en la imagen tamaños comparativos Sol (derecha) y sistema dual IK Pegasus componente B - enano blanco con una temperatura superficial de 35.500 K (centro) y componente A, una estrella de tipo espectral A8 (izquierda).
Apertura En 1844, el director del Observatorio de Königsberg, Friedrich Bessel, descubrió que Sirio, la estrella más brillante cielo del norte, periódicamente, aunque muy débilmente, se desvía de camino recto movimiento en esfera celestial. Bessel llegó a la conclusión de que Sirio debe tener un satélite "oscuro" invisible, y el período de revolución de ambas estrellas alrededor centro general La masa debe ser de unos 50 años. El mensaje fue recibido con escepticismo, ya que el satélite oscuro permaneció inobservable y su masa debería haber sido bastante grande, comparable a la masa de Sirio.
En enero de 1862 A.G. Clark, ajustando un refractor de 18 pulgadas, el telescopio más grande del mundo en ese momento (Dearborn Telescope), suministrado por la empresa de la familia Clark al Observatorio de Chicago, descubrió una estrella tenue en las inmediaciones de Sirio. Este era el satélite oscuro de Sirio, Sirio B, predicho por Bessel. La temperatura de la superficie de Sirio B es de 25.000 K, lo que, teniendo en cuenta su luminosidad anormalmente baja, indica un radio muy pequeño y, en consecuencia, una densidad extremadamente alta: 10,6 g/cm³ (densidad de Sirio ~0,25 g/cm³, densidad solar ~ 1,4 g/cm³).
En 1917, Adrian Van Maanen descubrió la siguiente enana blanca: la estrella de Van Maanen en la constelación de Piscis.
Una vez que se termina el hidrógeno, la masa determina cómo cambia cada estrella. Los más pequeños simplemente absorben el resto del combustible y se agotan. Las estrellas más masivas atraviesan una compleja serie de reacciones de fusión antes de experimentar un espectacular colapso final. Licenciado en Historia y Diplomado en Archivística y Biblioteconomía.
Esta ilustración es una impresión artística de un delgado disco rocoso de escombros encontrado alrededor de dos estrellas enanas blancas Híades. Se creía que los asteroides rocosos habían sido perturbados por planetas dentro del sistema y desviados hacia la estrella, donde se rompieron, dieron vueltas alrededor de los escombros y luego fueron arrastrados hacia la estrella misma.
Paradoja de la densidad A principios del siglo XX, Hertzsprung y Russell descubrieron un patrón relacionado con la clase espectral (temperatura) y la luminosidad de las estrellas: el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R). Parecía que toda la diversidad de estrellas encajaba en dos ramas del diagrama H-R: la secuencia principal y la rama de la gigante roja. En el curso de su trabajo sobre la acumulación de estadísticas sobre la distribución de estrellas por clase espectral y luminosidad, Russell recurrió al profesor E. Pickering en 1910. Otros eventos Russell lo describe de esta manera:
Puedes imaginar emociones poderosas que debe dominar el astrónomo cuando descubre nuevo planeta¿O una estrella o algo más con su telescopio? Bueno, ¿y si este descubrimiento no se observa en el cielo, sino en un archivo que documenta la investigación? A las emociones hay que añadir una buena dosis de entumecimiento. Bueno, eso es lo que le pasó a Jay Farihi, investigador del College London.
Un espectro es un registro de la luz emitida por una estrella lejana y cuya descomposición cromática nos permite conocer la composición de esa estrella y cómo se ve afectada a lo largo de su trayectoria. La tecnología ha avanzado mucho y hoy en día se utilizan sistemas digitales para registrar estos espectros, pero alguna vez había que recurrir a la fotografía en placas de vidrio, y esta fue la referencia de Fariha a la estrella de Van Maanen: placa conmemorativa, tomada por Walter Adams, director del Observatorio Mount Wilson, hace casi un siglo.
La sorpresa de Russell es bastante comprensible: 40 Eridani B se refiere a estrellas relativamente cercanas y, a partir del paralaje observado, se puede determinar con bastante precisión la distancia a ella y, en consecuencia, la luminosidad. La luminosidad de 40 Eridani B resultó ser anormalmente baja para su clase espectral: se formaron enanas blancas NUEVA Área en el diagrama G-R. Esta combinación de luminosidad, masa y temperatura era incomprensible y no podía explicarse dentro del modelo estándar de secuencia principal de estructura estelar desarrollado en la década de 1920.
La alta densidad de las enanas blancas sólo se explicó en el marco de la mecánica cuántica después de la aparición de la estadística de Fermi-Dirac. En 1926, Fowler, en el artículo “Materia densa” (“Dense Matter”, Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122) demostró que, a diferencia de las estrellas de secuencia principal, cuya ecuación de estado se basa en la modelo gas ideal (modelo estandar Eddington), para las enanas blancas la densidad y presión de la materia están determinadas por las propiedades del degenerado. gas de electrones(gas Fermi).
La siguiente etapa en la explicación de la naturaleza de las enanas blancas fue obra de Ya I. Frenkel y Chandrasekhar. En 1928, Frenkel indicó que para las enanas blancas debería haber limite superior masas, y en 1930 Chandrasekhar en su obra “ Peso máximo ideal white dwarf" (“La masa máxima de las enanas blancas ideales”, Astroph. J. 74, 81-82) demostró que las enanas blancas con una masa superior a 1,4 solar son inestables (límite de Chandrasekhar) y deben colapsar.
Al parecer esta pieza no tenía nada de extraordinario: una imagen y una anotación en el borde indicando que la estrella era más caliente que el sol. Pero después de verlo con más detalle, Farihi se llevó una sorpresa. La llamada línea de absorción, que apuntaba a composición química los cuerpos con los que se cruzaba a partir de los huecos dejados en la continuidad arrojaron elementos que aún no deberían estar allí, como calcio, magnesio y hierro. Hace tiempo que deberían haber desaparecido en la propia estrella.
Esto indicó que Van Maanen es una enana blanca infectada. tipo raro estrellas, que tendrían a su alrededor un anillo formado por los restos de un sistema planetario. Todavía no hay forma de ver los planetas que los rodean, pero todo continuará, porque este anillo no existiría si no existieran tales planetas, ya que sus influencia gravitacional necesario.
Origen de las enanas blancas
La solución de Fowler estructura interna enanas blancas, pero no aclaró el mecanismo de su origen. Para explicar la génesis de las enanas blancas, dos ideas jugaron un papel clave: la idea de E Epic de que las gigantes rojas se forman a partir de estrellas de la secuencia principal como resultado de la quema de combustible nuclear y la suposición de V.G. Fesenkov, afirmó poco después de la Segunda Guerra Mundial, que las estrellas de la secuencia principal deberían perder masa, y esa pérdida de masa debería tener un impacto significativo en la evolución de las estrellas. Estas suposiciones fueron completamente confirmadas.
Durante la evolución de las estrellas de la secuencia principal, el hidrógeno se "quema" para formar helio (ciclo de Bethe). Tal agotamiento conduce al cese de la liberación de energía en partes centrales estrella, compresión y, en consecuencia, un aumento de temperatura y densidad en su núcleo, lo que conduce a condiciones en las que se activa nueva fuente energía termonuclear: combustión del helio a temperaturas del orden de 10 8 K ( triple reacción de helio o proceso triple alfa), característico de gigantes rojas y supergigantes:
He 4 + He 4 = Be 8: dos núcleos de helio (partículas alfa) se fusionan y forman isótopo inestable berilio;
Ser 8 + He 4 = C 12 + 7,3 MeV - La mayoría de Be 8 vuelve a desintegrarse en dos partículas alfa, pero cuando Be 8 choca con una partícula alfa de alta energía, se puede formar un núcleo de carbono C 12 estable.
Sin embargo, cabe señalar que la triple reacción del helio se caracteriza por una liberación de energía significativamente menor que el ciclo de Bethe: en términos de unidad de masa La liberación de energía durante la "quema" de helio es más de 10 veces menor que durante la "quema" de hidrógeno.. A medida que el helio se quema y la fuente de energía en el núcleo se agota, son posibles reacciones de nucleosíntesis más complejas; sin embargo, en primer lugar, tales reacciones requieren temperaturas cada vez más altas y, en segundo lugar, la energía liberada por unidad de masa en tales reacciones disminuye a medida que aumenta el número de masa. núcleos que reaccionan.
Un factor adicional que aparentemente influye en la evolución de los núcleos de gigantes rojas es la combinación de la alta sensibilidad a la temperatura de la triple reacción del helio y las reacciones de fusión de los núcleos más pesados con el mecanismo. enfriamiento de neutrinos: en altas temperaturas A altas temperaturas y presiones, los fotones pueden ser dispersados por electrones con la formación de pares neutrino-antineutrino, que transportan libremente energía del núcleo: la estrella es transparente para ellos. La velocidad de este volumétrico enfriamiento de neutrinos, a diferencia del clásico superficial El enfriamiento de los fotones no está limitado por los procesos de transferencia de energía desde el interior de una estrella a su fotosfera. Como resultado de la reacción de nucleosíntesis, se alcanza un nuevo equilibrio en el núcleo estelar, caracterizado por la misma temperatura central: núcleo isotérmico.
En el caso de las gigantes rojas con una masa relativamente pequeña (del orden de la del Sol), los núcleos isotérmicos están compuestos principalmente de helio; estrellas masivas- hecho de carbono o más elementos pesados. Sin embargo, en cualquier caso, la densidad de dicho núcleo isotérmico es tan alta que las distancias entre los electrones del plasma que forman el núcleo se vuelven proporcionales a su longitud de onda de De Broglie. λ = h / metrov
, es decir, se cumplen las condiciones para la degeneración del gas de electrones. Los cálculos muestran que la densidad de los núcleos isotérmicos corresponde a la densidad de las enanas blancas, es decir Los núcleos de las gigantes rojas son enanas blancas..
Acaba de salir y está hecho esencialmente de carbono y oxígeno. Como ya no se producen más reacciones nucleares, la presión interna que hasta entonces había estabilizado la estrella pierde fuerza y ya no puede cumplir su función. La estrella comienza a hundirse por su propio peso, su tamaño disminuye y su densidad comienza a aumentar.
Llega un punto en el que la densidad es tan fuerte que interviene el principio de incertidumbre. Debido a la compresión de la materia, cada electrón queda confinado en un espacio pequeño y por tanto su posición está muy bien definida. Pero, según mecánica cuántica, el precio a pagar es una gran incertidumbre sobre la velocidad de la partícula.
Pérdida de masa por gigantes rojas
Reacciones nucleares En las gigantes rojas no sólo ocurren en el núcleo: a medida que el hidrógeno se quema en el núcleo, la nucleosíntesis de helio se extiende a las regiones de la estrella aún ricas en hidrógeno, formando una capa esférica en el límite de las regiones pobres y ricas en hidrógeno. Una situación similar surge con la triple reacción del helio: cuando el helio se quema en el núcleo, también se concentra en una capa esférica en el límite entre las regiones pobres y ricas en helio. La luminosidad de las estrellas con regiones de nucleosíntesis de "dos capas" aumenta significativamente, alcanzando alrededor de varios miles de luminosidades del Sol, mientras que la estrella se "hincha", aumentando su diámetro al tamaño. órbita terrestre. La zona de nucleosíntesis de helio se eleva a la superficie de la estrella: la fracción de masa dentro de esta zona es ~70% de la masa de la estrella. La "explosión" va acompañada de una salida bastante intensa de materia de la superficie de la estrella; se observan objetos como nebulosas protoplanetarias, por ejemplo la Nebulosa HD44179 (; dibujo).
Estas estrellas son claramente inestables y en 1956 I.S. Shklovsky propuso un mecanismo para la formación de nebulosas planetarias mediante el desprendimiento de las conchas de las gigantes rojas, mientras que la exposición de los núcleos isotérmicos degenerados de tales estrellas conduce al nacimiento de enanas blancas (este es el escenario del final de la evolución de las gigantes rojas es generalmente aceptado y respaldado por numerosos datos de observación). Los mecanismos exactos de pérdida de masa y mayor desprendimiento de la envoltura de estas estrellas aún no están completamente claros, pero se puede suponer que los siguientes factores podrían contribuir a la pérdida de la envoltura:
Así, los electrones se animan mediante movimientos muy rápidos y su mezcla provoca nuevo tipo fuerzas de presión de origen puramente cuántico, llamadas presión de degeneración. Esto contrarresta el colapso de la estrella y restablece el equilibrio con la gravedad. La estrella se convierte en una enana blanca.
La pareja de estrellas Sirio A y B a 8,6 años luz de la Tierra, observada en rayos X por el satélite Chandra. En esta imagen hay una enana blanca, Sirio B, que es la más objeto brillante, ya que su superficie, calentada a una temperatura de 000 grados, emite mucho rayos X. Otro punto es Sirius A, el más Lucero visible en el cielo con luz, pero apenas visible en esta longitud de onda. La estructura en forma de estrella es un efecto óptico provocado por el telescopio.
- En envolturas estelares extendidas, pueden desarrollarse inestabilidades, lo que lleva a fuertes procesos oscilatorios, acompañado de cambios régimen térmico estrellas. En dibujo Las ondas de densidad de la materia expulsada por la estrella son claramente visibles, lo que puede ser consecuencia de tales fluctuaciones.
- Debido a la ionización del hidrógeno en las regiones situadas debajo de la fotosfera, puede desarrollarse una fuerte inestabilidad convectiva. Tiene una naturaleza similar actividad solar, en el caso de las gigantes rojas, la potencia de los flujos convectivos debería superar significativamente la solar.
- Debido a la altísima luminosidad, la ligera presión del flujo de radiación de la estrella sobre sus capas exteriores se vuelve significativa, lo que, según los cálculos, puede conducir a la pérdida de la capa en varios miles de años.
De una forma u otra, pero suficiente. un largo periodo Una salida relativamente silenciosa de materia desde la superficie de las gigantes rojas termina con la expulsión de su caparazón y la exposición de su núcleo. Un caparazón así expulsado se observa como una nebulosa planetaria. Las velocidades de expansión de las nebulosas protoplanetarias son decenas de km/s, es decir, cercanas al valor de las velocidades parabólicas en la superficie de las gigantes rojas, lo que sirve como confirmación adicional de su formación mediante la liberación del "exceso de masa" de las gigantes rojas.
Debido a la fuerte compresión de la materia, una enana blanca es mucho más pequeña y más densa que una estrella normal. El diámetro medio es de unos 000 kilómetros, es decir, un tamaño similar al de la Tierra, pero con la masa del Sol. La densidad alcanza un valor fenomenal de aproximadamente una tonelada por centímetro cúbico sustancias. Una cucharada de sopa de material de enana blanca pesa varias toneladas.
El pequeño tamaño de la enana blanca es responsable de su bajísimo brillo. Por esta razón se forman las enanas blancas. grupo separado en el diagrama de Hertzsprung-Russell debajo de la secuencia principal. Al ser tenues, las enanas blancas son muy difíciles de detectar, excepto las que están cerca del Sol. Atribuyó este efecto a la presencia de otra estrella tenue, atracción gravitacional que influyó en el movimiento de Sirio.
Características de los espectros.
Los espectros de las enanas blancas son muy diferentes de los espectros de las estrellas y gigantes de la secuencia principal. Su característica principal es un pequeño número de líneas de absorción muy ensanchadas, y algunas enanas blancas (clase espectral DC) no contienen líneas de absorción perceptibles en absoluto. El pequeño número de líneas de absorción en los espectros de estrellas de esta clase se explica por el fuerte ensanchamiento de las líneas: sólo las líneas de absorción más fuertes, al ensancharse, tienen suficiente profundidad para permanecer visibles, y las débiles, debido a su poca profundidad. profundidad, prácticamente se fusionan con el espectro continuo.
Las características de los espectros de las enanas blancas se explican por varios factores. En primer lugar, porque alta densidad aceleración de la enana blanca caida libre en su superficie es ~10 8 cm/s² (o ~1000 km/s²), lo que, a su vez, conduce a pequeñas extensiones de sus fotosferas, enormes densidades y presiones en ellas y al ensanchamiento de las líneas de absorción. Otra consecuencia de la fuerte campo gravitacional en la superficie se produce un corrimiento al rojo gravitacional de las líneas en sus espectros, equivalente a velocidades de varias decenas de km/s. En segundo lugar, algunas enanas blancas con fuertes campos magnéticos exhiben una fuerte polarización y división de la radiación. líneas espectrales debido al efecto Zeeman.
Luego se descubrieron unos 500 cuerpos de este tipo, lo cual es muy poco en comparación con numero total en nuestra Galaxia, estimada en diez mil millones. Larga vida de una enana blanca. Una vez que nuestra estrella se convierta en una enana blanca, su vida estará marcada sólo por pequeños cambios. Debido a que la estrella ya no tiene una fuente de energía, su temperatura y luminosidad disminuyen. Su color cambia de blanco a rojo y más tarde, después de varios miles de millones de años, emite muy débilmente en la región visible. Luego se convierte en una enana negra.
La estructura interna también cambia con el tiempo. Después del colapso inicial, las partículas son muy energéticas y los iones de carbono y oxígeno pueden moverse libremente. Pero con una disminución de la temperatura, estos iones pierden su libertad y se organizan por sí solos. red cristalina. Por otro lado, los electrones continúan moviéndose libremente a velocidades cercanas a la de la luz.
Emisión de rayos X de enanas blancas
La temperatura de la superficie de las enanas blancas jóvenes (los núcleos isotrópicos de las estrellas después del desprendimiento de sus capas) es muy alta (más de 2,10 5 K), pero desciende bastante rápidamente debido al enfriamiento de los neutrinos y a la radiación de la superficie. Estas enanas blancas tan jóvenes se observan en rayos X. La temperatura de la superficie de las enanas blancas más calientes es de 7,10 4 K, la más fría, ~5,10³ K.
Una peculiaridad de la radiación de las enanas blancas en el rango de rayos X es el hecho de que la fuente principal radiación de rayos x para ellos está la fotosfera, que las distingue claramente de las estrellas "normales": estas últimas tienen una corona de rayos X calentada a varios millones de kelvin, y la temperatura de la fotosfera es demasiado baja para emitir rayos X.
En ausencia de acreción, la fuente de luminosidad de las enanas blancas es la energía térmica almacenada de iones en su interior, por lo que su luminosidad depende de la edad. A finales de la década de 1940, S.A. construyó una teoría cuantitativa sobre el enfriamiento de las enanas blancas. Kaplan.
El tamaño de la estrella ya no cambia, ya que la presión de degeneración es independiente de la temperatura y puede retener la estrella para siempre. La enana blanca está en el centro de la nebulosa espiral planetaria que se ve aquí. Por telescopio espacial Hubble. No todas las enanas blancas tienen mismo tamaño. Cuanto más masiva es la enana blanca, mayor es la presión y la densidad necesarias para resistir la gravedad, por lo que el tamaño final es menor.
Pero la presión degenerada de los electrones no puede soportar una masa arbitrariamente grande. En la década de 1930, el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar destacó nivel teórico que son capaces de resistir el colapso si su masa es inferior a 1,4 veces la del Sol.
Acreción sobre enanas blancas en sistemas binarios
- La acreción no estacionaria sobre enanas blancas cuando la compañera es una enana roja masiva conduce a la formación de novas enanas (estrellas tipo U Gem (UG)) y estrellas variables catastróficas similares a novas.
- Acreción sobre enanas blancas con fuertes campo magnético, dirigiéndose a la zona polos magnéticos enana blanca, y el mecanismo ciclotrón de radiación del plasma acretado en las regiones casi polares del campo provoca una fuerte polarización de la radiación en la región visible (polares y polares intermedios).
- La acumulación de materia rica en hidrógeno en las enanas blancas provoca su acumulación en la superficie (compuesta predominantemente de helio) y su calentamiento hasta las temperaturas de reacción de fusión del helio, lo que, en caso de inestabilidad térmica, conduce a una explosión que se observa como una nova.
Después de que el combustible termonuclear se “quema” en una estrella cuya masa es comparable a la masa del Sol, en su parte central (núcleo) la densidad de la materia se vuelve tan alta que las propiedades del gas cambian dramáticamente. Tal gas se llama degenerado, y las estrellas que lo componen se llaman estrellas degeneradas.
Teniendo en cuenta la pérdida de materia por el viento estelar, esto significa que una estrella ordinaria de la secuencia principal puede alcanzar el estatus de enana blanca si su masa antes de su colapso final es menos de ocho veces la del Sol. Sirio B, la pequeña estrella de la derecha, es una enana blanca. Llamamos quiescencia estelar a la que permanece tras la muerte de una estrella que no es lo suficientemente masiva como para convertirse en estrella de neutrones o agujero negro. Es decir, es lo que queda de una estrella una vez que, al final de su secuencia principal y su etapa de gigante roja, ya no tiene combustible para seguir generando una fusión.
Después de la formación de un núcleo degenerado, la combustión termonuclear continúa en la fuente que lo rodea, que tiene la forma de una capa esférica. En este caso, la estrella se convierte en una gigante roja. La capa de estas estrellas alcanza tamaños colosales (cientos de radios solares) y en un período de entre 10 y 100 mil años se disipa en el espacio. La cáscara expulsada a veces es visible como una nebulosa planetaria. El núcleo caliente restante se enfría gradualmente y se convierte en una enana blanca, en la que las fuerzas de la gravedad son resistidas por la presión del gas de electrones degenerado, garantizando así la estabilidad de la estrella. Con una masa alrededor del Sol, el radio de una enana blanca es de sólo unos pocos miles de kilómetros. Densidad media Las sustancias que contiene suelen superar los 109 kg/m3 (toneladas por centímetro cúbico).
Para una estrella del tamaño del Sol, la masa final suele ser de aproximadamente 0,6 masas solares, pero se reduce al tamaño de un planeta como la Tierra. Puede parecer sorprendente que una estrella del mismo tamaño que nuestro planeta pueda destruir un planeta rocoso que la orbita. Sin embargo, la respuesta está en la enorme gravedad que ejercen. Cuando una estrella llega a esta etapa final, pasa por el proceso inverso que la llevó a convertirse en gigante roja.
Es decir, pierde la mayor parte del material de sus capas exteriores y todo el material restante se comprime en un radio de una centésima parte del radio. estrella original. Esto da como resultado el hecho de que si un planeta pasa lo suficientemente cerca, la diferencia entre la gravedad experimentada más cerca de la estrella, más cerca de la estrella, es mucho mayor que en el otro extremo, estirándola y deformándola. Para que os hagáis una idea, la gravedad sobre la superficie de una enana blanca es unas diez mil veces más fuerte que la gravedad sobre la superficie del Sol.
Se pudo estimar la densidad espacial de las enanas blancas: resulta que en una esfera con un radio de 30 años luz debería haber alrededor de 100 estrellas de este tipo. Surge la pregunta: ¿todas las estrellas se convierten en enanas blancas al final de sus vidas? camino evolutivo? Si no, ¿qué fracción de estrellas pasan a la etapa de enana blanca? Se dio un paso importante para resolver el problema cuando los astrónomos trazaron las posiciones de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias en un diagrama de temperatura-luminosidad. Para comprender las propiedades de las estrellas ubicadas en el centro de las nebulosas planetarias, considere estas cuerpos celestiales. En las fotografías, la nebulosa planetaria aparece como una masa elipsoidal extendida de gases con una estrella débil pero caliente en el centro. En realidad, esta masa es una capa concéntrica compleja y turbulenta que se expande a velocidades de 15 a 50 km/s. Aunque estas formaciones parecen anillos, en realidad son conchas y velocidad. movimiento turbulento El gas en ellos alcanza aproximadamente 120 km/s. Resultó que los diámetros de varias nebulosas planetarias a las que era posible medir la distancia son del orden de 1 años luz, o unos 10 billones de kilómetros.
Pero en observaciones posteriores vieron que la fuente de estos rayos X no era un agujero negro. Parecía que se habían alejado del centro de alguna parte. En áreas donde se acumulan múltiples fuentes que emiten señales de rayos X o múltiples estrellas, la imagen aparece blanca.
La línea roja representa la transición normal del planeta. Como puedes ver, el brillo de la estrella disminuye de manera muy uniforme. En azul está el escondite de una estrella en un planeta que está siendo destruido. Normalmente, durante un paso planetario, el brillo de una estrella cae y vuelve gradualmente a su nivel normal.
Al expandirse a los ritmos anteriores, el gas de las capas se vuelve muy enrarecido y no puede excitarse y, por lo tanto, no puede verse después de 100.000 años. Muchas de las nebulosas planetarias que vemos hoy nacieron en los últimos 50.000 años y su edad típica es cercana a los 20.000 años. Las estrellas centrales de estas nebulosas son los objetos más calientes conocidos en la naturaleza. La temperatura de su superficie varía de 50.000 a 1 millón. K. Debido a temperaturas inusualmente altas, la mayor parte de la radiación de la estrella cae en la región ultravioleta lejana del espectro electromagnético.
Esto nos permite mirar hacia el futuro del sistema solar.
En este concepto artístico, un pequeño objeto rocoso es destruido por la rotación de una enana blanca. Se desintegrará poco a poco, dejando un rastro de material que eventualmente caerá sobre la estrella. Los astrónomos estiman que el planeta debería contener un tercio de la masa de la Tierra y que la enana blanca tiene 1,4 veces la masa del Sol. Asimismo, tienen bastante alto grado certeza de que se trata de la destrucción del planeta, porque las emisiones de rayos X no encajan en ninguna otra estructura.
Este Radiación ultravioleta es absorbido, convertido y reemitido por el gas de la capa en la región visible del espectro, lo que nos permite observar la capa. Esto significa que las capas son mucho más brillantes que las estrellas centrales, que en realidad son la fuente de energía, ya que gran cantidad La radiación de la estrella cae en la parte invisible del espectro. Del análisis de las características de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias se deduce que el valor típico de su masa está en el rango de 0,6-1 masa solar. Y para la síntesis de elementos pesados en las entrañas de una estrella, es necesario grandes masas. La cantidad de hidrógeno en estas estrellas es insignificante. Sin embargo, las capas de gas son ricas en hidrógeno y helio.
Esta es la primera vez que se observa directamente este fenómeno. Hasta ahora era algo que simplemente se escenificaba como posible hipótesis, y nos permite iluminar mejor el futuro lejano de nuestra sistema solar. Cuando el Sol se convierta en una gigante roja, probablemente destruirá a Mercurio, Venus y posiblemente a nuestro planeta. En el caso de la Tierra, hay dudas. Según algunos modelos, podría alcanzar su nueva órbita antes de que el Sol se expanda lo suficiente como para abarcarlo.
Al final de sus vidas, las estrellas como el Sol dejan tras de sí un remanente estelar llamado enana blanca. En este proceso, es muy posible que los planetas terrestres que existen a su alrededor sean completamente quemados. Sin embargo, las enanas blancas son muy escenario interesante el futuro de la vida en el Universo. Escenario fusión nuclear las estrellas en las que vivimos ocuparán una pequeña parte de la vida del Universo. Por otro lado, las enanas blancas seguirán brillando miles de millones de años después. la ultima estrella Saldrá.
Algunos astrónomos creen que entre el 50 y el 95 de todas las enanas blancas no surgieron de nebulosas planetarias. Así, aunque algunas enanas blancas están enteramente asociadas con nebulosas planetarias, al menos la mitad o más de ellas se originaron a partir de estrellas normales de la secuencia principal que no pasaron por la etapa nebulosa planetaria. Imagen completa La formación de enanas blancas es nebulosa e incierta. Faltan tantos detalles que en el mejor de los casos una descripción del proceso evolutivo sólo puede construirse a través de conclusiones lógicas. Y todavía Conclusión general es la siguiente: muchas estrellas pierden parte de su materia en el camino hacia su etapa final, similar a la de las enanas blancas, y luego se esconden en los “cementerios” celestes en forma de enanas negras e invisibles. Si la masa de una estrella es aproximadamente el doble de la masa del Sol, entonces dichas estrellas son ultimas etapas su evolución pierde estabilidad. Estas estrellas pueden explotar como supernovas y luego reducirse al tamaño de bolas con un radio de varios kilómetros, es decir, convertirse en estrellas de neutrones.
Las reacciones nucleares no ocurren dentro de una enana blanca. Y el brillo se produce debido al lento enfriamiento. La principal reserva de energía térmica de una enana blanca está contenida en movimientos oscilatorios iones que forman una red cristalina a temperaturas inferiores a 15 mil Kelvin. En sentido figurado, las enanas blancas son cristales calientes gigantes. Poco a poco, la temperatura de la superficie de la enana blanca disminuye y la estrella deja de ser blanca (de color); es más bien una enana marrón o marrón. La masa de las enanas blancas no puede exceder un cierto valor: este es el llamado límite de Chandrasekhar (llamado así por el astrofísico estadounidense, indio de nacimiento, Subrahmanyan Chandrasekhar), es igual a aproximadamente 1,4 masas solares. Si la masa de la estrella es mayor, la presión de los electrones degenerados no puede resistir las fuerzas de la gravedad y en cuestión de segundos se produce una compresión catastrófica de la enana blanca: el colapso. Durante el colapso, la densidad aumenta bruscamente, los protones se combinan con electrones degenerados y forman neutrones (esto se llama neutronización de la materia) y la energía gravitacional liberada es arrastrada principalmente por neutrinos. ¿Cómo termina este proceso? Por ideas modernas, el colapso puede detenerse cuando se alcanzan densidades del orden de 1017 kg/m3, cuando los propios neutrones se degeneran, y luego estrella neutrón; o la energía liberada destruye completamente a la enana blanca, y el colapso esencialmente se convierte en una explosión.
