.
En explicar la formació dels discos i la seva mida, es pot entendre d'on ve la peculiar oferta de metalls. Podria acabar a la superfície estel·lar, contaminant la nana amb molècules metàl·liques. La teoria descrita, sense contradir els indicadors revelats de la densitat mitjana de nanes blanques (de l'ordre de 10^7 g/cm3), demostra per què s'observen metalls a l'atmosfera de les estrelles, per què la mesura de la químicacomposició per mitjans possiblement accessibles a l'home i per quina raó la distribució dels elements és semblant a la característica del nostre planeta i d' altres objectes estudiats.
Teories: hi ha algun benefici?
La idea descrita es va utilitzar àmpliament com a base per explicar per què les closques de les estrelles estan contaminades amb metalls, per què van aparèixer els discos de deixalles. A més, se'n dedueix que al voltant del nan existeix un sistema planetari. Hi ha poca sorpresa en aquesta conclusió, perquè la humanitat ha establert que la majoria de les estrelles tenen els seus propis sistemes de planetes. Això és característic tant dels que són semblants al Sol com dels que són molt més grans que les seves dimensions, és a dir, a partir d'ells es formen nanes blanques.
Temes no esgotats
Tot i que considerem que la teoria descrita anteriorment és generalment acceptada i provada, algunes preguntes per als astrònoms romanen obertes fins avui. De particular interès és l'especificitat de la transferència de matèria entre els discos i la superfície d'un cos celeste. Com alguns suggereixen, això es deu a la radiació. Les teories que criden d'aquesta manera a descriure el transport de la matèria es basen en l'efecte Poynting-Robertson. Aquest fenomen, sota la influència del qual les partícules es mouen lentament en una òrbita al voltant d'una estrella jove, gradualment en espiral cap al centre i desapareixent en un cos celeste. Presumiblement, aquest efecte s'hauria de manifestar en els discs de deixalles que envolten les estrelles, és a dir, les molècules que hi ha presents tard o d'hora es troben en una proximitat excepcional a la nana. Sòlidsestan subjectes a l'evaporació, es forma gas, com en forma de discs s'ha registrat al voltant de diverses nanes observades. Tard o d'hora, el gas arriba a la superfície del nan transportant metalls aquí.
Els fets revelats són estimats pels astrònoms com una contribució significativa a la ciència, ja que suggereixen com es formen els planetes. Això és important, ja que els objectes de recerca que atrauen especialistes sovint no estan disponibles. Per exemple, els planetes que giren al voltant d'estrelles més grans que el Sol són extremadament rars d'estudiar; és massa difícil a nivell tècnic que està disponible per a la nostra civilització. En canvi, la gent ha pogut estudiar sistemes planetaris després de la transformació d'estrelles en nanes. Si aconseguim desenvolupar-nos en aquesta direcció, segur que serà possible revelar noves dades sobre la presència dels sistemes planetaris i les seves característiques distintives.
Les nanes blanques, a l'atmosfera de les quals s'han detectat metalls, ens permeten fer-nos una idea de la composició química dels cometes i altres cossos còsmics. De fet, els científics simplement no tenen cap altra manera d'avaluar la composició. Per exemple, estudiant els planetes gegants, només es pot fer una idea de la capa exterior, però no hi ha informació fiable sobre el contingut interior. Això també s'aplica al nostre sistema "domèstic", ja que la composició química només es pot estudiar des d'aquell cos celeste que va caure a la superfície de la Terra o on va ser possible aterrar l'aparell de recerca.
Com va?
Tard o d'hora, el nostre sistema planetari també es convertirà en la "llar" d'una nana blanca. Com diuen els científics, el nucli estel·lar ho téuna quantitat limitada de matèria per obtenir energia, i tard o d'hora s'esgoten les reaccions termonuclears. El gas disminueix de volum, la densitat augmenta fins a una tona per centímetre cúbic, mentre que a les capes exteriors la reacció encara continua. L'estrella s'expandeix, convertint-se en una gegant vermella, el radi de la qual és comparable a centenars d'estrelles iguals al Sol. Quan la closca exterior deixa de "cremar", en 100.000 anys hi ha una dispersió de matèria a l'espai, que s'acompanya de la formació d'una nebulosa.
El nucli de l'estrella, alliberat de la closca, fa baixar la temperatura, la qual cosa condueix a la formació d'una nana blanca. De fet, aquesta estrella és un gas d' alta densitat. En ciència, els nans sovint es coneixen com a cossos celestes degenerats. Si la nostra estrella estigués comprimida i el seu radi només seria d'uns quants milers de quilòmetres, però el pes es conservaria completament, llavors també hi hauria lloc una nana blanca.
Característiques i punts tècnics
El tipus de cos còsmic considerat és capaç de brillar, però aquest procés s'explica per altres mecanismes que no siguin les reaccions termonuclears. La resplendor s'anomena residual, s'explica per una disminució de la temperatura. La nana està formada per una substància els ions de la qual de vegades són més freds que 15.000 K. Els moviments oscil·latoris són característics dels elements. A poc a poc, el cos celeste es torna cristal·lí, la seva resplendor es debilita i el nan evoluciona cap a marró.
Els científics han identificat un límit de massa per a un cos celeste: fins a 1,4 el pes del Sol, però no més d'aquest límit. Si la massa supera aquest límit,l'estrella no pot existir. Això es deu a la pressió d'una substància en estat comprimit: és menor que l'atracció gravitatòria que comprimeix la substància. Hi ha una compressió molt forta, que provoca l'aparició de neutrons, la substància es neutronitza.
El procés de compressió pot provocar una degeneració. En aquest cas, es forma una estrella de neutrons. La segona opció és la compressió continuada, que tard o d'hora condueix a una explosió.
Paràmetres i funcions generals
La lluminositat bolomètrica de la categoria considerada de cossos celestes en relació amb la característica del Sol és inferior a unes deu mil vegades. El radi de la nana és inferior a cent vegades el sol, mentre que el pes és comparable al característic de l'estrella principal del nostre sistema planetari. Per determinar el límit de massa d'un nan, es va calcular el límit de Chandrasekhar. Quan es supera, el nan evoluciona cap a una altra forma de cos celeste. La fotosfera d'una estrella, de mitjana, consta de matèria densa, estimada en 105–109 g/cm3. En comparació amb la seqüència principal, és aproximadament un milió de vegades més densa.
Alguns astrònoms creuen que només el 3% de totes les estrelles de la galàxia són nanes blanques, i alguns estan convençuts que cada desena part pertany a aquesta classe. Les estimacions varien molt sobre el motiu de la dificultat d'observar els cossos celestes: estan lluny del nostre planeta i brillen massa dèbilment.
Històries i noms
El 1785, un cos va aparèixer a la llista d'estrelles dobles, que Herschel estava observant. L'estrella va rebre el nom de 40 Eridani B. És ella la que es considera la primera persona vista de la categoria blanca.nans. L'any 1910, Russell va notar que aquest cos celeste té un nivell de lluminositat extremadament baix, tot i que la temperatura del color és força elevada. Amb el temps, es va decidir que els cossos celestes d'aquesta classe s'havien de separar en una categoria separada.
L'any 1844, Bessel, estudiant la informació obtinguda fent el seguiment de Procyon B, Sirius B, va decidir que tots dos es desplaçaven d'una línia recta de tant en tant, la qual cosa significa que hi ha satèl·lits propers. Aquesta suposició semblava poc probable a la comunitat científica, ja que no es podia veure cap satèl·lit, mentre que les desviacions només es podien explicar per un cos celeste, la massa del qual és excepcionalment gran (similar a Sirius, Procyon).
L'any 1962, Clark, treballant amb el telescopi més gran que hi havia en aquell moment, va identificar un cos celeste molt fosc a prop de Sírius. Va ser ell qui es deia Sirius B, el mateix satèl·lit que Bessel havia suggerit molt abans. L'any 1896, els estudis van demostrar que Procyon també tenia un satèl·lit: es deia Procyon B. Per tant, les idees de Bessel es van confirmar completament.
