Edukira joan

Nano zuri

Wikipedia, Entziklopedia askea
Hubble espazio teleskopioak ateratako Sirius A eta Sirius B izarren argazkia. Sirius B, nano zuria dena, Sirius A askoz distiratsuagoaren behe ezkerraldean argi-puntu ahul bat bezala ikus daiteke

Nano zuria izar konpaktu bat da, 10 eguzki masa baino gutxiagoko izar batek bere erregai nuklearra agortu eta bere masaren gehiengoa nebulosa planetario moduan jaurtitzean sortzen dena. Izan ere, ezagutzen diren izarren % 97-ak izar eboluzioaren fase hau igaroko du, Eguzkia barne. Nano zuriak dira, nano gorriekin batera, unibertsoko izarrik ugarienak[1].

Nano zurien aurkikuntza

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Lehen nano zuria 40 Eridani izar-sistema hirukoitzean aurkitu zen, non 40 Eridani A sekuentzia nagusiko izarrak 40 Eridani B nano zuriak eta 40 Eridani C nano gorriak osatutako sistema bitarraren inguruan orbitatzen duen. Sistema bitar hori William Herschelek aurkitu zuen 1783ko urtarrilaren 31n[2]. Sistema bitar bera Friedrich Georg Wilhelm von Struvek eta Otto Wilhelm von Struvek ikusi zuten 1825ean eta 1851n hurrenez hurren[3][4]. 1910ean Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering, eta Williamina Fleming , 40 Eridani B izar ahul bat izan arren, A espektro-motakoa zela jabetu ziren, hau da, nano zuri bat. 40 Eridani B izarraren espektro-mota 1914an baieztatu zuen ofizialki Walter Adamsek[5].

XIX. mendean, izarren posizioa neurtzeko teknikak nahiko zehatzak bihurtu ziren izarren kokapenean aldaketa oso txikiak detektatu ahal izateko. Friedrich Besselek, 1844an, teknika hauek erabiliz, Sirius (α Canis Majoris) eta Procyon izarrak (α Canis Minoris) euren posizioak aldatzen ari zirela ikusi zuen, eta, beraz, posizio-aldaketa horiek ordura arte ikusezina zen izar baten eraginez ematen zirela ondorioztatu zuen[6]. 1862ko urtarrilaren 31n Alvan Graham Clarkek izar ilun moduko bat ikusi zuen Sirius-tik gertu, lehenago ikusi ez zena[7] eta geroago Besselek aurreikusitako izar gisa identifikatu zena. Aipatutako izarra Sirius B da, Txakurkumea bezala ere ezaguna, aurkitutako bigarren nano zuria.

Sirius A, Sirius B nano zuria baino 10 mila aldiz distiratsua zela behatu zen, baina, izarren masak ez dira hain ezberdinak: Sirius A Eguzkiaren masa baino 2.3 aldiz handiagoa den bitartean, Sirius B Eguzkiaren masaren antzekoa da. Izar baten argitasuna bere tenperaturaren araberakoa denez, garai hartako astronomoek, Sirius B Sirius A-ren antzeko tamainako izarra zela suposatu zuten, baina askoz hotzagoa. Berrogeita hamar urte geroago, Walter Adamsek, Mount Wilsoneko behatokian espektroskopia-metodoak erabiliz, Sirius B-ren tenperatura neurtzea lortu zuen. Guztien harridurarako, Sirius B izar oso beroa izan zen: bere azalean tenperatura 27000K baino handiagoa da, Sirius A-rena baino altuagoa 10000K-ra iristen ez dena, edo gure Eguzkiarena baino handiagoa, 5700 gradukoa. Hain beroa den izar bat oso distiratsua ez izateko modu bakarra tamainaz oso txikia izatea da. Izan ere, Sirius B-ren diametroa Eguzkiaren diametroaren %1 baino gutxiagokoa zela ikusi zen. Aurkikuntzari egindako kritikak gorabehera, ebidentzia hain zen argia, pixkanaka-pixkanaka izar superdentsoen existentzia onartuz joan dela. Gaur egun badakigu Sirius B ez dela izar arrunt bat, "nano zuri" bat baizik[8].

Van Maanen izarraren irudi negatiboa, nano zuria goikaldeko punto beltz lodiena da.

1917an, Adriaan Van Maanenek Van Maanenen izarra aurkitu zuen, nano zuri isolatu bat, aurkitu den hirugarrena[9]. Aurkitutako lehen hiru nano zuri hauek nano zuri klasikoak deiturikoak dira[10]. Ordutik aurrera, berezko mugimendu altua, argitasun baxua eta Lurraren antzeko erradioa duten izar asko aurkitu dira, eta, ondorioz, nano zuri gisa sailkatu dira.

Hiru nano klasikoen ondoren aurkitutako lehen nano zuriak 1930eko hamarkadan aurkitu ziren, 1939rako 18 nano zuri aurkitu ziren[10]. Hainbat zientzialarik, Willem Luyten tartean, nano zuriak bilatzen jarraitu zuten 1940ko hamarkadan. 1950ean, ehun nano zuri inguru ezagutzen ziren[11], eta 1999an, zifra 2000 ingurukoa zen[12]. Harrezkero, Sloan Digital Sky Surveyk 9000 nano zuri berri aurkitu ditu.

Konposizioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Nano zuriak plasma egoeran dauden atomoez osatuta daude; beraien nukleoan erreakzio termonuklearrik gertatzen ez denez, izarrak ez du grabitazio-kolapsoa orekatzen duen energia iturririk, eta, ondorioz, nano zuria konprimitu egiten da bere pisuaren eraginez. Atomoen arteko distantzia asko murrizten da eta elektroiek leku gutxiago dute mugitzeko, hau da, dentsitatea asko handitzen da, 106 g/cm3-ko ordenetaraino, zentimetro kubiko bakoitzeko tona bat edo gehiago. Dentsitate horietan Heisenbergen ziurgabetasun printzipioa eta Pauliren bazterketa printzipioa azaltzen dira elektroietan eta abiadura oso altuetan mugitu behar izaten dira, horrela, endekapen elektronikoko presioa deritzona sortuz, izarraren kolapso osoa ekiditen duena. Endekapen elektronikoko presio eta presio termikoa fenomeno erabat ezberdinak dira, bigarrenak ekiditen du orokorrean «izar arrunten» kolapsoa. Aipatutako dentsitateak hain dira izugarriak, Eguzkiaren antzeko masa duen gorputz batek Lurraren bolumena izango zuela. Neutroi-izarren eta zulo beltzen dentsitateek bakarrik gainditzen dute nano zurien dentsitatea[13].

Nano zurien % 99a karbonoz eta oxigenoz osatuta dago, helioaren fusioaren hondakinak direnak. Hala ere, gainazalean prentsatutako eta partzialki endekatutako hidrogeno eta heliozko geruza bat dago, nano zuriaren atmosfera osatzen duena. Gutxi batzuk baino ez daude osoki helioz osaturik, sistema bitarretan eman oi da, alboko izarraren eraginez helio osoa erretzen ez denean[14], edo oxigenoz, neonez eta magnesioz, karbonoaren fusioaren ondorioz sortutakoak[15].

Nano zurien barne-egiturak. Ezkerrean nano zuri sortu berri bat dago eta eskuinean nano beltz bat.

Eratu berritan, nano zuriek tenperatura oso altuak dituzte, baina energiarik sortzen ez dutenez, pixkanaka hozten joaten dira. Teorian, nano zuriak denboraren poderioz hoztu egingo dira erradiazio detektagarririk igortzen ez duten arte, orduan nano beltz bihurtuko dira[16]. Hala ere, hozte-prozesua hain da motela, Big Bang-a eman zen garaitik unibertsoaren adina baxua dela horietako bat izateko. Izan ere, ezagutzen diren nano zuri hotzenek hainbat mila Kelvineko tenperaturak dituzte orandik.

Sorrera eta amaiera

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
NGC 7293 edo Helix nebulosa planetarioa Hubble espazio teleskopioaren bitartez behatua

Nano zurien sorrera progresiboa eta geldoa da. Izar helduetan, kanpoko geruzak oso zabalduta daude izarra adar asintotiko erraldoi formazioan baitago, eta gutxinaka geruza horiek nukleotik askatzen dira. Fusio-erreakzioak amaitzen direnean, bere grabitatearen eraginez nukleoa uzkurtu eta berotu egiten da. Prozesuak aurrera jarraitzen du dentsitatearen eraginez elektroiek prozesua endekatu eta gelditzen duten arte. Horrela, nano zuri bat eratzen da, bere nukleoan 100 eta 200 milioi gradu arteko tenperatura duena eta milioika urteetan hozten joango dena. Askatutako materialak nebulosa planetario bat osatuko du erdialdean nano zuria kokaturik duena.

Nano zuria pixkanaka hozten eta itzaltzen joango da, kolore urdin bizitik kolore gorrixkara pasatuz, azkenik, infragorrira pasatu arte, denborarekin, tenperatura unibertsoaren erradiazioarekin berdinduko da, nano zuria nano beltz batean bilakatu arte. Nano zurien hoztearen geldotasunaz jabetzeko, gogoan izan behar da unibertsoak hedatzearen ondorioz 1019 eta 1020 urte bitartean galaxiak desagertu egingo direla izarrak galaxiarteko espazioan barreiatuko baitira. Bada, nano zuriek denbora guzti hau iraungo dutela uste da bestelako izar batekin interakziorik izaten ez badu edo hau oso masiboa izanik Ia motako Supernoba batean bilakatzen ez bada. Nano zuri baten bizi-denbora protoiaren batez besteko biz-denboraren antzekoa dela uste da, 1032 eta 1049 urteen artean kalkulatzen dena, Bateratze Handiaren Teoria batzuen arabera. Protoiak desintegratzen direla egiatzat hartuz gero, nano zuriaren masa txikitzen joango litzateke nukleo atomikoen desintegrazioaren ondorioz, degeneratu gabeko materia bihurtu arte, azkenean erabat desagertzeko[17].

Uste da, nano zuriak izar eboluzioaren azken puntua direla sekuentzia nagusian 0.07 eta 10 eguzki masa bitartekoak diren izarrentzat[18]. Sortutako nano zuriaren konposizioa izarraren hasierako masaren araberakoa izango da. Egungo eredu galaktikoek Esne Bideak hamar mila milioi nano zuri inguru dituela iradokitzen dute[19].

Masa oso txikiko izarrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sekuentzia nagusiko izar baten masa eguzki masaren erdia baino txikiagoa bada, ez da inoiz helioa bere nukleoan fusionatzeko gai izango. Uste da, unbertsoaren adina baino handiago den bizitzan zehar hidrogeno guztia erreko duela nano urdin bihurtuz, eta bere izar eboluzioa heliozko nano zuri gisa amaituko du, nagusiki helio 4a nukleoz osatua[20]. Prozesu hau gertatzeko behar den denbora luzearen ondorioz, ez da uste behatu diren heliozko nano zurien jatorria hau denik. Aitzitik, sistema bitarretan[21][22] edo planeta ugariko sistemetan[23] eman ahal den masa galeraren ondorio direla uste da.

Nano zuri baten zahartzearen irudikapena

Masa txiki eta ertain bitarteko izarrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sekuentzia nagusiko izar baten masa 0.5 eta 8 eguzki masa artean badago, Eguzkiaren kasua, bere nukleoa nahiko beroa izango da helioa karbono eta oxigenoan fusionatzeko, baina ez da inoiz karbonoa neonean fusionatzeko gai izango. Fusio erreakzioen fasearen amaieratik gertu, izarrak karbono eta oxigenoz eratutako nukleo bat izango du, fusio erreakziorik jasaten ez duena eta helio eta hidrogenoz eratutako geruza edo atmosfera batez inguratuta dagoena. Hertzsprung – Russell diagraman, adar asintotiko erraldoi periodoan aurkituko zen. Ondoren, kanpoko material gehiena kanporatuko du, nebulosa planetario bat sortuz karbono eta oxigenoz eratutako nukleoa bakarrik geratzen den arte. Prozesu hau, oxigeno-karbono nano zurien, behatutako nano zurien gehiengoaren, erantzulea da[24][25].

Masa ertain eta handi bitarteko izarrak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izar bat nahiko masiboa bada, bere nukleoa nahiko beroa izango da karbonoa neonean fusionatzeko eta hau burdinan fusionatzeko. Izar hau ez da nano zuri bihurtuko, supernoba korrelatibo batean baizik. Hala ere, sekuentzia nagusiko izar batzuk, agian 8 eta 10 eguzki masa artekoak, karbonoa neonean fusionatzeko gai izan arren ez dira neona fusionatzeko gai. Izar hauek, nagusiki oxigenoz, neonez eta magnesioz osatutako nano zuri bat zor dezakete. Mota honetakoak izan daitezkeen nano zuri batzuk identifikatu diren arren, horien existentziaren froga gehienak ONeMg edo Neon izeneko nobatatik datoz. Noba hauen espektroek neon, magnesio eta beste elementu batzuen ugaritasuna erakusten dute, itxuraz oxigeno-neon-magnesio nano zuri baten eraginaren bidez bakarrik azal daitezkeenak[26][27].

Hurbilen dauden nano zuriak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

20 argi-urteko distantziaren barruan kokatzen diren nano zuriak[28]

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Izena NZ zenbakia Distantzia (Argi-urte) Magnitude absolutua Masa (M☉) Argitasuna (L☉) Adina (Ga)
Sirius B 0642-166 8.66 11.18 0.98 0.0295 0.10
Procyon B 0736+053 11.46 13.20 0.63 0.00049 1.37
Van Maanen 2 0046+051 14.07 14.09 0.68 0.00017 3.30
LP 145-141 1142-645 15.12 12.77 0.61 0.00054 1.29
40 Eridani B 0413-077 16.39 11.27 0.59 0.0141 0.12
Stein 2051 B 0426+588 17.99 13.43 0.69 0.00030 2.02
G 240-72 1748+708 20.26 15.23 0.81 0.000085 5.69

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ (Ingelesez) Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P.. (2001-04). «The Potential of White Dwarf Cosmochronology» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113 (782): 409–435.  doi:10.1086/319535. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  2. ↑ (Ingelesez) «VI. Catalogue of double stars» Philosophical Transactions of the Royal Society of London 75: 40–126. 1785-12-31  doi:10.1098/rstl.1785.0006. ISSN 0261-0523. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  3. ↑ «1926BAN.....3..128V Page 130» articles.adsabs.harvard.edu (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  4. ↑ Heintz, W. D.. (1974-07-01). «Astrometric study of four visual binaries.» The Astronomical Journal 79: 819–825.  doi:10.1086/111614. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  5. ↑ Adams, W. S.. (1914-10-01). «AN A-TYPE STAR OF VERY LOW LUMINOSITY» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 26 (155): 198–198.  doi:10.1086/122337. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  6. ↑ «XII. Extract from the Translation of a Letter from Professor Bessel, dated Konigsberg, 10th of August, 1844. On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 6 (11): 136–141. 1844-12-13  doi:10.1093/mnras/6.11.136a. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  7. ↑ «1877AReg...15..186F Page 186» adsabs.harvard.edu (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  8. ↑ «Sirio B: una estrella enana blanca (28/10/96)» www.inaoep.mx (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  9. ↑ van Maanen, A.. (1917-12-01). «TWO FAINT STARS WITH LARGE PROPER MOTION» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 29 (172): 258–258.  doi:10.1086/122654. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  10. ↑ a b Luyten, W. J.. (1922-06-01). «THE MEAN PARALLAX OF EARLY-TYPE STARS OF DETERMINED PROPER MOTION AND APPARENT MAGNITUDE» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 34 (199): 156–156.  doi:10.1086/123176. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  11. ↑ Luyten, W. J.. (1950-01-01). «The search for white dwarfs.» The Astronomical Journal 55: 86.  doi:10.1086/106358. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  12. ↑ McCook, George P.; Sion, Edward M.. (1999-03). «A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs» The Astrophysical Journal Supplement Series 121 (1): 1–130.  doi:10.1086/313186. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  13. ↑ «White Dwarfs and Neutron Stars» Stars and Stellar Processes (Cambridge University Press): 346–377. 2019-02-07 (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  14. ↑ Liebert, James; Bergeron, P.; Eisenstein, Daniel; Harris, H. C.; Kleinman, S. J.; Nitta, Atsuko; Krzesinski, Jurek. (2004-04-15). «A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass» The Astrophysical Journal 606 (2): L147–L149.  doi:10.1086/421462. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  15. ↑ Weidemann, V.. (2003). «On Oxygen-Neon White Dwarfs» White Dwarfs (Springer Netherlands): 3–6. ISBN 978-1-4020-1364-5. (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  16. ↑ «Late stages of evolution for low-mass stars» spiff.rit.edu (Noiz kontsultatua: 2024-03-11).
  17. ↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory. (1997-04-01). «A dying universe: the long-term fate and evolutionof astrophysical objects» Reviews of Modern Physics 69 (2): 337–372.  doi:10.1103/RevModPhys.69.337. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  18. ↑ Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.. (2003-07). «How Massive Single Stars End Their Life» The Astrophysical Journal 591 (1): 288–300.  doi:10.1086/375341. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  19. ↑ Napiwotzki, Ralf. (2009-06-01). «The galactic population of white dwarfs» Journal of Physics: Conference Series 172: 012004.  doi:10.1088/1742-6596/172/1/012004. ISSN 1742-6596. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  20. ↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C.. (1997-06-10). «The End of the Main Sequence» The Astrophysical Journal 482 (1): 420–432.  doi:10.1086/304125. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  21. ↑ (Ingelesez) Sarna, M.J.; Ergma, E.; Gerškevitš, J.. (2001-12). «Helium core white dwarf evolution - including white dwarf companions to neutron stars» Astronomische Nachrichten 322 (5-6): 405–410.  doi:10.1002/1521-3994(200112)322:5/6<405::AID-ASNA405>3.0.CO;2-6. ISSN 0004-6337. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  22. ↑ Benvenuto, O. G.; De Vito, M. A.. (2005-09-21). «The formation of helium white dwarfs in close binary systems -- II» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 362 (3): 891–905.  doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09315.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  23. ↑ (Ingelesez) «Planet diet helps white dwarfs stay young and trim» New Scientist (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  24. ↑ «vik dhillon: phy213 - the evolution of stars - the evolution of low-mass stars» web.archive.org 2012-11-07 (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  25. ↑ «vik dhillon: phy213 - the evolution of stars - the evolution of high-mass stars» web.archive.org 2012-11-07 (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  26. ↑ (Ingelesez) Werner, K.; Rauch, T.; Barstow, M. A.; Kruk, J. W.. (2004-07-01). «Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H 1504+65» Astronomy & Astrophysics 421 (3): 1169–1183.  doi:10.1051/0004-6361:20047154. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  27. ↑ Livio, Mario; Truran, James W.. (1994-04-01). «On the Interpretation and Implications of Nova Abundances: an Abundance of Riches or an Overabundance of Enrichments» The Astrophysical Journal 425: 797.  doi:10.1086/174024. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).
  28. ↑ Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P.. (2012-04-01). «KNOW YOUR NEIGHBORHOOD: A DETAILED MODEL ATMOSPHERE ANALYSIS OF NEARBY WHITE DWARFS» The Astrophysical Journal Supplement Series 199 (2): 29.  doi:10.1088/0067-0049/199/2/29. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2024-03-12).

Ikus, gainera

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Nano_zuri&oldid=9653150"(e)tik eskuratuta