SDSS J1240 + 6710

SDSS J1240 + 6710: una stella che va "contromano"...

Gli astronomi hanno scoperto una stella assai particolare: SDSS J1240 + 6710. Essa, oltre ad avere un'atmosfera fuori dal comune si muove in direzione inversa rispetto alle altre stelle della Via Lattea. Seguiteci, per saperne di più.



Altri articoli su stelle "strane":

S5-hvs1: la maratoneta del cosmo


Nano bianco (o nana bianca)

Per capire le caratteristiche di SDSS dobbiamo vedere  prima cos'è una nana bianca (o nano bianco). Un nano bianco , chiamato anche nano degenerato , è un residuo del nucleo stellare composto principalmente da materia degenerata dagli elettroni . Una nana bianca è molto densa : la sua massa è paragonabile a quella del Sole , mentre il suo volume è paragonabile a quello della Terra . La debole luminosità di una nana bianca viene dall'emissione di energia termica immagazzinata ; nessuna fusione avviene in una nana bianca.  Il nano bianco più vicino noto è Sirio B , a 8,6 anni luce, il componente più piccolo della stella binaria di Sirio. Attualmente si pensa che vi siano otto nane bianche tra i cento sistemi stellari più vicini al Sole. L'insolita debolezza dei nani bianchi fu riconosciuta per la prima volta nel 1910: 1 Il nome nano bianco fu coniato da Willem Luyten nel 1922. Si pensa che le nane bianche siano lo stato evolutivo finale delle stelle la cui massa non è abbastanza alta da diventare una stella di neutroni , quella di circa 10 masse solari . Ciò include oltre il 97% delle altre stelle della Via Lattea: §1 Dopo l' idrogeno - fusione periodo di una stella di sequenza principale di bassa o media di massa estremità, una stella si espanderà per una gigante rossa durante il quale fonde l'elio al carbonio e ossigeno nel suo nucleo dalla tripla processo alfa. Se un gigante rosso ha una massa insufficiente per generare le temperature interne necessarie per fondere il carbonio (circa 1 miliardo di K), al suo centro si accumula una massa inerte di carbonio e ossigeno. Dopo che una tale stella perde i suoi strati esterni e forma una nebulosa planetaria , lascerà dietro di sé un nucleo, che è il nano bianco residuo. Di solito, le nane bianche sono composte da carbonio e ossigeno. Se la massa del progenitore è compresa tra 8 e 10,5 masse solari ( M ☉ ), la temperatura interna sarà sufficiente per fondere il carbonio ma non il neon , nel qual caso potrebbe formarsi una nana bianca ossigeno-neon- magnesio. Le stelle di massa molto bassa non saranno in grado di fondere l'elio, quindi un nano bianco di elio può formarsi con perdita di massa nei sistemi binari. Il materiale in una nana bianca non subisce più reazioni di fusione, quindi la stella non ha fonte di energia. Di conseguenza, non può sostenersi dal calore generato dalla fusione contro il collasso gravitazionale , ma è supportato solo dalla pressione della degenerazione degli elettroni , che lo rende estremamente denso. La fisica di degenerazione produce una massa massima di un bianco nano, non rotante limite Chandrasekhar , ovvero a circa 1,44 volte M ☉ -BEYOND cui non può essere supportata da pressione di degenerazione degli elettroni. Una nana bianca carbonio-ossigeno che si avvicina a questo limite di massa, in genere mediante trasferimento di massa da una stella compagna, può esplodere come una supernova di tipo Ia attraverso un processo noto come detonazione del carbonio; SN 1006 è considerato un famoso esempio. Una nana bianca è molto calda quando si forma, ma poiché non ha alcuna fonte di energia, si raffredderà gradualmente man mano che irradia la sua energia. Ciò significa che la sua radiazione, che inizialmente ha una temperatura di colore elevata , diminuirà e arrosserà nel tempo. Per molto tempo, una nana bianca si raffredda e il suo materiale inizierà a cristallizzare, a partire dal nucleo. La bassa temperatura della stella significa che non emetterà più calore o luce significativi e diventerà un freddo nano nero. Poiché il tempo impiegato da una nana bianca per raggiungere questo stato è calcolato come più lungo dell'età attuale dell'universo (circa 13,8 miliardi di anni), si ritiene che non esistano ancora nane nere. Le nane bianche più antiche si irradiano ancora a temperature di qualche migliaio di kelvin. Il primo nano bianco scoperto fu nel sistema a tripla stella di 40 Eridani , che contiene la stella di sequenza principale relativamente luminosa 40 Eridani A , orbitata a distanza dal sistema binario più vicino del nano bianco 40 Eridani B e la sequenza principale nana rossa 40 Eridani C . La coppia 40 Eridani B / C fu scoperta da William Herschel il 31 gennaio 1783. Nel 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering e Williamina Fleming scoprirono che, nonostante fosse una stella fioca, 40 Eridani B era ditipo spettrale A o bianco. Nel 1939 Russell ripercorse la scoperta:

Stavo visitando il mio amico e generoso benefattore, Prof. Edward C. Pickering. Con gentilezza caratteristica, si era offerto volontario affinché gli spettri fossero osservati per tutte le stelle - comprese le stelle di confronto - che erano state osservate nelle osservazioni per la parallasse stellare che io e Hinks abbiamo fatto a Cambridge, e ne ho discusso. Questo lavoro apparentemente di routine si è rivelato molto fruttuoso - ha portato alla scoperta che tutte le stelle di debole intensità assoluta erano di classe spettrale M. In una conversazione su questo argomento (come ricordo), ho chiesto a Pickering di alcune altre stelle deboli , non nella mia lista, menzionando in particolare 40 Eridani B. Caratteristicamente, ha inviato una nota all'ufficio dell'Osservatorio e in breve tempo è arrivata la risposta (penso dalla signora Fleming) che lo spettro di questa stella era A. Ne sapevo abbastanza esso, anche in questi giorni paleozoici, rendersi conto immediatamente che c'era un'estrema incoerenza tra quelli che avremmo chiamato valori "possibili" della luminosità e della densità della superficie. Devo aver dimostrato di non essere solo perplesso, ma in rovina, con questa eccezione a quella che sembrava una regola molto carina di caratteristiche stellari; ma Pickering mi sorrise e disse: "Sono proprio queste eccezioni che portano ad un progresso nella nostra conoscenza", e così i nani bianchi sono entrati nel regno dello studio!

Sebbene siano note nane bianche con masse stimate fino a 0,17 M ☉  e fino a 1,33 M ☉, la distribuzione di massa ha un picco elevato a 0,6 M ☉ e la maggior parte si trova tra 0,5 e 0,7 M ☉. I raggi stimati delle nane bianche osservate sono in genere 0,8-2% del raggio del Sole ; questo è paragonabile al raggio terrestre di circa lo 0,9% del raggio solare. Una nana bianca, quindi, racchiude la massa paragonabile a quella del Sole in un volume che è tipicamente un milione di volte più piccolo di quello del Sole; la densità media della materia in una nana bianca deve quindi essere, approssimativamente, circa 1.000.000 di volte superiore alla densità media del Sole, o circa 10 6 g / cm 3 , o 1 tonnellata per centimetro cubo. Una tipica nana bianca ha una densità compresa tra 10 4 e 10 7 g / cm 3 . Le nane bianche sono composte da una delle forme più dense di materia conosciute, superata solo da altre stelle compatte come le stelle di neutroni ,stelle di quark (ipoteticamente), e buchi neri . I nani bianchi furono trovati estremamente densi subito dopo la loro scoperta. Se una stella si trova in un sistema binario , come nel caso di Sirius B o 40 Eridani B, è possibile stimare la sua massa dalle osservazioni dell'orbita binaria. Ciò è stato fatto per Sirius B nel 1910, ottenendo una stima di massa di 0,94 M ☉ , che regge bene il confronto con una stima più moderna di 1,00 M ☉. Poiché i corpi più caldi irradiano più energia di quelli più freddi, la luminosità della superficie di una stella può essere stimata dalla sua temperatura superficiale effettiva e quella dal suo spettro. Se si conosce la distanza della stella, è possibile stimarne anche la luminosità assoluta. Dall'assoluta luminosità e distanza, è possibile calcolare la superficie della stella e il suo raggio. Ragionamenti di questo tipo hanno portato alla realizzazione, sconcertante per gli astronomi dell'epoca, che Sirius B e 40 Eridani B devono essere molto densi. Quando Ernst Öpik stimò la densità di un numero di stelle binarie visive nel 1916, scoprì che 40 Eridani B aveva una densità di oltre 25.000 volte quella del Sole , che era così alta che la definì "impossibile". Come disse Arthur Stanley Eddington più tardi nel 1927:

Conosciamo le stelle ricevendo e interpretando i messaggi che la loro luce ci porta. Il messaggio del compagno di Sirius quando fu decodificato correva: "Sono composto di materiale 3000 volte più denso di qualsiasi cosa tu abbia mai incontrato; una tonnellata del mio materiale sarebbe una piccola pepita che potresti mettere in una scatola di fiammiferi". Quale risposta si può dare a un simile messaggio? La risposta che molti di noi fecero nel 1914 fu: "Stai zitto. Non dire sciocchezze". 


Sotto: l'invecchiamento di una nana bianca

Clicca sul bottone sottostante per scaricare il nostro grafico sulle nane bianche...


Cos'ha di speciale SDSSJ1240+6710?

Ricostruzione della supernova parziale

SDSSJ1240 + 6710 o SDSS J124043.01 + 671034.68 , soprannominato Dox dai suoi scopritori, è una nana bianca nella costellazione del Draco . È stata scoperta da Kepler de Souza Oliveira , Detlev Koester e Gustavo Ourique. Le nane bianche sono il residuo della morte di stelle di medie dimensioni, come il nostro Sole. La loro struttura è estremamente semplice: gli elementi più pesanti -carbonio e Nichel- al centro mentre idrogeno e elio, più leggeri, sono all'esterno. Ne deriva che gli astronomi, rilevano quasi sempre idrogeno, spesso elio, raramente carbonio. SDSS J1240 + 6710 ha un'atmosfera molto diversa, di ossigeno, neon, megnesio e silicio. In più si muove in direzione contraria rispetto alla rotazione della nostra galassia. Come si spiega? La risposta si trova nelle supernovae di tipo 1a (di cui abbiamo parlato in un'articolo che puoi leggere cliccando qui): una densa nana bianca assorbe materiale da una compagna gigante rossa, fino a diventare instabile e ad esplodere. Ma SDSS J1240 + 6710 ha solo il 40% della massa del Sole, quindi, se si fosse innescato il processo, esso non avrebbe raggiunto il suo culmine. La nana bianca, soggetta quindi ad una supernova parziale, non sarebbe andata distrutta ma ciò nonostante la spinta ricevuta la avrebbe dato una spinta sufficiente a muoversi in direzione opposta rispetto alle altre stelle. In più nella sua atmosfera sarebbero entrati elementi rari, per una nana bianca.


Scoperta

LONDRA - Una strana stella sfreccia "contromano" nella Via Lattea, muovendosi rapidissima nel senso opposto a quello di rotazione della nostra galassia. Intercettata dal telescopio spaziale Hubble, potrebbe essere quello che resta dell'esplosione di una supernova. Lo indica lo studio pubblicato sulla rivista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society dai ricercatori coordinati dall'astrofisico Boris Gänsicke, dell'università britannica di Warwick. Chiamata SDSS J1240 + 6710, la stella dista 1'430 anni luce dalla Terra ed era stata scoperta nel 2015, ma solo adesso, grazie al telescopio gestito da Nasa e Agenzia Spaziale Europea (Esa) è stato possibile studiarla nel dettaglio. La stella è una nana bianca, ossia ciò che resta di stelle come il Sole una volta che sono giunte alla fine della loro evoluzione e hanno perso i loro strati esterni. I nuclei di queste stelle sono composti principalmente da carbonio e ossigeno circondati da uno strato di elio e idrogeno. Questa nana bianca invece è unica rispetto alle altre note, perché composta da un mix di carbonio, sodio e alluminio. È stato inoltre scoperto che la nana bianca viaggia a circa 900'000 chilometri orari nella direzione opposta al modo in cui ruota la Via Lattea e ha una massa bassa per una nana bianca, pari al 40% della massa del Sole. Secondo i ricercatori tutte queste caratteristiche insolite potrebbero essere spiegate solo dal fatto che la nana bianca sia ciò che resta dell'esplosione parziale di una supernova. Queste potenti esplosioni possono verificarsi quando una nana bianca assorbe massa da una stella compagna, generalmente portandola a distruggersi. Nel caso dell'SDSS J1240 + 6710, secondo gli astronomi, gli elementi visti nell'atmosfera della nana bianca avrebbero potuto essere prodotti nelle prime reazioni termonucleari di una supernova. Tuttavia, c'è l'assenza di ferro, nichel, cromo e manganese, che vengono prodotti durante queste esplosioni. Questo perché l'esplosione potrebbe essersi interrotta dopo un paio d'ore facendo sopravvivere la nana bianca. In ogni caso, come effetto dell'esplosione, la nana bianca sarebbe stata scagliata a grande velocità nello spazio.


Sotto: la nostra galleria immagini su SDSS J1240 + 6710


Barra delle equazioni per i lettori più curiosi

La nana bianca è in equilibrio quando la sua energia totale è la minima possibile, ovvero quando l'energia cinetica e l'energia potenziale gravitazionale raggiungono valori comparabili fra di loro (energia totale uguale a zero); è pertanto possibile derivare una relazione massa-raggio, seppure approssimativa, uguagliando le due grandezze:

GM/R non è uguale all'energia. Non corrispondono le unità di misura. GM/R è uguale al potenziale gravitazionale (V). Risolvendo questa equazione per il raggio R della nana bianca, si ottiene:

Tralasciate le costanti si ottiene: 


R~1/M⅓ 


Crea il tuo sito web gratis! Questo sito è stato creato con Webnode. Crea il tuo sito gratuito oggi stesso! Inizia