Nane bianche: caratteristiche, foto

Nell'universo, la materia è spesso negli stati che sono piuttosto estremi per il nostro pianeta. Non ci sono alte temperature e pressioni, forti campi gravitazionali e magnetici, radiazioni intense intense, a causa delle quali, in effetti, potrebbe sorgere e svilupparsi una biosfera complessa. Tuttavia, l'estremità di un oggetto è una grande convenzione, perché per l'Universo, tali stati di materia sono abbastanza comuni. L'umanità ha imparato prima di loro attraverso la scoperta di una speciale classe di stelle: le nane bianche.

Scoperta di oggetti strani

La storia dello studio di stelle insolite iniziò all'inizio del 20 ° secolo, quando gli astronomi combinarono i risultati delle osservazioni di diversi sistemi a stelle multiple ravvicinati - 40 Eridani, Sirio e Procione. Si è scoperto che in ognuno di questi sistemi uno dei componenti è caratterizzato da una strana combinazione di proprietà. I loro parametri orbitali indicavano una massa abbastanza grande, paragonabile alla massa di una stella ordinaria; le caratteristiche spettrali indicavano una temperatura elevata. La luminosità di questi oggetti si è rivelata molto bassa: erano degli asterischi deboli e deboli.

Nel 1917 fu scoperto il primo oggetto singolo con proprietà simili: la stella di Van Maanen, situata a 14 anni luce dal Sole. La sua massa è di 0,7 masse solari, e allo stesso tempo il nostro Sole irradia più di cinquemila volte più potente della stella Van Maanen, dal nome del suo scopritore - l'astronomo olandese che ha lavorato negli Stati Uniti.

Nel 1922, un altro olandese americano, V. Ya Leyten, che scoprì molti di questi oggetti, propose un nome per questa classe di stelle, che usiamo ancora oggi: "nana bianca". Qui il termine "bianco" significa "caldo" ed è associato a caratteristiche spettrali.

Poco sull'evoluzione delle stelle

Il parametro chiave di tutte le stelle è la massa. Imposta l'intensità di tutti i processi che si verificano in una stella, poiché la pressione, la densità e, di conseguenza, la temperatura della sostanza nelle sue profondità dipendono dalla massa della stella. E più alti sono i valori di queste quantità, maggiore è la probabilità di ciascun atto fusione termonucleare, cioè, procede con maggiore intensità. La stabilità di una stella è mantenuta da un equilibrio tra la forza della sua compressione gravitazionale e la forza della pressione che lo respinge a causa del rilascio di energia durante le reazioni nucleari.

La massa determina anche la durata dell'esistenza stellare della stella fino a quando l'idrogeno non viene esaurito come combustibile termonucleare (lo stadio della "sequenza principale") e il suo successivo destino. Alla fine di questo periodo della loro vita, le stelle, a seconda della loro massa, sperimentano certi cambiamenti, il cui risultato è la loro trasformazione in oggetti di uno dei tre tipi: nane bianche, stelle di neutroni o buchi neri. Saremo interessati alla prima opzione.

Cuore rosso gigante

Se la massa della stella non supera una certa soglia (1,44 Masse solari), lei è destinata a diventare un nano. Come succede? Dopo l'esaurimento dell'idrogeno, al centro della stella si forma un denso nucleo di elio, in pratica una scoria accumulata durante la sua vita.

L'energia non viene più deviata dal centro, il che significa che la temperatura e la densità aumentano, perché la stella è compressa dalla sua stessa gravità. Ad un certo momento raggiungono un tale valore, in cui l'elio è già in grado di entrare in una reazione di sintesi, formando carbonio. In questo momento, i processi si verificano nel guscio della stella, portando al suo gonfiore e raffreddamento delle regioni esterne. La stella diventa un gigante rosso.

Il nucleo del gigante rosso ha proprietà isotermiche, essendo raffreddato principalmente non dall'emissione di radiazioni dalla superficie, ma come risultato dell'energia dei neutrini, da particelle per le quali il nucleo è trasparente.

Il gigante rosso è una stella instabile. Alla fine, perde i suoi strati esterni - questo crea fenomeni cosmici così spettacolari come nebulose planetarie. Solo un nucleo di elio caldo con un contenuto di carbonio più alto o più basso e, in una concentrazione molto bassa, rimane più pesante (ossigeno). Questo nucleo è una nana bianca.

Degenerazione del gas

La massa di questo nucleo è paragonabile alla massa del Sole, ma la dimensione è di due ordini di grandezza inferiore a quella della nostra stella. Da qui la conclusione: la densità delle nane bianche è enorme. Può variare da centinaia di chilogrammi a migliaia di tonnellate per centimetro cubo. Qual è una sostanza in tale stato: un solido o, forse, un liquido? No, solidi e liquidi non possono esistere a tali densità, che superano di gran lunga l'imballaggio più compatto di atomi in una sostanza. Questo è uno stato speciale della materia.

A causa delle pressioni gigantesche, i gusci degli elettroni degli atomi in questo gas vengono distrutti. La sostanza è un plasma mostruosamente compresso, il cui comportamento può essere descritto solo con l'uso della meccanica quantistica. Gli elettroni non possono avere gli stessi stati quantici ("divieto di Pauli"), in virtù del quale le loro velocità assumono una varietà di valori. Nel gas ordinario, la temperatura è correlata alla velocità delle particelle. In questo caso, qualunque sia la temperatura della sostanza, le velocità dell'elettrone non sono in alcun modo connesse con esso e possono raggiungere valori relativistici. Un tale gas di elettroni è chiamato degenerato.

Il limite di Chandrasekhar

La pressione di un gas degenerato è data dalla sua densità. Essa, come la forza antagonista della compressione gravitazionale, ha una dipendenza diretta (ma in misura diversa) dalla massa delle nane bianche e dall'opposto - sul loro raggio. Cioè, ci sono valori di massa in cui la pressione bilancia la gravità, il che garantirà l'esistenza stabile del nano. Se il valore critico di 1,44 masse solari viene superato, la nana non sarà una nana: la pressione non fermerà la compressione, il raggio continuerà a diminuire e si formerà una stella di neutroni.

Questa massa critica è chiamata limite di Chandrasekhar in onore del fisico indiano, che ne dimostrò l'esistenza nel 1931. Maggiore è la massa della nana, minore è il suo raggio. La forza di gravità su tali stelle è dieci volte più alta di quella della superficie del Sole. Tuttavia, il Sole è ancora avanti in questo senso: è destinato a diventare come un nano in pochi miliardi di anni.

A proposito di temperatura, dimensioni e luminosità

La temperatura superficiale delle nane bianche può raggiungere diverse decine o anche più di centomila gradi (il Sole ha circa 5800 K), e le dimensioni sono paragonabili alle dimensioni della Terra, cioè l'area della superficie radiante è estremamente piccola. Ora è chiaro il motivo per cui hanno una luminosità così bassa - sono solo piccoli.

Non hanno le proprie fonti di energia termonucleare e la loro luminosità è dovuta a un'enorme quantità di calore interno, che dipende non dal peso corporeo, ma dall'età. Un nano può raffreddarsi per un tempo molto lungo - decine o addirittura centinaia di miliardi di anni proprio perché emette radiazioni attraverso una piccola superficie. Le giovani nane calde si raffreddano più velocemente. Il massimo della loro radiazione cade sui raggi X e sui raggi ultravioletti. Quindi, nell'immagine a raggi X di Sirius, il piccolo Sirius B brilla più potente di quanto Sirius A sia la stella più luminosa del cielo terrestre.

Spettri e composizione chimica

A questi oggetti interessanti viene assegnata una classe spettrale D separata, in cui vi sono diverse sottoclassi associate alle caratteristiche degli spettri che riflettono la composizione della sottile atmosfera dei nani.

Quindi, l'atmosfera può essere idrogeno o elio e può anche essere caratterizzata dalla presenza di entrambi questi elementi e da una miscela di più pesanti (tutto ciò che è più pesante dell'elio è comunemente chiamato "metalli" nell'astronomia). Le linee di carbonio, ossigeno, calcio, ferro (a volte è difficile spiegare la loro presenza) si trovano negli spettri di molte nane bianche.

Le caratteristiche della composizione del sottosuolo, secondo i modelli moderni, sono le seguenti: contengono un sacco di carbonio e ossigeno (tanto quanto la stella madre ha "lavorato"), così come l'elio con una piccola quantità di idrogeno. I nuclei di tutti questi elementi formano un reticolo, e gli elettroni sono un gas degenere, quindi la sostanza ha alcune proprietà che la avvicinano al metallo, ad esempio, un'alta conduttività termica.

Nane bianche in sistemi binari chiusi

I nani possono essere parte di sistemi binari le cui componenti stellari sono così vicine che scambiano la materia. In questo caso, un nano massiccio e denso trascinerà la sostanza compagna su se stessa.

L'idrogeno dalla stella vicina sulla superficie calda della nana viene riscaldato alla temperatura alla quale inizia la fusione termonucleare. In questo caso, c'è un flash, chiamato la nuova stella.

Se, quando l'idrogeno cade su una nana, la sua massa supera il limite di Chandrasekhar, si verifica un collasso, accompagnato da un'esplosione di una supernova di tipo Ia. L'osservazione di tali supernovae nelle galassie distanti è di grande interesse, poiché la distanza dalle galassie è determinata dalla luminosità dei flash che hanno le stesse caratteristiche.

Oggetti misteriosi

La nana bianca è un fenomeno per nulla raro nell'universo, ma è difficile osservarli a causa della bassa luminosità. Ma a volte gli scienziati sono fortunati a trovare fenomeni interessanti.

Ad esempio, in 1600 anni luce da noi nella costellazione del Cancro c'è un sistema chiuso, formato da due nani. Secondo gli astronomi, distano solo 80.000 km, cinque volte meno che dalla Terra alla Luna. Il periodo del loro trattamento reciproco è di 5,4 minuti. È possibile che presto si fonderanno e si verificherà un'esplosione di supernova. Il modo in cui i componenti di questo sistema si sono rivelati così vicini non è ancora chiaro.

Le linee metalliche negli spettri dei nani sono state menzionate sopra. Gli scienziati ritengono che questi elementi possano indicare la distruzione dei pianeti nel processo della morte della stella madre. Chissà, forse in un lontano futuro, tutto ciò che rimane del nostro pianeta saranno tracce di silicio, ferro e ossigeno nello spettro di un nano in cui il sole girerà. Non dovresti arrabbiarti: succederà molto presto.

Anche i dettagli dei processi che portano alla nascita di questi incredibili oggetti non sono completamente compresi e il loro modello di evoluzione è ben lungi dall'essere completo. Quindi le nane bianche sono stelle che gli astrofisici hanno ancora molte sorprese, nonostante il fatto che la storia del loro studio abbia più di cento anni.