NANA BLANCA: CARACTERÍSTIQUES, COMPOSICIÓ, FORMACIÓ, TIPUS - ART - 2025

Una nana blanca és un estel en les últimes fases de la seva evolució, la qual ja ha esgotat tot l'hidrogen del seu nucli, així com el combustible del seu reactor interior. Sota aquestes circumstàncies, l'estrella es refreda i es contrau sorprenentment causa de la seva pròpia gravetat.

Només li queda la calor emmagatzemada durant la seva existència, així que en certa forma, una nana blanca és com la brasa que queda després d'apagar una foguera colossal. Hauran de passar milions d'anys abans que l'últim alè de la seva calor l'abandoni, tornant-se un objecte fred i fosc.

Figura 1. Primer pla de sistema binari Sirià A (l'estrella principal) i Sirià B (nana blanca) en raigs X presa pel Chandra. Font: Wikimedia Commons.

descobriment

Tot i que ara se sap que abunden, mai van ser fàcils de detectar, ja que són extremadament petites.

La primera nana blanca va ser descoberta per William Herschel en 1783, com a part de el sistema estel·lar 40 Eridani, en la constel·lació de Eridà, l'estel més brillant és Achernar, visible cap al sud (en l'hemisferi nord) durant l'hivern.

40 Eridani està format per tres estrelles, una d'elles, la 40 Eridane A. és visible a simple vista, però la 40 Eridani B i 40 Eridani C són molt menors. La B és una nana blanca, mentre que la C és una nana vermella.

Anys més tard, després de la descoberta de sistema 40 Eridani, l'astrònom alemany Friedrich Bessel va descobrir en 1840 que Sirià, l'estrella més brillant de el Ca Major, té una discreta acompanyant.

Bessel va observar petites sinuositats en la trajectòria de Sirià, l'explicació no podia ser sinó la proximitat d'una altra estrella de menor grandària. Va ser cridada Sirià B, unes 10,000 vegades menys brillant que l'esplendorosa Sirià A.

Va resultar que Sirià B era tan o més petita que Neptú, però amb una densitat increïblement alta i una temperatura superficial de 8000 K. I com la radiació de Sírius B correspon a l'espectre blanc, va passar a ser coneguda com "nana blanca".

I a partir de llavors, a tota estrella amb aquestes característiques se l'anomena així, tot i que les nanes blanques també poden ser vermelles o grogues, ja que tenen varietat de temperatures, sent les blanques les més comunes.

Característiques

Fins a la data s'han documentat unes 9000 estrelles catalogades com nanes blanques, segons el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), un projecte dedicat a elaborar detallats mapes tridimensionals de l'univers conegut. Com hem dit, no són fàcils de descobrir causa de la seva feble lluminositat.

Hi ha bastants nanes blanques en el veïnatge de el Sol, moltes d'elles descobertes pels astrònoms G. Kuyper i W. Luyten al començament de segle XX. Per això, les seves característiques principals han pogut estudiar amb relativa facilitat, d'acord a la tecnologia disponible.

Les més resaltantes són:

- Mida petita, comparable a un planeta.

- Elevada densitat.

- Baixa lluminositat.

- Temperatures en el rang de 100000 i 4000 K.

- Posseeixen camp magnètic.

- Tenen atmosfera d'hidrogen i heli.

- Intens camp gravitatori.

- Escassa pèrdua d'energia per radiació, motiu pel qual es refreden molt lentament.

Gràcies la temperatura i la lluminositat se sap que els seus radis són molt petits. Una nana blanca la temperatura superficial és semblant a la de el Sol, tot just emet una mil·lèsima part de la lluminositat d'aquest. Per tant, la superfície de la nana ha de ser molt petita.

Figura 2. Sirià B i el planeta Venus tenen aproximadament el mateix diàmetre. Tagizada

Aquesta combinació de temperatura elevada i ràdio petit fa que l'estrella llueixi de color blanc, tal com es va esmentar anteriorment.

Quant a la seva estructura, s'especula que tenen un nucli sòlid de naturalesa cristal·lina, envoltat de matèria en estat gasós.

Això és possible a causa de les transformacions successives que tenen lloc en el reactor nuclear d'una estrella: d'hidrogen a heli, d'heli a carboni i de carboni a elements més pesats.

És una possibilitat real, a causa que la temperatura en el nucli de la nana és prou baixa com perquè existeixi tal nucli sòlid.

De fet, recentment es va descobrir una nana blanca que es creu té un nucli de diamant de 4000 km de diàmetre, situada a la constel·lació Alfa Centauri, a 53 anys llum de la Terra.

La densitat de les nanes blanques

La qüestió de la densitat de les nanes blanques va causar una gran consternació en els astrònoms de finals de segle XIX i començament de el XX. Els càlculs apuntaven a densitats molt elevades.

Una nana blanca pot tenir una massa de fins a de 1,4 vegades respecte a la del nostre Sol, comprimida a una mida com el de la Terra. D'aquesta manera, la seva densitat és un milió de vegades més gran que la de l'aigua i és precisament el que sustenta a la nana blanca. Com és possible?

La mecànica quàntica afirma que les partícules com els electrons només poden ocupar certs nivells d'energia. A més hi ha un principi que limita la disposició dels electrons al voltant de l'nucli atòmic: el principi d'exclusió de Pauli.

D'acord a aquesta propietat de la matèria, per dos electrons és impossible tenir idèntic estat quàntic dins el mateix sistema. I a més, en la matèria ordinària no tots els nivells energètics permesos solen estar ocupats, només alguns ho estan.

Això explica per què les densitats de les substàncies terrestres són tot just de l'ordre d'uns pocs grams per centímetre cúbic.

matèria degenerada

Cada nivell d'energia ocupa un cert volum, de manera que la regió que ocupa un nivell no es solapa amb la d'un altre. D'aquesta manera, dos nivells amb la mateixa energia poden coexistir sense problema, mentre no se solapin, ja que hi ha una força de degeneració que ho impedeix.

Això crea una mena de barrera quàntica que limita la contracció de la matèria en un estel, originant una pressió que compensa el col·lapse gravitatori. Així es manté la integritat de la nana blanca.

Mentrestant, els electrons van omplint totes les posicions d'energia possibles, omplint ràpidament les més baixes i quedant disponibles només les de més energia.

Sota aquestes circumstàncies, amb tots els estats energètics ocupats, la matèria es troba en un estat que en Física es denomina estat degenerat. És l'estat de màxima densitat possible, segons el principi d'exclusió.

Però com la incertesa en la posició △ x dels electrons és mínima, a causa de l'elevada densitat, pel principi d'incertesa de Heisenberg, la incertesa en el moment lineal △ p serà molt gran, per compensar la petitesa de △ xi complir així:

△ x △ p ≥ ћ / 2

On ћ és h / 2π, sent h la constant de Planck. Així, la velocitat dels electrons s'apropa a la velocitat de la llum i augmenta la pressió que exerceixen, ja que les col·lisions s'incrementen també.

Aquesta pressió quàntica, anomenada pressió de Fermi, és independent de la temperatura. Per això una nana blanca pot disposar d'energia a qualsevol temperatura, incloent el zero absolut.

evolució

Gràcies a les observacions astronòmiques i les simulacions per ordinador, la formació d'una estrella típica com el nostre Sol, es porta a terme de la següent manera:

- En primer lloc, gas i pols còsmica abundants en hidrogen i heli es condensen gràcies a la gravetat, per donar origen a la protoestrella, un objecte estel·lar jove. La protoestrella és una esfera en ràpida contracció, la temperatura augmenta gradualment en el transcurs de milions d'anys.

- Un cop s'arriba a una massa crítica i amb la temperatura en augment, s'encén el reactor nuclear a l'interior de l'estrella. Quan això succeeix, s'inicia la fusió d'hidrogen i l'estrella s'incorpora a la crida seqüència principal (veure figura 3).

- A el cap de el temps l'hidrogen de l'nucli s'esgota i comença la ignició de l'hidrogen de les capes més externes de l'estrella, així com la de l'heli en el nucli.

- L'estrella s'expandeix, augmentant en lluentor, disminuint la seva temperatura i tornant-se vermella. Aquesta és la fase de gegant vermella.

- Les capes més externes de l'estrella es desprenen gràcies a el vent estel·lar i formen una nebulosa planetària, encara que en ella no hi ha planetes. Aquesta nebulosa envolta el nucli de l'estrella (molt més calenta), que esgotada la reserva d'hidrogen comença a cremar heli per formar elements més pesats.

- La nebulosa es dissipa i queda el nucli en contracció de l'estrella original, que es converteix en una nana blanca.

Tot i que la fusió nuclear ha cessat tot i seguir tenint material, l'estrella encara posseeix una increïble reserva de calor, que emet molt lentament per radiació. Aquesta fase dura per molt de temps (uns 10 ¹⁰ anys, edat estimada de l'univers).

- Un cop freda, la llum que emetia desapareix per complet i la nana blanca es converteix en una nana negra.

Figura 3. El cicle de vida de les estrelles. Font: Wikimedia Commons. RN Bailey

L'evolució de el Sol

El més probable és que el nostre Sol, per les seves característiques, passi per les etapes descrites. En l'actualitat el Sol és un estel adulta que es troba en la seqüència principal, però totes les estrelles l'abandonen en algun punt, tard o d'hora, encara que la major part de la seva vida transcorre allà.

Passaran molts milions d'anys encara perquè entri en la següent etapa de gegant vermella. Quan això succeeixi, la Terra i els altres planetes interiors seran engolits pel Sol creixent, però abans, el més segur és que els oceans s'hagin evaporat i la Terra s'hagi convertit en un desert.

No totes les estrelles passen per aquestes etapes. Depèn de la seva massa. Les que són moltíssim més massives que el Sol tenen un final molt més espectacular perquè acaben com supernoves. El romanent en aquest cas pot ser un objecte astronòmic peculiar, com un forat negre o una estrella de neutrons.

El límit de Chandrasekhar

El 1930 un astrofísic hindú de tot just 19 anys, anomenat Subrahmanyan Chandrasekhar, va determinar l'existència d'una massa crítica en les estrelles.

Una estrella amb una massa estigui per sota d'aquest valor crític segueix el camí d'una nana blanca. Però si la seva massa està per sobre, els seus dies acaben en una explosió colossal. Aquest és el límit de Chandrasekhar i equival aproximadament a 1.44 vegades la massa del nostre Sol.

Es calcula de la següent manera:

Aquí N és el nombre d'electrons per unitat de massa, ћ és la constant de Planck dividida per 2π, c és la velocitat de la llum en el buit i G la constant de gravitació universal.

Això no vol dir que estrelles de major grandària que el del Sol no puguin convertir-se en nanes blanques. Al llarg de la seva estada a la seqüència principal, l'estrella perd contínuament massa. També ho fa en la seva etapa de gegant vermella i nebulosa planetària.

D'altra banda, un cop convertida en nana blanca, la poderosa gravetat de l'estrella pot atraure massa d'una altra estrella propera i augmentar la seva pròpia. Superat el límit de Chandrasekhar, pot ser que al final de la nana -i de l'altra estrella- no sigui tan lent com el descrit aquí.

Aquesta proximitat pot reiniciar l'extint reactor nuclear i conduir a una tremenda explosió de supernova (supernoves Ia).

composició

Quan l'hidrogen de l'nucli d'una estrella s'ha transformat en heli, passa a fusionar àtoms de carboni i oxigen.

I quan la reserva d'heli s'acaba al seu torn, la nana blanca està composta fonamentalment de carboni i oxigen, i en alguns casos neó i magnesi, sempre que el nucli tingui pressió suficient com per sintetitzar aquests elements.

Figura 4. L'estrella AE Aquarii és una nana blanca polsant. Font: NASA a través de Wikimedia Commons.

Possiblement a la nana li quedi una prima atmosfera d'heli o hidrogen, ja que com la gravetat superficial de l'estrella és elevada, els elements pesats tenen a acumular-se al centre, quedant els més lleugers a la superfície.

En algunes nanes es dóna fins i tot la possibilitat de fusionar àtoms de neó i crear nuclis sòlids de ferro.

formació

Tal com hem dit al llarg dels paràgrafs anteriors, la nana blanca es forma després que l'estrella esgota la seva reserva d'hidrogen. Llavors s'infla i s'expandeix per després expulsar matèria en forma de nebulosa planetària, deixant a l'nucli al seu interior.

Aquest nucli, format per matèria degenerada, és el que es coneix com una estrella nana blanca. Un cop apagat el seu reactor de fusió, es contrau i refreda lentament, perdent amb ella tota la seva energia tèrmica i la seva lluminositat.

Tipus de nanes blanques

Per classificar a les estrelles, incloent a les nanes blanques, s'utilitza el tipus espectral, que al seu torn depèn de la temperatura. Per nomenar les estrelles nanes s'utilitza una D majúscula, seguida d'alguna d'aquestes lletres: A, B, C, O, Z, Q, X. Aquestes altres lletres: P, H, I i V denoten una altra sèrie de característiques molt més particulars.

Cadascuna d'aquestes lletres denota una característica resaltante de l'espectre. Per exemple, un estel DA és una nana blanca l'espectre posseeix una línia d'hidrogen. I una nana DAV té la línia d'hidrogen i, a més, la V indica que és un estel variable o polsant.

Finalment a la sèrie de lletres s'afegeix un nombre comprès entre 1 i 9 per indicar l'índex de temperatura n:

n = 50400 / T efectiva de l'estrella

Una altra classificació de les nanes blanques es fa en funció a la seva massa:

- Al voltant de 0.5 M Sol

- Massa mitjana: entre 0.5 i 8 vegades M Sol

- Entre 8 i 10 vegades la massa de el Sol.

Exemples de nanes blanques

- Sirius B en la constel·lació de Can Major, l'acompanyant de Sírius A, l'estrella més brillant en els cels nocturns. És la nana blanca més propera de totes.

- AE Aquarii és una nana blanca que emet polsos de raigs X.

- 40 Eridani B, distant 16 anys llum. És observable amb telescopi

- HL Tau 67 pertany a la constel·lació de Taure i és una nana blanca variable, la primera de la seva classe en ser descoberta.

- DM Lyrae forma part d'un sistema binari i és una nana blanca que va explotar com nova al segle XX.

- WD B1620 és una nana blanca que també pertany a un sistema binari. L'estrella companya és una estrella polsant. En aquest sistema hi ha un planeta que les orbita a totes dues.

- Procyon B, companya de Procyon A, a la constel·lació de l'Ca Menor.

Figura 5. El sistema binari Procyon, la nana blanca és un punt minúscul a la dreta. Font: Giuseppe Donatiello a través de Flickr.

referències

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2nd. Edition. Pearson.
2. Martínez, D. L'evolució estel·lar. Recuperat de: Google Books.
3. Olaizola, I. Les nanes blanques. Recuperat de: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Astronomia Moderna. Editorial Reverté.
5. Wikipedia. Nanes Blanques. Recuperat de: és. wikipedia.org.
6. Wikipedia. List of White Dwarfs. Recuperat de en.wikipedia.org.