Enana blanca

Imagen de Sirio A y Sirio B tomada por el Telescopio Espacial Hubble . Sirio B, que es una enana blanca, puede ser visto como un punto débil en la parte inferior izquierda de la mucho más brillante Sirio A.

Una enana blanca, también llamada enana degenerado, es una pequeña estrella compuesta principalmente de electrón-degenerada materia. Como las enanas blancas tienen una masa comparable a la del Sol 's y su volumen es comparable a la de la Tierra , son muy 's densa . Su débil luminosidad proviene de la emisión de almacenado de calor . Ellos comprenden aproximadamente el 6% de todas las estrellas conocidas en la vecindad solar. La debilidad inusual de las enanas blancas se reconoció por primera vez en 1910 por Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering y Williamina ^{Fleming;, p. 1} el nombre enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922.

Las enanas blancas se cree que son la final estado evolutivo de las estrellas cuya masa no es demasiado alta sobre el 97% de las estrellas en nuestra galaxia ^{, §1} Después de ^la.. de hidrógeno - la fusión de vida útil de una secuencia principal estrella de los fines de masa baja o media, se expandirá a una gigante roja que fusiona el helio a carbono y oxígeno en su núcleo por el proceso triple alfa. Si una gigante roja tiene masa suficiente para generar las temperaturas básicos requeridos para fusionar de carbono , una masa inerte de carbono y oxígeno se acumula en su centro. Después de arrojar sus capas exteriores para formar una nebulosa planetaria , dejará detrás de este núcleo, que forma la enana blanca remanente. Por lo general, por lo tanto, enanas blancas se componen de carbono y oxígeno. También es posible que las temperaturas centrales son suficientes para fundir de carbono pero no de neón , en cuyo caso un oxígeno de neón - magnesio se puede formar enana blanca. Además, algunos de helio enanas blancas parecen haber sido formado por la pérdida de masa en sistemas binarios.

El material en una enana blanca ya no sufre reacciones de fusión, por lo que la estrella no tiene ninguna fuente de energía, ni es apoyado contra colapso gravitacional por el calor generado por la fusión. Es apoyado sólo por presión de degeneración de electrones, lo que le permite ser extremadamente densa. La física de la degeneración produce una masa máxima de una enana blanca no giratorio, el Límite de Chandrasekhar aproximadamente 1,4 masas-más allá de solares que no pueden ser apoyados por presión de degeneración. Una enana blanca de carbono-oxígeno que se acerca a este límite de masa, por lo general por la transferencia de masa de una estrella compañera, puede explotar como Supernova tipo Ia a través de un proceso conocido como detonación de carbono.

Una enana blanca es muy caliente cuando se forma, pero ya que no tiene una fuente de energía, puede radiar gradualmente su energía y enfriamiento. Esto significa que su radiación, que tiene inicialmente un alto temperatura de color, disminuirá y enrojecer con el tiempo. Durante mucho tiempo, una enana blanca se enfriará a temperaturas a las que ya no es visible y convertirse en una fría enano negro. Sin embargo, dado que ningún enana blanca puede ser mayor que la edad del Universo (aproximadamente 13,7 mil millones años), incluso las enanas blancas más antiguas todavía irradian a temperaturas de unos pocos miles de grados Kelvin , y no hay enanos negros se cree que existe todavía.

Descubrimiento

La primera enana blanca descubierta estaba en el sistema estelar triple 40 Eridani, que contiene el relativamente brillante estrella de secuencia principal 40 Eridani A, orbitaba a una distancia de más cerca sistema binario de la enana blanca 40 B y la Eridani secuencia principal enana roja 40 Eridani C. El par 40 Eridani B / C fue descubierto por Friedrich Wilhelm Herschel en 31 de enero de 1783 ; ^{p. 73} se observó de nuevo por Friedrich Georg Wilhelm Struve en 1825 y por Otto Wilhelm von Struve en 1851. En 1910, se descubrió por Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering y Williamina Fleming que a pesar de ser una estrella tenue, 40 Eridani B fue de tipo espectral A, o blanco. En 1939, Russell miró hacia atrás en el ^{descubrimiento:, p. 1}

Yo estaba visitando a mi amigo y generoso benefactor, el profesor Edward C. Pickering. Con amabilidad característica, que se había ofrecido para que el espectro observado por todas las estrellas, incluyendo la comparación estrellas-que se habían observado en las observaciones para la paralaje estelar que Hinks y me hicieron en Cambridge, y discutido. Esta obra aparentemente de rutina resultó muy fructífera, que llevó al descubrimiento de que todas las estrellas de magnitud absoluta muy débil eran de clase espectral M. En la conversación sobre este tema (como lo recuerdo), le pregunté a Pickering sobre algunas otras estrellas débiles , no en mi lista, mencionando en particular 40 Eridani B. Característicamente, envió una nota a la oficina del Observatorio y en poco tiempo llegó la respuesta (creo que de la señora Fleming) que el espectro de esta estrella fue A. Yo sabía lo suficiente sobre él , incluso en estos días paleozoicos, para darse cuenta de inmediato que había una incoherencia extrema entre lo que entonces habríamos llamado valores "posibles" de la luminosidad de la superficie y densidad. Debo haber demostrado que no sólo me quedé perplejo, pero cabizbajo, en esta excepción a lo que parecía una regla muy bonita de características estelares; pero Pickering me sonrió, y dijo: "Es sólo estas excepciones que conducen a un avance en nuestro conocimiento", y por lo que las enanas blancas entró en el reino de estudio!

El tipo espectral de 40 Eridani B fue descrito oficialmente en 1914 por Walter Adams.

La compañera de Sirio , Sirio B , fue el siguiente en ser descubierto. Durante el siglo XIX, las mediciones de posición de algunas estrellas se volvieron lo suficientemente preciso para medir pequeños cambios en su ubicación. Friedrich Bessel utilizado sólo tales medidas precisas para determinar que las estrellas Sirio (α Canis Majoris) y Procyon (α Canis Minoris) fueron cambiando sus posiciones. En 1844 predijo que ambas estrellas tuvieron compañeros invisibles:

Si tuviéramos que considerar Sirio y Proción como estrellas dobles, el cambio de sus movimientos no se nos sorprenden; debemos reconocerlos como necesarios, y sólo tienen que investigar su importe mediante la observación. Pero la luz no es la propiedad real de la masa. La existencia de las estrellas visibles innumerables puede probar nada en contra de la existencia de los invisibles innumerables.

Bessel estimarse aproximadamente el período de la compañera de Sirio en alrededor de medio siglo; CHF Peters calcula una órbita por ella en 1851. No fue hasta 31 de enero de 1862 que Alvan Graham Clark observó una estrella cerca inédito a Sirius, posteriormente identificado como el compañero predicho. Walter Adams anunció en 1915 que había encontrado el espectro de Sirio B era similar a la de Sirius.

En 1917, Adriaan Van Maanen descubierto Estrella de Van Maanen, una enana blanca aislado. Estos tres enanas blancas, el primero descubierto, son los llamados enanas blancas ^{clásicas., P.} Se han encontrado ² Con el tiempo, muchas estrellas blancas débiles que tenía alta movimiento propio, lo que indica que podrían ser sospechosos de ser estrellas de baja luminosidad cercanas a la Tierra, y por lo tanto, las enanas blancas. Willem Luyten parece haber sido el primero en utilizar el término enana blanca cuando examinó esta clase de estrellas en 1922; el término más tarde fue popularizado por Arthur Stanley Eddington. A pesar de estas sospechas, la primera enana blanca no-clásica no fue definitivamente identificado hasta la década de 1930. 18 enanas blancas habían sido descubiertas por ^{1939, p. 3} Luyten y otros continuaron la búsqueda de enanas blancas en la década de 1940. En 1950, más de un centenar eran conocidos, y para 1999, más de 2.000 eran conocidos. Desde entonces, la Sloan Digital Sky Survey ha encontrado más de 9.000 enanas blancas, en su mayoría nuevos.

Composición y estructura

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

Las enanas marrones

Las enanas blancas

Las enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal
("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes brillantes

Supergigantes

Hipergigantes

absoluto

nitud

tud

(M _V)

Aunque las enanas blancas son conocidos con masas estimadas tan bajas como 0.17 y de hasta 1,33 masas solares, la distribución de la masa se alcanzó fuertemente en 0,6 masas solares, y la mentira mayoría entre 0,5 a 0,7 masas solares. Los radios estimado de las estrellas enanas blancas, sin embargo, suelen ser entre 0,008 y 0,02 veces los radio del Sol; esto es comparable al radio de la Tierra de aproximadamente 0.009 radio solar. Una enana blanca, entonces, paquetes de masa comparable a la del Sol de en un volumen que suele ser un millón de veces más pequeño que el Sol de; Por lo tanto, la densidad media de la materia en una enana blanca debe ser, muy aproximadamente, 1.000.000 de veces mayor que la densidad media del Sol, o aproximadamente 10 ⁶ gramos (1 tonelada) por centímetro cúbico. Las enanas blancas están compuestos de una de las formas más densas de materia conocida, sólo superada por otra estrellas compactas como estrellas de neutrones, agujeros negros y, hipotéticamente, estrellas de quarks.

Se encontraron enanas blancas que ser extremadamente denso poco después de su descubrimiento. Si una estrella es en un binario del sistema, como es el caso de Sirius B y 40 Eridani B, es posible estimar su masa a partir de observaciones de la órbita binaria. Esto se hizo para Sirius B en 1910, produciendo una masa estimada de 0,94 masa solar. (Una estimación más moderno es 1,00 masa solar.) Dado que los organismos más calientes irradian más que los más fríos, el brillo de la superficie de una estrella puede ser estimada a partir de su temperatura de la superficie efectiva, y por lo tanto de su espectro. Si se conoce la distancia a la estrella, su luminosidad general también puede ser estimado. La comparación de las dos cifras da el radio de la estrella. Razonamiento de este tipo llevó a la realización, desconcertante para los astrónomos de la época, que Sirio B y 40 Eridani B deben ser muy denso. Por ejemplo, cuando Ernst Öpik estima la densidad de un número de estrellas binarias visuales en 1916, encontró que el 40 Eridani B tenía una densidad de más de 25.000 veces la del Sol 's, que era tan alto que él llamó "imposible". Como Arthur Stanley Eddington lo puso más tarde en 1927: ^{p. 50}

Aprendemos sobre las estrellas de recibir e interpretar los mensajes que su luz nos trae. El mensaje del compañero de Sirius cuando fue decodificado decía: "Estoy compuesto de material de 3.000 veces más denso que cualquier cosa que haya llegado a través, una tonelada de mi material sería una pequeña pepita que se puede poner en una caja de cerillas." ¿Qué respuesta se puede hacer a un mensaje? La respuesta que la mayoría de nosotros hizo en 1914 fue- "Cállate. No digas tonterías."

Como Eddington señaló en 1924, las densidades de esta orden a entender que, de acuerdo con la teoría de la relatividad general , la luz de Sirio B debería ser gravitacionalmente corrimiento al rojo. Esto se confirmó cuando Adams medir este desplazamiento al rojo en 1925.

Tales densidades son posibles porque el material enana blanca no está compuesto de átomos unidos por enlaces químicos , sino más bien consiste en un plasma no unidos de los núcleos y los electrones . Por lo tanto, no hay obstáculo para la colocación de los núcleos más cerca entre sí que orbitales-los electrones regiones ocupadas por electrones ligados a un átomo-permita normalmente. Eddington, sin embargo, se preguntó qué pasaría cuando este plasma se enfría y la energía que mantiene los átomos ionizados ya no estaba presente. Esta paradoja se resolvió por RH Fowler en 1926 por una aplicación de las recién ideados mecánica cuántica . Como los electrones obedecen a la Principio de exclusión de Pauli, dos electrones no pueden ocupar el mismo estado, y que deben obedecer Estadística de Fermi-Dirac, también introdujo en 1926 para determinar la distribución estadística de las partículas que satisfacen el principio de exclusión de Pauli. A temperatura cero, por lo tanto, los electrones podrían no todos ocupar la energía más bajo, o estado fundamental; algunos de ellos tuvieron que ocupar los estados de mayor energía, formando una banda de estados de energía más bajos disponibles, la Mar Fermi. Este estado de los electrones, llamado degenerado, significaba que una enana blanca podría enfriar a temperatura cero y aún poseen alta energía. Otra forma de obtener este resultado es por el uso de la principio de incertidumbre: la alta densidad de electrones en una enana blanca significa que sus posiciones son relativamente localizados, creando una incertidumbre correspondiente en sus momentos. Esto significa que algunos electrones deben tener alta impulso y por lo tanto alta energía cinética.

La compresión de una enana blanca se incrementará el número de electrones en un volumen dado. La aplicación ya sea el principio de exclusión de Pauli o el principio de incertidumbre, podemos ver que esto aumentará la energía cinética de los electrones, causando presión. Este presión de degeneración de electrones es lo que es compatible con una enana blanca contra colapso gravitacional. Es sólo depende de la densidad y no en la temperatura. Materia degenerada es relativamente compresible; esto significa que la densidad de una enana blanca de gran masa es mucho mayor que la de una enana blanca de baja masa que el radio de una enana blanca disminuye a medida que aumenta su masa .

La existencia de una masa límite que ninguna enana blanca puede superar es otra de las consecuencias de ser apoyado por presión de degeneración de electrones. Estas masas se publicaron por primera vez en 1929 por Wilhelm Anderson y en 1930 por Edmund C. Stoner. El valor moderno del límite se publicó por primera vez en 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar en su artículo "La masa máxima Ideal Enanas Blancas". Para una enana blanca no giratorio, que es igual a aproximadamente 5,7 / μ _e ² masas solares, donde μ _E es el peso molecular medio por electrón de la ^{estrella., Eq. (63)} Dado que el carbono-12 y oxígeno-16, que en su mayor parte componer una enana blanca de carbono-oxígeno ambos tienen número atómico igual a la mitad de su peso atómico, uno debe tomar μ _e igual a 2 para tal estrella, lo que lleva al valor comúnmente citado de 1,4 masas solares. (Cerca del principio del siglo 20, no había razón para creer que las estrellas estaban compuestas principalmente de elementos ^{pesados, p. 955} así, en su artículo de 1931, Chandrasekhar establecer el peso molecular medio por electrón, μ _e, igual a 2,5, dando un límite de 0,91 masas solares.) Junto con William Alfred Fowler, Chandrasekhar recibió el premio Nobel por este y otros trabajos en 1983. límites de la masa se llama ahora Límite de Chandrasekhar.

Si una enana blanca llegara a superar el límite de Chandrasekhar, y reacciones nucleares no tuvieron lugar, la presión ejercida por los electrones ya no sería capaz de equilibrar la fuerza de la gravedad , y se colapsarían en un objeto más denso, como un estrella de neutrones o un agujero negro . Sin embargo, carbono-oxígeno enanas blancas en acreción de masa de una estrella vecina se someten a una reacción de fusión nuclear fuera de control, lo que conduce a una Escriba Ia explosión de supernova en la que se destruye la enana blanca, justo antes de llegar a la masa límite.

Las enanas blancas tienen baja luminosidad y por lo tanto ocupan una tira en la parte inferior de la Diagrama de Hertzsprung-Russell, un gráfico de la luminosidad estelar frente a color (o temperatura). No deben confundirse con los objetos de baja luminosidad al final de baja masa de la secuencia principal, tales como el hidrógeno - la fusión de enanas rojas , cuyos núcleos son apoyados en parte por la presión térmica, o la aún más baja temperatura Las enanas marrones.

Relación masa-radio y el límite de masa

Es fácil de derivar una relación aproximada entre la masa y el radio de las enanas blancas utilizando un argumento minimización de la energía. La energía de la enana blanca se puede aproximar por llevándolo a la suma de su gravedad energía potencial y energía cinética . La energía potencial gravitatoria de un pedazo unidad de masa de la enana blanca, E _g, será del orden de - GM / R, donde G es la constante gravitacional, M es la masa de la enana blanca, y R es su radio. La energía cinética de la masa de la unidad, E _k, principalmente vendrá del movimiento de los electrones, por lo que será de aproximadamente N p ^2/2 m, donde p es el impulso promedio de electrones, m es la masa del electrón, y N es el número de electrones por unidad de masa. Dado que los electrones son degenerado, se puede estimar p para estar en el orden de la incertidumbre en el impulso, Δ p, propuesta por el principio de incertidumbre, que dice que Δ p Δ x está en el orden de la reducción Constante de Planck, h. Δ x estará en el orden de la distancia media entre los electrones, que será de aproximadamente n ^-1/3, es decir, el recíproco de la raíz cúbica de la densidad del número, n, de electrones por unidad de volumen. Puesto que hay electrones N M en la enana blanca y su volumen es del orden de R ^3, n serán del orden de N M / ^R3.

Despejando la energía cinética por unidad de masa, E _k, nos encontramos con que

La enana blanca estará en equilibrio cuando su energía total, E _g + E _k, se reduce al mínimo. En este punto, las energías potenciales y cinéticas gravitacionales deberían ser comparables, por lo que puede derivar una relación masa-radio áspera al equiparar sus magnitudes:

La solución de este para el radio, R, da

Caída N, que sólo depende de la composición de la enana blanca, y las constantes universales nos deja con una relación entre la masa y el radio:

es decir, el radio de una enana blanca es inversamente proporcional a la raíz cúbica de su masa.

Desde este análisis utiliza la fórmula no relativista p ^2/2 m para la energía cinética, es no relativista. Si queremos analizar la situación en la que la velocidad de los electrones en una enana blanca está cerca de la velocidad de la luz , c, debemos sustituir p ^2/2 m por la extrema relativista aproximación p c de la energía cinética. Con esta sustitución, encontramos

Si equiparamos esto a la magnitud de E _g, encontramos que R cae y la masa, M, se ve obligado a ser

Para interpretar este resultado, observamos que a medida que agregamos la masa de una enana blanca, su radio disminuirá, por lo que, por el principio de incertidumbre, el impulso, y por lo tanto la velocidad, de sus electrones se incrementarán. Como esta velocidad se aproxima a c, el análisis relativista extrema se vuelve más exacta, lo que significa que la masa M de la enana blanca debe acercarse _límite M. Por lo tanto, ninguna enana blanca puede ser más pesado que el _{límite de} masa M limitante.

Radio frente a masa por una enana blanca modelo

Para un cálculo más preciso de la relación masa-radio y la masa limitante de un enana blanca, se debe calcular la ecuación de estado que describe la relación entre la densidad y la presión en el material enana blanca. Si la densidad y la presión están establecidos igual a funciones de la radio desde el centro de la estrella, el sistema de ecuaciones que consiste en el ecuación hidrostática junto con la ecuación de estado puede ser resuelto a encontrar la estructura de la enana blanca en el equilibrio. En el caso no relativista, todavía encontraremos que el radio es inversamente proporcional a la raíz cúbica de la ^{masa., Eq. (80)} correcciones relativistas alterarán el resultado manera que el radio se convierte en cero a un valor finito de la masa. Este es el valor límite de la masa llamado Límite de Chandrasekhar -al que la enana blanca ya no puede ser apoyado por presión de degeneración de electrones. El gráfico de la derecha muestra el resultado de un cálculo de este tipo. Muestra cómo el radio varía con la masa para no relativista (curva verde) y (curva roja) modelos relativistas de una enana blanca. Ambos modelos tratan la enana blanca como un resfriado Gas de Fermi en equilibrio hidrostático. El peso molecular medio por electrón, _e μ, se ha establecido igual a 2. radio se mide en radios solares estándar y la masa en masas solares estándar.

Estos cálculos todos asumen que la enana blanca se no giratorio. Si la enana blanca está girando, la ecuación de equilibrio hidrostático debe ser modificado para tener en cuenta la centrífuga pseudo-fuerza que surge de trabajar en un bastidor giratorio. Para una enana blanca que gira uniformemente, la limitación de la masa aumenta sólo ligeramente. Sin embargo, si se permite que la estrella para girar de manera no uniforme, y viscosidad se descuida, entonces, como fue señalado por Fred Hoyle en 1947, no hay límite a la masa para los que es posible para una enana blanca modelo esté en equilibrio estático. No todas estas estrellas de modelo, sin embargo, será dinámicamente estable.

La radiación y la refrigeración

La radiación visible emitida por enanas blancas varía en un amplio rango de color, desde el color azul-blanco de un tipo O estrella de secuencia principal para el rojo de un tipo M enana roja . Enana blanca temperaturas de la superficie eficaces se extienden desde más de 150.000 K a menos de 4000 K. De acuerdo con la Ley de Stefan-Boltzmann, aumenta la luminosidad con el aumento de temperatura de la superficie; este rango de temperatura de la superficie corresponde a una luminosidad de más de 100 veces la del Sol de al menos de 1 / 10.000 la del Sol de. Enanas blancas calientes, con temperaturas superficiales de más de 30.000 K, se han observado a ser fuentes de suave (es decir, de menor energía) Radiografías. Esto permite que la composición y estructura de sus atmósferas a ser estudiado por soft De rayos X y observaciones ultravioletas extremas.

Una comparación entre la enana blanca IK Pegasi B (centro), su compañera de clase A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura superficial de 35.500 K.

A menos que la enana blanca acrece la materia de una estrella compañera o de otra fuente, esta radiación proviene de su calor almacenado, que no se repone. Las enanas blancas tienen una superficie muy pequeña para irradiar el calor de, por lo que permanecen calientes por mucho tiempo. Como una enana blanca se enfría, su temperatura superficial disminuye, la radiación que emite enrojece, y su luminosidad disminuye. Desde la enana blanca no tiene sumidero de energía distinta de la radiación, se deduce que su enfriamiento retarda con el tiempo. Bergeron, Ruiz, y Leggett, por ejemplo, estimar que después de un carbono blanco enano de 0,59 masa solar con un hidrógeno atmósfera se ha enfriado a una temperatura superficial de 7140 K, teniendo aproximadamente 1,5 millones de años, de enfriamiento de aproximadamente 500 grados Kelvin más de 6590 K toma alrededor de 0.3 mil millones años, pero los dos siguientes pasos de alrededor de 500 grados Kelvin (a 6030 K y 5550 K) tomar primeros 0,4 y luego 1,1 mil millones ^{años., Tabla 2.} Aunque el material enana blanca está inicialmente plasma fluido -un compuesto de núcleos y electrones -no se predijo teóricamente en la década de 1960 que en una etapa posterior de enfriamiento, lo que debería cristalizar, comenzando en el centro de la estrella. La estructura cristalina se piensa que es una centrada en el cuerpo red cúbica. En 1995 se señaló que observaciones asteroseismological de las enanas blancas pulsantes rindieron una prueba potencial de la teoría de la cristalización, y en 2004, Travis Metcalfe y un equipo de investigadores de la Centro Harvard-Smithsoniano para Astrofísica estima, sobre la base de tales observaciones, que aproximadamente el 90% de la masa de BPM 37093 había cristalizado. Otros trabajos da una fracción de masa cristalizada de entre 32% y 82%.

La mayoría de las estrellas enanas blancas tienen temperaturas relativamente altas en la superficie, entre 8000 K y 40000 K. Una enana blanca, sin embargo, gasta más de su vida útil a temperaturas más frías que a temperaturas más calientes, por lo que debemos esperar que hay enanas blancas más frías que el blanco caliente enanos. Una vez que se ajusta por el efecto de selección que más calientes, las enanas blancas más luminosos son más fáciles de observar, encontramos que la disminución del rango de temperatura examinó los resultados en la búsqueda de más enanas blancas. Esta tendencia se detiene cuando se llega a las enanas blancas muy frescas; pocas enanas blancas se observan con temperaturas superficiales inferiores a 4000 K, y una de las más frías hasta ahora observadas, WD 0346 + 246, tiene una temperatura superficial de aproximadamente 3900 K. La razón de esto es que, como la edad del universo es finito, no ha habido tiempo para enanas blancas se enfríen por debajo de esta temperatura. La Por lo tanto, blanco función de luminosidad enana se puede utilizar para encontrar el tiempo cuando las estrellas comenzaron a formarse en una región; una estimación de la edad de la Disco galáctico encontrado de esta manera es de 8 millones de años.

Una enana blanca con el tiempo fresco y convertirse en un no radiante enano negro en equilibrio térmico aproximado con su entorno y con el la radiación cósmica de fondo. Sin embargo, se cree que no hay enanos negros de existir todavía.

Atmósfera y espectros

Aunque se cree que la mayoría de las enanas blancas estar compuesto de carbono y oxígeno, la espectroscopia típicamente muestra que su luz emitida viene de una atmósfera que se observa que es ya sea hidrógeno o dominadas por la helio dominadas por la. El elemento dominante es generalmente por lo menos 1.000 veces más abundante que el resto de los elementos. Según lo explicado por Schatzman en la década de 1940, el alto gravedad de la superficie se cree que causa esta pureza mediante la separación por gravedad la atmósfera de manera que los elementos pesados se encuentran en la parte inferior y los más ligeros en la parte ^{superior., §5-6} Esta atmósfera, la única parte de la enana blanca visible para nosotros, se piensa que es la parte superior de un sobre que es un residuo de sobre en la de la estrella Fase AGB y también puede contener material de acreción de la medio interestelar. Se cree que el sobre para consistir en una capa rica en helio con la masa no más de 1 / 100a de la masa total de la estrella, que, si la atmósfera es hidrógeno dominada, está cubierta por una capa rica en hidrógeno con una masa aproximada de 1 / 10.000 ª de las estrellas masa ^{total., §4-5.}

Aunque delgada, estas capas externas determinan la evolución térmica de la enana blanca. Los degenerados electrones en la mayor parte de un blanco a conducir el calor enano bien. Por lo tanto, la mayor parte de la masa de una enana blanca es casi isotérmico, y también es caliente: una enana blanca con la temperatura superficial entre 8000 K y 16000 K tendrá una temperatura central entre aproximadamente 5.000.000 y 20.000.000 K K. La enana blanca se mantiene desde enfriamiento muy rápido sólo por la opacidad de sus capas externas 'a radiación.

El primer intento de clasificar espectros enana blanca parece haber sido por GP Kuiper en 1941, y diversos sistemas de clasificación se han propuesto y utilizado desde entonces. El sistema actualmente en uso fue introducido por Edward M. Sion y sus coautores en 1983 y ha sido revisada posteriormente en varias ocasiones. Se clasifica un espectro por un símbolo que consiste en un inicial D, una carta que describa la función primaria del espectro seguido por una secuencia opcional de letras que describen características secundarias del espectro (como se muestra en la tabla a la derecha), y una temperatura de número de índice, calcula dividiendo 50.400 K por la temperatura efectiva. Por ejemplo:

• Una enana blanca con sólo He I líneas en su espectro y una temperatura efectiva de 15.000 K se podría dar la clasificación de DB3, o, si se justifica por la precisión de la medición de temperatura, DB3.5.
• Una enana blanca con un polarizado campo magnético, una temperatura efectiva de 17.000 K, y un espectro dominado por He I líneas que también tenían hidrógeno características podrían tener la clasificación de DBAP3.

Los símbolos? y: también puede ser utilizado si la clasificación correcta es incierto.

Las enanas blancas cuya principal espectral clasificación es DA tienen atmósferas de hidrógeno-dominado. Ellos constituyen la mayoría (aproximadamente tres cuartas partes) de todas las estrellas enanas blancas. El resto clasificable (DB, DC, DO, DZ, y DQ) tienen atmósferas de helio-dominado. Suponiendo que el carbono y metales no están presentes, cuya clasificación espectral se ve depende de la temperatura efectiva. Aproximadamente entre 100.000 K a 45.000 K, el espectro será clasificada DO, dominada por el helio simplemente ionizado. De 30.000 a 12.000 K K, el espectro será DB, que muestra las líneas de helio neutrales, y por debajo de aproximadamente 12.000 K, el espectro será rasgos y clasificados ^{DC., § 2.4} La razón de la ausencia de enanas blancas con atmósferas de helio-dominada y temperaturas efectivas entre 30.000 K y 45.000 K, llaman la brecha DB, no está claro. Se sospecha que se debe a los procesos evolutivos atmosféricos, tales como la separación gravitacional y la mezcla convectiva de la competencia.

Campo magnético

Los campos magnéticos en enanas blancas con una fuerza en la superficie del ~ 1.000.000 gauss (100 teslas) se predijo por PMS Blackett en 1947 como consecuencia de una ley física que había propuesto que se afirma que un cuerpo de rotación sin carga debe generar un campo magnético proporcional a su momento angular . Esta ley putativo, a veces llamado el Efecto Blackett, nunca fue generalmente aceptada, y por la década de 1950, incluso Blackett sentía que había sido ^{refutada., Pp. 39-43} En la década de 1960, se propuso que las enanas blancas podrían tener campos magnéticos debido a la conservación de la superficie total flujo magnético durante la evolución de una estrella no degenerado a una enana blanca. Un campo magnético superficial de ~ 100 gauss (0,01 T) en la estrella progenitora sería por lo tanto convertido en un campo magnético superficial de ~ 100 · 100 ² = 1 millón de Gauss (100 T) una vez el radio de la estrella se había reducido por un factor de ^{100., § 8;, p. 484} La primera enana blanca magnética para observar fue GJ 742, que fue detectado para tener un campo magnético en 1970 por su emisión de luz polarizada circularmente. Se cree que tienen un campo de superficie de aproximadamente 300 millones de gauss (30 ^{kt)., § 8} Desde entonces los campos magnéticos se han descubierto en más de 100 enanas blancas, que van desde 2 × 03 ^{10-septiembre} 10 gauss (0.2 T 100 kT). Sólo un pequeño número de enanas blancas han sido examinados por los campos, y se ha estimado que al menos el 10% de las enanas blancas tienen campos de más de 1 millón de gauss (100 T).

Variabilidad

Los primeros cálculos sugieren que podría haber enanas blancas cuyas luminosidad variado, con un período de alrededor de 10 segundos, pero búsquedas en la década de 1960 no cumplieron con ^{este, § 7.1.1;.} La primera enana blanca variables se encontró HL Tau 76; en 1965 y 1966, Arlo U. Landolt observó que para variar, con un período de aproximadamente 12,5 minutos. La razón para este periodo es más largo de lo previsto es que la variabilidad de HL Tau 76, como la de los otros enanas blancas pulsantes variables conocidas, surge de no radial . pulsaciones de ondas de ^{gravedad, § 7.} Los tipos conocidos de enana blanca pulsante incluyen la DAV, o ZZ Ceti, estrellas, incluyendo HL Tau 76, con atmósferas de hidrógeno-dominado y el tipo espectral ^{DA;., pp 891, 895} DBV, o V777 Ella, estrellas, con atmósferas de helio-dominado y el tipo espectral ^{DB;, p. 3525} y GW Vir estrellas (a veces subdivididos en DSV y PNNV estrellas), con atmósferas dominadas por el helio, carbono y ^{oxígeno, § 1.1, 1.2;., § 1} GW Vir estrellas no son, estrictamente hablando, las enanas blancas, pero ^son. estrellas que se encuentran en una posición en la Diagrama de Hertzsprung-Russell entre el rama gigante asintótica y la región enana blanca. Pueden ser llamados enanos ^{pre-blancos, § 1.1;.} Estas variables todas exhiben pequeños (1% -30%) las variaciones en la producción de luz, que surge de una superposición de modos de vibración con períodos de cientos a miles de segundos. La observación de estas variaciones da pruebas asteroseismological sobre los interiores de las enanas blancas.

Formación

Las enanas blancas se cree que representan el punto final de evolución estelar para la secuencia principal las estrellas con masas de alrededor de 0,07 a 10 masas solares. La composición de la enana blanca producida será diferente en función de la masa inicial de la estrella.

Las estrellas con masa muy baja

Si la masa de una estrella de la secuencia principal es menor que aproximadamente la mitad de una masa solar, nunca va a ser lo suficientemente caliente como para fundir el helio en su núcleo. Se cree que, durante una vida útil superior a la edad (~ 13.7 mil millones años) del Universo, una estrella como el tiempo va a quemar todo su hidrógeno y poner fin a su evolución como una enana blanca de helio compuesto principalmente de helio-4 núcleos. Debido a la vez que este proceso toma, no se piensa que es el origen de helio observado enanas blancas. Más bien, se cree que son el producto de la pérdida de masa en los sistemas binarios o pérdida de masa debido a un gran compañero planetario.

Las estrellas con baja masa medio

Si la masa de una estrella de la secuencia principal es de entre aproximadamente 0,5 y 8 masas solares, su núcleo se convertirá en lo suficientemente caliente como para fundir el helio en carbono y oxígeno a través del proceso triple alfa, pero nunca llegará a ser lo suficientemente caliente como para fundir carbono en neón . Cerca del final del período en el que se somete a reacciones de fusión, tal estrella tendrá un núcleo de carbono-oxígeno que no sufre reacciones de fusión, rodeado de una cáscara de helio-quema interior y una cáscara de hidrógeno para quemar exterior. En el diagrama de Hertzsprung-Russell, se encuentra en la rama gigante asintótica. A continuación, expulsar a la mayoría de su material exterior, creando una nebulosa planetaria , hasta que sólo queda el núcleo de carbono-oxígeno. Este proceso es responsable de las enanas blancas carbono-oxígeno que forman la gran mayoría de las enanas blancas observadas.

Las estrellas con media a alta masa

Si una estrella es suficientemente masivo, su núcleo eventualmente se convertirá suficientemente caliente para fundir carbono al neón, y luego para fusionar neón a hierro. Tal una estrella no se convertirá en una enana blanca como la masa de su, no de fusión central, central, apoyado por presión de degeneración de electrones, con el tiempo superará la mayor masa posible soportable por la presión de degeneración. En este punto, el núcleo de la estrella se colapse y que va a explotar en una supernova de colapso de núcleo que dejar atrás un remanente estrella de neutrones, agujero negro , o posiblemente una forma más exótica de estrella compacta. algunas estrellas de la secuencia principal, de quizás 8 a 10 masas solares, aunque lo suficientemente masiva para fusionar carbono al neón y magnesio, pueden ser suficientemente masiva para fusionar neón. Tal una estrella puede dejar una enana blanca remanente compuesta principalmente de oxígeno , neón y magnesio , a condición de que su núcleo no se derrumba, y siempre que la fusión no procede tan violentamente como para soplar aparte la estrella en una supernova . Aunque algunas enanas blancas aisladas han sido identificados que pueden ser de este tipo, la mayor evidencia de la existencia de este tipo de estrellas viene de las novas llama ONeMg o neón novas. Los espectros de estas abundancias exhiben novas de neón, magnesio y otros elementos de masa intermedia que parecen ser solamente explicable por la acumulación de material en una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio.

Destino

Una enana blanca es estable una vez formado y seguirá enfriar casi indefinidamente; finalmente, se convertirá en una enana blanca negro, también llamado un enano negro. Suponiendo que el Universo continúa expandiéndose, se cree que en 10 ¹⁹ a 10 ²⁰ años, las galaxias se evaporarán como sus estrellas se escapan hacia el espacio intergaláctico. ^{, §IIIA.} Las enanas blancas en general, deben sobrevivir a esto, aunque de vez en cuando una colisión entre enanas blancas puede producir una nueva estrella de fusión o una enana blanca de masa súper-Chandrasekhar, que va a explotar en una supernova de tipo Ia. ^{, §IIIC, IV.} El curso de la vida posterior de las enanas blancas se cree que es del orden de la vida del protón , se sabe que al menos 10 ³² años. Algunas simples teorías de gran unificación predicen un curso de la vida de protones de no más de 10 ⁴⁹ años. Si estas teorías no son válidos, el protón puede decaer por procesos nucleares más complicados, o por procesos gravitacionales cuánticos implican un agujero negro virtual; en estos casos, la vida útil se estima en no más de 10 ²⁰⁰ años. Si protones hacen decaimiento, la masa de una enana blanca disminuirá muy lentamente con el tiempo como su núcleos decaimiento, hasta que pierde tanta masa como para convertirse en un bulto no degenerada de la materia, y finalmente desaparece completamente. ^{, §IV.}

Sistema estelar

De una enana blanca estelar y sistema planetario se hereda de su estrella progenitora y puede interactuar con la enana blanca de varias maneras. Observaciones espectroscópicas realizadas por infrarrojos de la NASA telescopio espacial de la estrella central del Spitzer Nebulosa Helix sugieren la presencia de una nube de polvo, que pueden ser causados ​​por colisiones de cometas. Es posible que el que cae material de este puede causar la emisión de rayos X de la estrella central. Del mismo modo, las observaciones realizadas en 2004 indicaron la presencia de una nube de polvo alrededor de la estrella enana blanca joven G29-38 (estima que han formado a partir de su progenitora AGB hace unos 500 millones de años), lo que puede haber sido creado por la interrupción de la marea de un cometa que pasa cerca de la enana blanca. Si una enana blanca se encuentra en un sistema binario con una compañera estelar , se puede producir una variedad de fenómenos, incluyendo las novas y supernovas de tipo Ia.

Escriba supernovas Ia

Multiwavelength Imagen de rayos X deSN 1572 oNova de Tycho, el remanente de una supernova de tipo Ia.

La masa de un hecho aislado, no giratorio enana blanca no puede exceder el límite de Chandrasekhar de ~ 1,4 masas solares. (Este límite puede aumentar si la enana blanca está girando rápidamente y de manera no uniforme.) Las enanas blancas en binarios sistemas, sin embargo, pueden acretar material de una estrella compañera, aumentando tanto su masa y su densidad. Como su masa se ​​acerca al límite de Chandrasekhar, esta teoría podría dar lugar a la ignición ya sea explosivo de fusión en la enana blanca o su colapso en una estrella de neutrones.

La acreción proporciona el mecanismo actualmente favorecida, el modelo de un solo degenerada , por supernovas de tipo Ia. En este modelo, un carbono - oxígeno enana blanca acrece material de una estrella compañera, ^{, P. 14.} el aumento de su masa y comprimiendo su núcleo. Se cree que calefacción compresión del núcleo lleva a la ignición de la fusión de carbono como la masa se ​​acerca al límite de Chandrasekhar. Debido a que la enana blanca se apoya contra la gravedad por la presión de degeneración cuántica en lugar de por la presión térmica, añadiendo calor al interior de la estrella aumenta su temperatura, pero no su presión, por lo que la enana blanca no se expande y fresco en la respuesta. Más bien, el aumento de la temperatura acelera la velocidad de la reacción de fusión, en un proceso fuera de control que se alimenta de sí mismo. La llama termonuclear consume gran parte de la enana blanca en unos pocos segundos, causando una explosión de supernova de tipo Ia que oblitera la estrella. En otro posible mecanismo de supernovas de tipo Ia, el modelo de doble degenerada , dos enanas blancas carbono-oxígeno en una combinación de sistema binario, la creación de un objeto con una masa mayor que el límite de Chandrasekhar en el que se encendió entonces la fusión de carbono. ^{, P. 14.}

Variables cataclísmicas

Cuando la acreción de material no empuja una estrecha enana blanca hasta el límite de Chandrasekhar, acretado hidrógeno rico en material sobre la superficie todavía puede encender en una explosión termonuclear. Desde el núcleo de la enana blanca se mantiene intacta, estas explosiones superficiales se pueden repetir, siempre y cuando la acreción continúa. Este tipo más débil del fenómeno cataclísmico repetitivo se llama (clásico) nova. Los astrónomos también han observado novas enanas, que tienen picos de luminosidad más frecuentes más pequeñas que las novas clásicas. Estos se cree que no es causada por fusión, sino más bien por la liberación de energía potencial gravitatoria durante acreción. En general, los sistemas binarios con una sustancia blanca enana acreción de una compañera estelar se llaman variables cataclísmicas. Así como novae y novas enanas, se conocen varias otras clases de estas variables. Ambos se han observado las variables cataclísmicas por fusión y de acrecer impulsados ​​ser Fuentes de rayos-X.