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Texto original: Brian Koberlin
Traducción: He Baixiang
Corrección: equipo de corrección de Chen Tianwen
Postproducción: Kutelia Li Jiukunhu
Con estrellas de la secuencia principal como el sol (Confiando en fusión termonuclear del núcleo para evitar el colapso) Por el contrario, las enanas blancas evitan el colapso de una manera muy especial: el efecto de degeneración cuántica.
Dos electrones no pueden estar en el mismo estado cuántico. Para evitar que dos electrones tengan el mismo estado cuántico, se produce una presión de degeneración. Esta presión de degeneración evita que la enana blanca colapse debido a su propia gravedad.
Crédito: Naturaleza
Pero la masa de las enanas blancas es limitada. Subramanyan Chandrasekhar calculó este límite en detalle en 1930 y descubrió que si la masa de la enana blanca supera los 1,4 soles, su propia gravedad convertirá la estrella en una estrella de neutrones. Pero el límite de Chandrasekhar es un modelo bastante simple que sólo considera estrellas en equilibrio y en reposo, pero la situación real es obviamente mucho más complicada, especialmente cuando chocan.
[Nota del traductor: subrahmanyan chandrasekhar, un famoso físico y astrofísico indio-estadounidense, propuso el límite de chandrasekhar a la edad de 20 años. Justo después de obtener su maestría, se fue a estudiar al Reino Unido desde la India. . Ganó el Premio Nobel de Física en 1983 por sus investigaciones sobre la estructura y evolución estelar. El famoso telescopio de rayos X Chandra de la NASA lleva su nombre. ]
Los nuevos objetos verdes observados pueden ser causados por la fusión de estrellas enanas blancas.
Crédito: ESA/XMM-Newton, L. Oskinova/Universidad de Potsdam, Alemania
Los sistemas estelares binarios con enanas blancas dobles como núcleos son bastante comunes en el universo. Muchas estrellas similares al Sol y enanas rojas forman parte de sistemas estelares binarios. Cuando estas estrellas llegan al final de su vida como estrellas de la secuencia principal, se convierten en sistemas estelares binarios compuestos por enanas blancas.
A medida que pasa el tiempo, sus órbitas se irán reduciendo gradualmente, lo que acabará provocando una colisión entre las dos enanas blancas. Lo que suceda a continuación depende de la situación.
La conocida Nebulosa Mancuerna M27 tiene una estrella enana blanca en su núcleo.
Crédito: Steve Mazlin
Por lo general, explotan en nuevas estrellas o supernovas, creando nuevas estrellas de neutrones; pero a veces, también pueden formar algo aún más inusual, como se muestra. en un artículo reciente en la revista Astronomy & Astrophysics.
En 2019, los astrónomos capturaron una nueva fuente de rayos X que parece una enana blanca pero es mucho más brillante que una enana blanca ordinaria. Por tanto, algunos estudiosos creen que este objeto puede ser una fusión inestable de dos estrellas enanas blancas.
En este nuevo estudio, el equipo utilizó el telescopio Newton de la Misión de Espejos Múltiples de Rayos X (XMM) para capturar imágenes del cuerpo celeste, como se muestra arriba. Los investigadores confirmaron que la masa de este objeto es mayor que el límite de Chandrasekhar.
Crédito: Wikipedia
Este objeto más allá del límite de Chandrasekhar está rodeado por una nebulosa remanente de alta velocidad. Está compuesto principalmente de neón, por lo que aparece de color verde en la imagen, en concordancia con el objeto producido por la fusión de estrellas enanas blancas. Podría tener velocidades de rotación extremadamente altas, por lo que no colapsaría y se convertiría en una estrella de neutrones.
Pero eventualmente este cuerpo celeste colapsará y se convertirá en una estrella de neutrones dentro de los próximos 10.000 años. En el proceso, es probable que explote y forme una supernova. Aunque sólo brevemente, la enana blanca parece ser capaz de traspasar el límite de Chandrasekhar.