O pitică albă este un obiect ceresc cu densitate mare, rezultat din evoluția unei stele cu masă moderată (de la trei la patru mase solare cel mult) după faza în care apar reacții termonucleare . Acest obiect are apoi o dimensiune foarte mică, în comparație cu o stea, și menține o temperatură ridicată a suprafeței pentru o lungă perioadă de timp , de unde și numele său de "pitic alb".
O pitică albă are de obicei o masă mai mică , deși comparabilă cu cea a Soarelui pentru un volum similar cu cel al Pământului . Densitatea sa este astfel de ordinul unei tone pe centimetru cub , de câteva zeci de mii de ori mai mare decât cea a materialelor observate pe Pământ. Temperatura sa de suprafață, care poate depăși inițial 100.000 Kelvin , provine din căldura stocată de steaua sa mamă, căldură al cărei transfer termic este foarte lent datorită suprafeței reduse a stelei. De asemenea, datorită acestei mici suprafețe, în ciuda temperaturii sale ridicate, luminozitatea unei pitice albe rămâne limitată la o valoare de ordinul unei miimi de luminozitate solară și scade în timp.
La începutul anului 2009, proiectul Consortium Research on Near Stars a numărat opt pitici albi în cele mai apropiate 100 de sisteme stelare de la sistemul solar , dar având în vedere deficitul de stele de masă mare, acestea reprezintă soarta a 96% din stelele din galaxia noastră .
Datorită evoluției stelei părinte (dictată de masa sa), piticele albe existente astăzi sunt compuse de obicei din carbon și oxigen . Când steaua mamă este suficient de masivă (probabil între opt și zece mase solare), este posibil să dea naștere unei pitici albe fără carbon, dar care să conțină neon și magneziu pe lângă oxigen. De asemenea, este posibil ca o pitică albă să fie compusă în principal din heliu , dacă steaua sa mamă a fost supusă transferului de materie într-un sistem binar . În ambele cazuri, pitica albă corespunde miezului gol al stelei părinte, în timp ce straturile sale exterioare au fost expulzate și au format o nebuloasă planetară . Nu există pitici albi din stele cu mai puțin de o jumătate de masă solară, deoarece durata de viață a acestora este mai mare decât vârsta Universului . Probabil că aceste stele vor evolua în pitici albi formate din heliu.
Structura internă a unei pitici albe este determinată de echilibrul dintre gravitație și forțele de presiune , produse aici de un fenomen de mecanică cuantică numit presiune de degenerare . Calculele indică faptul că acest echilibru nu poate exista pentru stelele cu mai mult de 1,4 mase solare ( ). Prin urmare, este masa maximă pe care o poate avea o pitică albă în timpul formării sau evoluției sale. Această masă maximă fixează masa maximă inițială de opt mase solare pe care o stea o poate avea astfel încât să evolueze într-o pitică albă, diferența dintre aceste două valori corespunzând pierderilor de masă suferite de stea în timpul evoluției sale. Un pitic alb izolat este un obiect de foarte mare stabilitate, care se va răci pur și simplu în timp și, pe termen foarte lung, va deveni un pitic negru . Dacă, pe de altă parte, o pitică albă are un însoțitor stelar, în cele din urmă va putea interacționa cu acest însoțitor, formând astfel o variabilă cataclismică . Se va manifesta sub diferite forme în funcție de procesul de interacțiune: nova clasică, sursă super moale , nova pitică , polară sau polară intermediară . Aceste interacțiuni tind să mărească masa piticii albe prin acreție . În cazul în care atinge masa critică de 1,4 (prin acumulare sau chiar prin coliziune cu un alt pitic alb), își va încheia viața într-un mod paroxistic într-o gigantică explozie termonucleară numită supernova de tip Ia .
În spectroscopie , piticii albi formează clasa D a clasificării spectrale a stelelor și a reziduurilor lor. Acestea sunt distribuite în mai multe subclase - DA, DB, DC, DO, DQ și DZ - în funcție de caracteristicile spectrului lor.
Primul pitic alb a fost descoperit în sistemul Eridani triplu de 40 de stele . Acesta este dominat vizual de 40 Eridani A , un relativ luminos principal secvență stele, la o anumită distanță de la care orbita un sistem binar strict compus dintr - un alb 40 Eridani B pitic și un pitic roșu din secvență. Principală 40 Eridani C . Cei 40 de perechi Eridani B și C au fost descoperiți de William Herschel pe31 ianuarie 1783 ; a fost observat din nou de Friedrich Georg Wilhelm von Struve în 1825 și de Otto Wilhelm von Struve în 1851. În 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering și Williamina Fleming au descoperit că, deși era o stea slabă, 40 Eridani B era o stea a tip spectral A, sau chiar alb. În 1939, Russell și-a amintit descoperirea:
„Îl vizitez pe prietenul meu și binefăcătorul generos, profesorul Edward C. Pickering. Cu amabilitatea sa caracteristică, se oferise voluntar să observe spectrele tuturor stelelor, inclusiv a stelelor de referință, care fuseseră observate în studiile de paralaxă stelară pe care Hinks și cu mine le făcusem la Cambridge și vorbeam. Această aparentă lucrare de rutină s-a dovedit a fi foarte fructuoasă: a dus la descoperirea faptului că toate stelele cu magnitudine absolută foarte mică erau de tip spectral M. În discutarea acestui subiect (așa cum îmi amintesc), l-am întrebat pe Pickering despre alte stele mai slabe care nu au fost pe lista mea, menționând , în special , 40 B Eridani . În felul său caracteristic, a transmis o notă către biroul Observatorului și, în scurt timp, a revenit (cred de la doamna Fleming) că spectrul acestei stele era de tip A. Știam suficient, chiar și în aceste zile. , pentru a realiza instantaneu că a existat o inconsecvență extremă între ceea ce am fi numit atunci „posibile” valori ale luciului și densității suprafeței. A trebuit să arăt că nu numai că am fost nedumerit, dar dezamăgit de această excepție de la ceea ce părea o regulă destul de elegantă a caracterizării stelare; dar Pickering mi-a zâmbit și mi-a spus: „Doar aceste excepții oferă avansuri în cunoștințele noastre” și astfel piticii albi au intrat pe tărâmul studiului! "
Tip spectral de 40 Eridani a fost descris în mod oficial în 1914 de către Walter Adams .
Însoțitorul lui Sirius ( α Canis Majoris ), Sirius B , este apoi descoperit. În cursul XIX - lea secol, măsurătorile pozițiilor unor stele devin suficient de precise pentru a măsura mici schimbări în poziția lor. Friedrich Bessel folosește tocmai această precizie în măsurători pentru a determina modificările pozițiilor stelelor Sirius și Procyon ( α Canis Minoris ). În 1844, el a prezis existența unor tovarăși invizibili ai acestor două stele:
„Dacă ar fi să ne uităm la Sirius și Procyon ca la stele duble, schimbările lor de mișcare nu ne-ar surprinde: le-am considera necesare și ar trebui doar să ne angajăm în observarea lor cantitativă. Dar lumina nu este o proprietate reală a masei. Existența unui număr nespus de stele vizibile nu poate dovedi nimic împotriva existenței unui număr nespus de stele invizibile. "
Bessel estimează perioada însoțitorului lui Sirius la jumătate de secol; CHF Peters și-a calculat orbita în 1851. Abia la 31 ianuarie 1862 Alvan Graham Clark a observat o stea nemaivăzută, aproape de Sirius, identificată ulterior ca însoțitorul prezis. Walter Adams a anunțat în 1915 că a constatat că spectrul lui Sirius B era similar cu cel al lui Sirius.
În 1917, Adriaan Van Maanen a descoperit Steaua lui Van Maanen , un pitic alb izolat. Acești trei pitici albi, primii descoperiți, sunt numiți „piticii albi clasici”. În cele din urmă, multe stele cu lumină scăzută sunt descoperite cu mișcări de sine ridicate , indicându-le ca fiind probabil stele cu lumină scăzută aproape de Pământ și, prin urmare, pitici albi. Willem Luyten pare să fi fost primul care a folosit termenul „pitic alb” când a examinat această clasă de stele în 1922.
În ciuda acestor suspiciuni, primul pitic alb „neconvențional” nu a fost identificat decât în anii 1930. În 1939, au fost descoperite optsprezece pitici albi. Luyten și alții au continuat să caute pitici albi în anii 1940. Până în 1950, mai mult de o sută erau cunoscuți, iar până la sfârșitul anului 1999, mai mult de 2.000 erau listate. De atunci, Sloan Digital Sky Survey a găsit mai mult de 9.000, dar mai puțin de 200 la distanțe măsurate cu precizie. Numărul de pitici albi a explodat atunci datorită observării de către satelitul Gaia a 2,8 miliarde de stele, inclusiv peste 200 000 de pitici albi la distanțe cunoscute.
Piticii albi au lumină slabă . Cu toate acestea, în momentul formării lor, temperatura lor este extrem de ridicată din cauza energiei stocate în timpul prăbușirii gravitaționale a stelei. Prin urmare, populează colțul din stânga jos al diagramei Hertzsprung-Russell , cea a stelelor slabe, dar fierbinți, atunci când sunt formate, și se îndreaptă spre dreapta în timp, în timp ce se răcesc. Radiația vizibilă emisă de o pitică albă poate prezenta astfel o mare varietate de culori, de la albastru-alb al unei stele din secvența principală de tip O până la roșul unei pitice roșii de tip M. nu trebuie confundat cu obiecte ușoare la sfârșitul secvenței principale unde se află obiecte cu masă redusă, cum ar fi piticele roșii în procesul de fuziune a hidrogenului , și al căror nucleu este parțial susținut de presiune termică, sau piticii maronii , cu o temperatură chiar mai scăzută.
Temperatura reală a suprafeței unui pitic alb poate varia de la mai mult de 150 000 K la mai puțin de 4000 K , dar este cel mai adesea pitice albe observate între 40 000 K și 8000 K . Conform legii lui Stefan-Boltzmann , luminozitatea crește odată cu temperatura suprafeței; această gamă de temperaturi de suprafață corespunde luminozităților variind de la 100 de ori până la 1 / 10.000 de ori pe cea a Soarelui. Pitice albe calde, cu temperaturi de 30.000 K , au fost observate ca surse de moale, adică energie scăzută, x- raze. Acest lucru permite compoziția și structura atmosferei lor să fie studiate prin observare în domeniile X moi și ultraviolete îndepărtate.
Așa cum a explicat Leon Mestel în 1952, cu excepția cazului în care un pitic alb adună materie dintr-o stea însoțitoare din apropiere sau din altă sursă, radiația sa emană din căldura stocată, care nu este reînnoită. Piticii albi radiază o zonă extrem de mică. Prin urmare, se răcesc foarte încet, rămânând fierbinți foarte mult timp. Pe măsură ce o pitică albă se răcește, temperatura suprafeței sale scade, radiația emisă se înroșește și luminozitatea scade. Datorită faptului că nu are stocare de energie, procesul de răcire încetinește în timp. Bergeron, Ruiz și Leggett, de exemplu, fac următoarele estimări pentru o pitică de carbon alb de 0,59 M cu o atmosferă de hidrogen : este nevoie de aproximativ 1,5 miliarde de ani pentru a se răci până la 7.140 K , răcirea ulterioară până la 500 K suplimentară durează aproximativ 300 de milioane și 0,4 și 1,1 miliarde de ani.
Există puține temperaturi pitice albe mai mici decât 4000 K și un răcitor de observat până în prezent, WD 0346 + 246 , are o temperatură de suprafață de aproximativ 3900 K . Motivul este că, odată cu trecerea vârstei Universului, piticii albi nu au avut încă suficient timp să se răcească sub această temperatură. Puteți utiliza funcția de strălucire a piticului alb pentru a găsi data de începere a formării stelelor într-o regiune. Formarea discului galactic este astfel estimată la 8 miliarde de ani.
O pitică albă se va răci totuși în cele din urmă și va deveni o pitică neagră care nu mai radiază, în echilibru termic aproximativ cu mediul înconjurător și cu radiația fundalului cosmic difuz . Cu toate acestea, nu ar exista încă un pitic negru. Ca o primă aproximare și în special prin neglijarea efectului ecranului datorat atmosferei, dacă pitica albă are o temperatură uniformă, conform legii lui Stefan-Boltzmann , temperatura acesteia scade ca inversul rădăcinii cubice a timpului. În cazul în care cele mai vechi pitice albe din galaxia noastră (8 miliarde de ani) au o temperatură de 3900 K , cei ale căror date de origine de la începutul Big Bang (13,5 miliarde de ani) , nu ar fi mai mică de 3 000 K .
Piticele albe sunt obiecte foarte compacte, cu o greutate de suprafață foarte mare. Nu prezintă niciun fenomen de convecție și densitatea lor îi face foarte opaci la radiații. Aceste condiții sunt la originea unui fenomen de stratificare a materiei în interiorul piticelor albe, și anume că cele mai ușoare elemente se găsesc singure pe suprafața stelei și sunt singurele detectabile prin spectroscopie . Acest fenomen, numit uneori „sortare gravitațională”, a fost inițial prezis de astrofizicianul francez Evry Schatzman în anii 1940. Această situație este foarte diferită de stelele secvenței principale pentru care o convecție puternică cuplată cu un câmp gravitațional mult mai mare. atmosfera mai bogată în elemente chimice și mai complicată de analizat.
Clasificarea utilizată în prezent a spectrelor piticelor albe a fost propusă inițial în 1983 de Edward Sion și colaboratorii săi, apoi dezvoltată ulterior, ultima versiune datând din 1993 - 1994 . Alte sisteme de clasificare au fost propuse anterior, precum cele ale lui Gerard Kuiper , Willem Luyten , dar au fost abandonate.
Majoritatea piticelor albe prezintă un spectru care prezintă liniile spectrale de hidrogen în absorbție. Tipul spectral al acestor pitici albi este notat DA, liniile fiind cele din seria Balmer . Când liniile spectrale de heliu sunt vizibile, tipul spectral DB sau DO este notat în funcție de detectarea heliului unionizat (He I în notația spectroscopică obișnuită, de tip spectral DB) sau odată ionizat (He II, tip spectral DO). Când spectrul arată linii asociate cu carbonul atomic sau molecular, denotăm tipul spectral DQ. Când sunt detectate alte elemente decât hidrogenul, heliul sau carbonul, tipul spectral DZ este notat generic. În cele din urmă, atunci când spectrul nu dezvăluie linii marcate, se notează tipul DC, definiția unei linii marcate aici fiind că adâncimea sa nu depășește 5% din continuumul spectrului. Este posibil ca spectrul să dezvăluie mai multe elemente, caz în care tipul spectral este notat cu același „D” inițial, urmat de literele asociate diferitelor elemente văzute, în ordinea descrescătoare a intensității liniilor.
Spectroscopia permite, din forma generală a spectrului, să se determine temperatura suprafeței stelei, sau mai bine zis temperatura efectivă a acesteia , deoarece emisia suprafeței nu corespunde exact unui corp negru (temperatura efectivă reprezintă temperatura pe care o negru corpul aceleiași suprafețe ar radia aceeași cantitate de energie). Temperatura este notată cu o jumătate de număr întreg după tipul spectral, numitul menționat fiind determinat ca fiind cel mai apropiat jumătate de număr între raportul 50,400 K / Θ eff , unde Θ eff este temperatura efectivă a stelei. Astfel, unui pitic alb a cărui suprafață este compusă din hidrogen și dotat cu o temperatură efectivă de 10.000 Kelvin i se atribuie un tip spectral DA5, care include pitici albi cu aceeași compoziție de suprafață a căror temperatură este cuprinsă între 9.600 K și 10.610 K, aceste două temperaturi corespunzând la un raport de 50.400 K / Θ eff de 5,25 și respectiv 4,75. Când numărul este virgulă, se notează cu o virgulă zecimală și nu cu virgulă, conform convenției tipografice anglo-saxone. Numărul pe jumătate de număr astfel găsit poate depăși 10 atunci când pitica albă este suficient de rece. La celălalt capăt al scării de temperatură, piticele albe foarte fierbinți au astfel un număr asociat cu temperatura mai mică de 1, care în acest caz se notează cu o precizie mai mare și fără 0 inițial, pentru a nu genera confuzie cu „O” de tip spectral care denotă prezența heliului ionizat. Astfel , descoperim .25 la o temperatură de ordinul a 200 000 K , sau .3 la o temperatură de 170 000 K .
La aceste caracteristici primare, se adaugă indicații suplimentare spectrului, dacă este necesar, cu privire la anumite particularități evidențiate. Simbolurile P sau H sunt astfel adăugate pentru piticele albe magnetizate, P corespunzător cazului în care o polarizare este detectabilă, H în cazul în care nu este detectabilă. Litera E este utilizată atunci când sunt detectate liniile de emisie. În cele din urmă, litera opțională V este utilizată pentru a indica o variabilitate a stelei. În toate cazurile, o literă urmată de simbolurile „? „Sau”: „indică faptul că caracteristica precedentă nu este stabilită cu certitudine.
Cateva exemple :
Caracteristici primare și secundare | |
---|---|
LA | Liniile de hidrogen |
B | Linii de heliu unionizat |
O | Linii de heliu ionizat |
VS | Spectru continuu; fără linii vizibile |
Î | Prezența liniilor de carbon |
Z | Linii metalice necarbonate |
X | Spectru confuz sau neclasificat |
Numai caracteristici secundare | |
P | Pitic alb magnetic cu polarizare detectabilă |
H | Pitic alb magnetic fără polarizare detectabilă |
E | Prezența liniilor de transmisie |
V | Variabil |
Atmosfera clasei spectrale primare DA pitice albe este dominată de hidrogen. Ele constituie majoritatea (~ 75%) dintre piticii albi observați.
O fracțiune mică (~ 0,1%) are o atmosferă dominată de carbon, clasa DQ fierbinte (peste 15.000 K ). Celelalte categorii care pot fi clasificate (DB rece, DC, DO, DZ și DQ) au o atmosferă dominată de heliu, presupunând că carbonul și alte metale nu sunt prezente, a căror clasă spectrală depinde de temperatură . Pentru temperaturi aproximative de 100.000 K la 45.000 K , spectrul este clasa DO, dominat de heliu pur și simplu ionizat. De la 30.000 K la 12.000 K , spectrul este DB, cu linii de heliu neutru, iar sub aproximativ 12.000 K , spectrul nu este caracterizat și va fi clasificat DC.
Motivul absenței piticilor albi cu o atmosferă în care domină heliul, în intervalul 30.000 K la 45.000 K , numit „ golul DB ” nu este clar. S-ar datora conjuncției proceselor evolutive din atmosferă, cum ar fi separarea gravitațională și amestecarea convectivă.
Atmosfera este singura parte a unei pitici albe care este vizibilă. Corespunde fie cu partea superioară a unui înveliș rezidual al stelei în faza sa de ramură asimptotică a uriașilor (AGB), fie rezultă din materia acumulată provenită din mediul interstelar sau de la un însoțitor. În primul caz, anvelopa ar consta dintr-un strat bogat în heliu, cu o masă care nu depășește o sutime din masa totală a stelei, care, în cazul unei atmosfere dominate de hidrogen, este acoperită cu „un hidrogen- strat bogat cu o masă de aproximativ o zecime din masa totală a stelei.
În ciuda fineții lor, aceste straturi exterioare joacă un rol crucial în evoluția termică a piticilor albi, deoarece ele singure condiționează schimbul de căldură cu exteriorul. Într-adevăr, interiorul unei pitici albe este complet ionizat, iar electronii liberi îi conferă o conducere termică excelentă , astfel încât interiorul unei pitici albe este dotat cu o temperatură extrem de uniformă. Pe de altă parte, straturile exterioare difuzează căldura foarte slab, iar gradientul de temperatură este foarte ridicat la traversarea straturilor sale exterioare. Astfel, un pitic alb , cu o temperatură a suprafeței între 8000 K și 16.000 K va avea temperatura inimii între 5.000.000 și 20.000.000 K .
Patrick Blackett a prezentat legi fizice afirmând că un corp rotativ neîncărcat trebuia să genereze un câmp magnetic proporțional cu impulsul său unghiular . Drept urmare, el a prezis în 1947 că piticii albi aveau câmpuri magnetice la suprafața lor cu o intensitate de ~ 1 milion de gauss (sau ~ 100 tesla ). Această lege putativă, denumită uneori Efectul Blackett , nu a câștigat niciodată consensul și, până în anii 1950, Blackett a considerat că a fost infirmată. În anii 1960, s-a propus ideea că piticii albi ar putea avea câmpuri magnetice datorită conservării fluxului magnetic total de suprafață în timpul evoluției unei stele nedegenerate într-o pitică albă. Un câmp magnetic de suprafață de ~ 100 gauss (0,01 T) în steaua inițială ar deveni un câmp magnetic de suprafață de ~ 100 × 100 2 = 1 milion de gauss (100 T), odată ce raza stelei este concentrată d 'un factor de 100. Primul pitic alb magnetic observat a fost GJ 742 al cărui câmp magnetic a fost detectat în 1979 datorită emisiei sale de lumină polarizată circular . Se crede că are un câmp magnetic de suprafață de 3 × 10 8 gauss (30 kT). De asemenea, este posibil să se observe câmpurile magnetice de suprafață ale acestor stele prin modificarea radiației lor luminoase indusă de efectul Zeeman .
De atunci, câmpurile magnetice au fost găsite pe peste peste 100 de pitici albi, în intervalul de la 2 × 10 3 gauss la 10 9 gauss (de la 0,2 T la 10 5 T). Doar un număr mic de pitici albi au fost cercetați pentru câmpuri magnetice și cel puțin 10% dintre piticii albi au fost estimate a avea un câmp magnetic care depășește 1 milion de gauss (100 T).
DAV ( GCVS : ZZA) | Tip spectral DA, având doar spectru de linii de absorbție a hidrogenului . |
---|---|
DBV (GCVS: ZZB) | DB de tip spectral, având în spectru doar linii de absorbție a heliului . |
GW Vir (GCVS: ZZO) | Atmosferă compusă în principal din C, He și O; poate fi împărțit în stele DOV și PNNV . |
Primele calcule au sugerat existența unor pitici albi cu luminozitate variabilă , având o perioadă de ordinul a 10 secunde, dar cercetările din anii 1960 nu au permis observarea lor.
În 1965 și 1966, Arlo Landolt a descoperit HL Tau 76 , primul pitic alb variabil, cu un timp de înjumătățire de aproximativ 12,5 minute. Motivul pentru această perioadă mai lungă decât era de așteptat este că variabilitatea HL Tau 76 , la fel ca și a altor pitici albi variabile pulsatorii cunoscute, provine din modurile de pulsație non-radiale. Tipurile cunoscute de pitici albi pulsanți includ stele DAV sau ZZ Ceti, inclusiv HL Tau 76 , cu atmosfere dominate de hidrogen și stele spectrale tip DA, DBV sau V777 Her, cu atmosfere dominate de hidrogen. Heliu și tip spectral DB, și stelele GW Vir (uneori subdivizate în stele DOV și PNNV), în atmosfere dominate de heliu, carbon și oxigen.
Stelele GW Vir nu sunt, stricto sensu , pitici albi, ci stele a căror poziție pe diagrama Hertzsprung-Russell este situată între ramura asimptotică a giganților și regiunea piticilor albi. Sunt „ pre-pitici albi ”. Aceste variabile arată toate variații mici ale emisiilor de lumină, rezultate dintr-o suprapunere a modurilor vibratorii cu perioade variate de la o sută la o mie de secunde. Observarea acestor variații oferă informații asteroseismologice despre interiorul piticelor albe.
Deși există pitici albi cu masa de până la 0,17 M și alții de până la 1,33 M , distribuția maselor lor formează un vârf centrat la 0,6 M , iar majoritatea se găsesc într-un interval de 0,5 până la 0,7M . Cu toate acestea, razele estimate ale piticelor albe observate sunt de obicei de la 0,008 până la 0,02 ori raza solară R ; acest lucru este comparabil cu raza Pământului , aproximativ 0,009 R . Prin urmare, o pitică albă conține o masă comparabilă cu cea a Soarelui într-un volum care este de obicei de milioane de ori mai mic decât cel al Soarelui; densitatea medie a unei pitici albe trebuie, prin urmare, să fie, foarte aproximativ, de un milion de ori mai mare decât densitatea medie a Soarelui, sau aproximativ 1 tonă pe centimetru cub . Piticele albe sunt alcătuite dintr-unul dintre cele mai dense materiale cunoscute, depășit doar de cel al altor stele compacte ( stele neutronice și stele ipotetice de quark ) și găuri negre , în măsura în care putem vorbi. De „densitate” pentru acestea din urmă.
Descoperirea densității extreme a piticilor albi a urmat la scurt timp după descoperirea însăși a existenței lor. Dacă o stea aparține unui sistem binar , ca în cazul lui Sirius B și 40 Eridani B , este posibilă estimarea masei sale din observațiile orbitelor respective ale celor două corpuri care constituie sistemul. Acest lucru a fost făcut pentru Sirius B în 1910, ducând la estimarea masei sale la 0,94 milioane . O estimare mai recentă estimează 1 milion . Deoarece corpurile fierbinți radiază mai mult decât corpurile reci, strălucirea suprafeței unei stele poate fi estimată din temperatura sa efectivă a suprafeței și, prin urmare, din forma spectrului său . Dacă se cunoaște distanța până la stea, luminozitatea sa totală poate fi estimată. Compararea acestor două valori face posibilă calcularea razei stelei. Acest tip de raționament a condus la realizarea, mult spre nedumerirea astronomilor vremii, că Sirius B și 40 Eridani B trebuie să fi fost foarte dens. De exemplu, când Ernst Öpik a estimat în 1916 densitatea unui număr de stele binare vizuale, el a descoperit că 40 de Eridani B aveau o densitate mai mare de 25.000 de ori mai mare decât a Soarelui, atât de mare încât a declarat-o „imposibilă” . După cum a afirmat mai târziu Arthur Stanley Eddington , în 1927:
„Aflăm despre stele primind și interpretând mesajele pe care le aduce lumina lor. Când a fost descompus, mesajul însoțitorului lui Sirius scria: „Sunt făcut din materie de 3.000 de ori mai densă decât orice ați întâlnit până acum; o tona din materialul meu ar fi o mica pepita pe care ai putea sa o arunci intr-o cutie de chibrituri. »Cum putem răspunde la un astfel de mesaj? Răspunsul celor mai mulți dintre noi în 1914 a fost: „Taci! Nu vorbi aiurea! ""
După cum a subliniat Eddington în 1924, densitățile acestui ordin implică, conform teoriei relativității generale , că lumina lui Sirius B ar trebui să fie deplasată gravitațional spre roșu. Acest lucru a fost confirmat în 1925, când Adams a măsurat schimbarea spre roșu.
Astfel de densități sunt posibile deoarece materia piticilor albi nu este compusă din atomi legați prin legături chimice , ci constă mai degrabă dintr-o plasmă de nuclei fără legături și electroni . Prin urmare, nu există nici un obstacol în calea plasării nucleelor mai aproape unul de altul decât orbitalele electronice , regiunile ocupate de electroni legați de un atom nu permit acest lucru în condiții mai puțin extreme. Eddington, însă, s-a întrebat ce se va întâmpla atunci când această plasmă s-a răcit și energia care a ținut atomii la un loc nu mai este prezentă. Acest paradox a fost ridicat în 1926 de Ralph H. Fowler prin aplicarea mecanicii cuantice dezvoltate recent.Deoarece electronii respectă principiul excluderii Pauli , doi electroni nu pot ocupa aceeași stare cuantică și trebuie să respecte statistica Fermi-Dirac , publicată și în 1926, pentru a determina distribuția statistică care îndeplinește principiul d. Excluderea lui Pauli.
La 0 K , nu toți electronii pot ocupa starea minimă de energie sau starea de bază ; unii dintre ei sunt obligați să ocupe niveluri de energie mai ridicate, formând astfel o bandă cu cele mai mici energii disponibile, Marea Fermi . Această stare de electroni, numită „ degenerată ”, înseamnă că o pitică albă s-ar putea răcori până la zero absolut și ar avea totuși energie ridicată. O altă modalitate de a obține acest rezultat este prin utilizarea principiului incertitudinii ; densitatea mare a electronilor dintr-o pitică albă face ca poziția lor să fie relativ localizată, creând o incertitudine corespunzătoare în momentul lor. Aceasta înseamnă că unii electroni au un moment unghiular ridicat și, prin urmare, o energie cinetică ridicată .
Comprimarea unei pitice albe mărește numărul de electroni într-un volum dat. Prin aplicarea principiului excluderii Pauli, precum și a principiului incertitudinii , acest lucru are ca rezultat o creștere a energiei cinetice a electronilor care generează presiunea. Această presiune degenerativă a electronilor previne prăbușirea gravitațională a piticii albe. Depinde doar de densitate, nu de temperatură. Materia degenerată este relativ compresibilă; aceasta înseamnă că densitatea unei pitici albe cu masă mare este mult mai mare decât cea a unei pitice albe cu masă mică, astfel încât raza unei pitice albe scade pe măsură ce masa acesteia crește.
Existența unei mase limitative, pe care nici o pitică albă nu o poate depăși, este o consecință a echilibrului dintre gravitație și presiunea degenerării electronilor. Această masă a fost publicată inițial în 1929 de Wilhelm Anderson și în 1930 de Edmund C. Stoner. Valoarea modernă a limitei a fost publicată pentru prima dată în 1931 de Subrahmanyan Chandrasekhar în articolul său „ Masa maximă a piticilor albi ideali ”. Pentru un pitic alb care nu se rotește, este aproximativ egal cu 5,7 / μ e ² M , unde μ e este media masei moleculare per electron stelei. Deoarece carbonul 12 și oxigenul 16, predominante în compoziția unei pitice albe carbon-oxigen, ambele au un număr atomic de jumătate egal cu masa lor atomică , putem lua 2 ca valoare a μ e pentru o astfel de stea, ceea ce duce la valoare citată în mod obișnuit de 1,4 milioane . (Până la începutul XX - lea secol, au existat motive întemeiate să creadă că stelele au fost compuse în principal din elemente grele, ca și în articolul său 1931, Chandrasekhar a luat masa moleculară medie pe electroni μ e egală cu 2,5, în consecință , dând o limită de 0,91 M ). În 1983, împreună cu William Alfred Fowler , Chandrasekhar a primit Premiul Nobel pentru fizică „[pentru] studiile sale teoretice ale proceselor fizice importante pentru structura și evoluția stelelor” . Masa limitativă este acum numită „ masa Chandrasekhar ”.
Dacă masa unui pitic alb depășește limita Chandrasekhar și acea fuziune a reacțiilor nu începe, presiunea exercitată de electroni nu mai este capabilă să compenseze forța gravitațională și apoi ea se prăbușește într-un obiect mai dens, cum ar fi o stea de neutroni . Cu toate acestea, piticii albi carbon-oxigen care se acumulează din masa unei stele din apropiere inițiază chiar înainte de a atinge masa limită o reacție de fuziune nucleară care se îndepărtează și care duce la o explozie de supernova de tip Ia în care pitica albă este distrusă.
Deși materia unei pitici albe este inițial o plasmă , un fluid compus din nuclee și electroni , se prezice teoretic, încă din 1960, că, într-un stadiu târziu de răcire, ar putea cristaliza începând din centrul său. Structura cristalină ar fi atunci de tip cubic centrat . În 1995, Winget a subliniat că observațiile asteroseismologice ale piticilor albi pulsanți au condus la o posibilă verificare a teoriei cristalizării, iar în 2004, Travis Metcalfe și o echipă de cercetători de la Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics au estimat, pe baza acestor observații, că masa BPM 37093 sa cristalizat la aproximativ 90%. Alte studii estimează masa cristalizată între 32 și 82%.
În 1968, Van Horn a arătat că eliberarea căldurii latente prin cristalizare ar trebui să se manifeste în statisticile piticilor albi. Aproximativ cincizeci de ani mai târziu, studiul distribuției în diagrama HR a 15.000 de pitici albi situați la 100 parsec de Pământ (un subset al inventarului Gaia ) arată vârful așteptat într-un grafic logaritmic al numărului de pitici albi față de luminozitatea absolută . Nucleii de oxigen, cu sarcină electrică mai mare decât carbonul, ar trebui să fie primii care cristalizează (într-o rețea cubică centrată pe față conform calculelor teoretice) și ar trebui, de asemenea, datorită densității mai mari a solidului, să sedimenteze în centrul stelei și disipează o energie gravitațională potențială care se adaugă căldurii latente. Mulți dintre piticii albi pe care îi observăm trebuie, prin urmare, să se răcească mai puțin repede decât s-au prezis de modelele care nu includ cristalizarea și, prin urmare, să fie mai vechi decât se credea anterior, cu până la două miliarde de ani mai vechi.
Piticii albi ar constitui forma reziduală la sfârșitul vieții stelelor din secvența principală a căror masă este cuprinsă între 0,07 și 10 mase solare ( M ☉ ) și care nu au explodat ca supernova . La sfârșitul vieții lor, aceste stele și-au topit cea mai mare parte a hidrogenului în heliu . Lipsiți de combustibil, se prăbușesc asupra lor sub efectul gravitației . Pe măsură ce crește presiunea și temperatura miezului , începe topirea heliului, producând elemente mai grele și în special carbon . Această nouă energie umflă steaua, care apoi devine un gigant roșu .
Cu toate acestea, heliul se consumă foarte repede; când se termină fuziunea heliului, se reia contracția stelei. Masa sa scăzută nu permite atingerea unor temperaturi și presiuni suficiente pentru a începe fuziunea carbonului, miezul se prăbușește într-o pitică albă, în timp ce straturile exterioare ale stelei ricoșează violent de pe această suprafață solidă și sunt aruncate în spațiu ca o nebuloasă planetară . Rezultatul acestui proces este, prin urmare, o pitică albă foarte fierbinte înconjurată de un nor de gaz compus în principal din hidrogen și heliu (și puțin carbon) care nu sunt consumate în timpul fuziunii.
În cele din urmă, compoziția unei pitice albe depinde de masa inițială a stelei din care provine.
O stea de secvență principală cu o masă mai mică de aproximativ 0,5 M nu va fi niciodată suficient de fierbinte pentru a iniția topirea heliului în miezul său. Peste o perioadă care depășește vârsta Universului (~ 13,7 miliarde de ani), acest tip de stea este de așteptat să ardă toate hidrogen și completează evoluția sa într - un pitic heliu alb, compus în principal din nuclee. De heliu 4 . Timpul necesar pentru acest proces sugerează că nu este originea piticilor albi de heliu observată. Mai degrabă, acestea sunt rezultatul unui transfer de masă într-un sistem binar sau al unei pierderi de masă de la un companion planetar mare.
Dacă masa unei stele de secvență principală este între aproximativ 0,5 și 8 M , miezul său se va încălzi suficient pentru a permite heliului să se topească în carbon și oxigen din procesul de „ reacție ”. Alfa triplă ”, dar nu va atinge niciodată temperatura suficient de mare pentru siguranțe de carbon în neon . Spre sfârșitul perioadei în care efectuează reacții de fuziune, o astfel de stea va avea un miez de carbon-oxigen care nu se mai angajează într-o reacție de fuziune, înconjurat de un miez interior de heliu topit, precum și „un nucleu exterior de hidrogen, tot în fuziune. Pe diagrama Hertzsprung-Russell, aceasta va fi localizată pe ramura asimptotică a uriașilor . Apoi va expulza cea mai mare parte a anvelopei sale externe, creând o nebuloasă , până când rămâne doar nucleul carbon-oxigen. Acest proces se află la originea piticilor albi carbon-oxigen care constituie marea majoritate a piticilor albi observați.
Dacă o stea este suficient de masivă, nucleul său va atinge o temperatură suficient de ridicată pentru a iniția fuziunea carbonului în neon, apoi a neonului în fier . O astfel de stea nu va deveni o pitică albă, deoarece masa miezului său central, care nu este topit și care susține presiunea degenerativă a electronilor , va depăși în cele din urmă masa maximă tolerabilă de presiunea degenerativă. În acest moment, nucleul stelei se va prăbuși și va exploda într-o supernovă de tip II prin prăbușirea nucleului, care lasă ca reziduu o stea de neutroni , o gaură neagră sau poate chiar o stea compactă într-o formă și mai exotică. Unele stele secvențiale principale, cu o masă de ordinul 8-10 M , deși suficient de masive pentru a iniția fuziunea carbonului în neon și magneziu, pot avea o masă insuficientă pentru a iniția fuziunea neonului . O astfel de stea poate lăsa un reziduu pitic alb compus în principal din oxigen , neon și magneziu , cu condiția ca (1) miezul său să nu se prăbușească și (2) fuziunea să nu aibă loc cu o astfel de violență, încât steaua explodează într-o supernovă . Deși câțiva pitici albi izolați au fost identificați ca aparținând posibil acestui tip, majoritatea dovezilor existenței unor astfel de stele provin de la novae numite „ONeMg” sau „neon novae”. Spectrul acestor Novae prezintă în neon abundență, magneziu și alte elemente de masă intermediară care par a fi explicabile numai prin concreșterea materiei de un alb pitic oxigen-neon-magneziu.
Odată format, un pitic alb este stabil și va continua să se răcească aproape la infinit, devenind în cele din urmă un pitic negru . Presupunând că Universul continuă să se extindă, în 10 19 - 10 20 de ani galaxiile se vor evapora, stelele lor scăpând în spațiul intergalactic. În general, se așteaptă ca piticii albi să supraviețuiască acestui fapt, deși o coliziune ocazională între ele ar putea produce o nouă stea topită sau o pitică albă de masă super-Chandrasekhar care ar exploda într-o supernovă de tip I. Durata de viață ulterioară a albului pitic ar fi de ordinea protonului , cunoscută a fi de cel puțin 10 32 de ani. Câteva teorii simple de mare unificare prezic un timp de înjumătățire a protonilor mai mic de 10 49 de ani. Dacă aceste teorii nu sunt valabile, protonul se poate descompune în funcție de procese nucleare mai complicate sau prin procese cu gravitație cuantică care implică o gaură neagră virtuală ; în aceste cazuri, durata de viață poate fi de până la 10.200 de ani. Dacă protonii se descompun, masa unei pitici albe va scădea foarte treptat în timp, pe măsură ce nucleii săi se descompun , până când pierde suficientă masă pentru a deveni o bilă de materie nedegenerată, apoi dispare complet.
Steaua și sistemele planetare ale unei pitici albe sunt moșteniri de la steaua ei mamă și pot interacționa cu pitica albă într-o varietate de moduri. Observațiile din spectroscopia în infraroșu a telescopului spațial Spitzer al NASA pe nebuloasa stelară Helix sugerează că prezența unui nor de praf poate fi cauzată de coliziunile cometei. Este posibil ca materialul rezultat să cadă să fie cauza emisiilor stelei centrale. Observații similare, efectuate în 2004, au indicat prezența în jurul tânărului pitic alb G29-38 (a cărui formare este estimată a avea o vechime de 500 de milioane de ani, de la progenitorul său provenind din ramura asimptotică a giganților ) a unui nor de praf care ar putea avea a fost creată prin dezmembrarea cometelor trecute în apropiere, datorită forțelor de maree generate de piticul alb. Dacă o pitică albă face parte dintr-un sistem stelar (și, prin urmare, are însoțitori de stele), poate apărea o mare varietate de fenomene, inclusiv transformarea într-o nova sau supernova de tip I. Poate deveni și o sursă de raze X cu energie foarte scăzută, dacă este capabilă să preia materia de la tovarășii săi suficient de repede pentru a menține reacțiile de fuziune nucleară la suprafața sa.
Masa unui pitic alb izolat, care nu se rotește, nu poate depăși masa Chandrasekhar de aproximativ 1,4M . Cu toate acestea, piticii albi din sistemele binare pot acumula materie de la partenerul lor, ceea ce le mărește masa și densitatea ( vezi mai sus ). Când masa lor se apropie de limita Chandrasekhar, aceasta poate duce teoretic la aprinderea explozivă a reacțiilor de fuziune nucleară din pitica albă sau la prăbușirea acesteia într- o stea de neutroni . Acreția oferă mecanismul preferat în prezent, „modelul de degenerare simplă” pentru supernovele de tip Ia. În acest model, un pitic alb carbon-oxigen acumulează materie de la partenerul său stelar, crescându-și masa și comprimându-i miezul. Încălzirea se va datora comprimării miezului care duce la aprinderea fuziunii carbonului când masa se apropie de limita Chandrasekhar.
Deoarece presiunea degenerativă cuantică a piticii albe, și nu presiunea termică, este cea care susține pitica albă împotriva efectelor gravitației, adăugând căldură în interiorul stelei își mărește temperatura, dar nu și presiunea, de asemenea, în reacție, pitica albă nu se extinde, ceea ce ar încetini încălzirea. În schimb, creșterea temperaturii crește viteza reacției de topire, într-un proces de curse termice. Detonarea termonucleară consumă o mare parte din pitica albă în câteva secunde, provocând o explozie de supernovă de tip I care anihilează steaua.
Cu toate acestea, a fost efectuat un studiu pentru a caracteriza semnăturile din spectrul de raze X al acestui tip de eveniment din galaxiile eliptice. Nu contează mai mult de 5% din supernovele de tip I generate de canibalism de la o stea vecină.
Supernovele de tip Ia (SNIA) sunt exemple deosebit de interesante și semnificative ale utilizării pitice albe pentru determinarea distanțelor în astronomie. Când pitica albă explodează într-un SN1a, devine vizibilă la distanțe considerabile. Deoarece parametrii fizici ai exploziei sunt întotdeauna apropiați, curba de luminozitate a supernovelor este aproximativ aceeași și bine calibrată: apariția lor face posibilă evaluarea exactă a distanței lor și, în consecință, a galaxiei lor gazdă (acestea sunt de lumânări standard ).
Alte mecanismeÎntr-un sistem binar strâns, înainte ca acreția de materie să împingă o pitică albă către imediata vecinătate a limitei Chandrasekhar , materia acumulată bogată în hidrogen de pe suprafață se poate aprinde într-un tip mai puțin distructiv de explozie termonucleară, animat de fuziunea hidrogenului . Deoarece inima piticului alb rămâne intactă, aceste explozii superficiale pot fi repetate atât timp cât durează acreția. Acest tip mai slab de fenomen cataclismic repetitiv este numit nova (clasică). Astronomii au observat, de asemenea , novae pitice , cu vârfuri mai mici și mai frecvente în strălucire decât cele clasice. Se crede că sunt cauzate de eliberarea energiei potențiale gravitaționale atunci când o parte a discului de acumulare se prăbușește pe stea, mai degrabă decât prin fuziune. În general, numim „ variabile cataclismice ” sistemele binare în care o pitică albă acumulează materie provenită de la partenerul său stelar. Novae clasice și novae pitice sunt aranjate în multe clase. Variabilele cataclismice de fuziune și gravitația sunt surse de raze-X .
În 1987, un spectru de infraroșu a fost detectat în spectrul piticii albe G29-38. O analiză a modurilor de pulsație ale acestui obiect a arătat că acest exces se datorează prezenței unui disc de resturi în jurul acestei stele. De la G29-38, au fost detectate mai multe sisteme similare: în 2016, 35 au fost listate. Aceste discuri de resturi s-au format după ce un corp stâncos ( asteroid , planetoid sau planetă ) a fost distrus de forțele mareelor exercitate de pitica albă gazdă.
În cele din urmă, pitica albă acumulează materialul care formează discul și elementele grele (aluminiu, calciu, calciu, fier, nichel, siliciu) îi „poluează” atmosfera. Aceste elemente sunt responsabile pentru liniile de absorbție din spectrul piticii albe și apoi devine posibilă determinarea compoziției chimice a corpului stâncos responsabil pentru discul de resturi. Până la unul din doi pitici albi arată prezența liniilor spectrale asociate cu elementele grele.
În 2015, Telescopul spațial Kepler a detectat planetesimale în descompunere în jurul piticului alb WD 1145 + 017 . Un alt planetesimal a fost detectat în 2019 în jurul piticului alb „poluat” SDSS J122859.93 + 104032.9 . Densitatea sa, între 7,7 și 39 g / cm 3 , indică faptul că ar putea acționa din rămășițele miezului metalic al unei planete antice.
În 2020, picăturile de luminozitate ale piticii albe WD 1856 + 534 , observate în 2019, sunt interpretate ca tranzitul unei planete uriașe , numită WD 1856b . Are o masă de cel mult 14 mase joviene ( M J ) și o perioadă orbitală de aproximativ 34 ore . Faptul că această planetă a supraviețuit forțelor mareelor în timpul transformării stelei într-o pitică albă pune în dificultate modelele actuale de evoluție stelară și, în special, cele ale binarelor cu un înveliș comun .
Deoarece acest articol este tradus în principal din Wikipedia în engleză, bibliografia prezentată mai jos se referă în principal la literatura de limbă engleză.
General