Nana blanca

De Wikipedia
Saltar a: navegación, buscar
Comparanza de tamaños ente la nana blanca IK Pegasi B (centru abaxo), la so compañera de clase espectral A IK Pegasi A (esquierda) y el Sol (derecha). Esta nana blanca tien una temperatura na superficie de 35.500 K.

Una nana blanca ye un remanente estelar que se xenera cuando una estrella de masa menor a 9-10 mases solares escosó'l so combustible nuclear. Ello ye que trátase d'una etapa de la evolución estelar que va travesar el 97% de les estrelles que conocemos, incluyíu'l Sol. Les nanes blanques son, al pie de les nanes bermeyes, les estrelles más abondoses nel universu.[1] El físicu Stephen Hawking, nel glosariu de la so conocida obra Hestoria del tiempu, define a la nana blanca de la siguiente manera:

Composición[editar | editar la fonte]

Les nanes blanques tán compuestes por átomos n'estáu de plasma; como nel so nucleu yá nun se producen reaiciones termonucleares, la estrella nun tien nenguna fonte d'enerxía que permedie'l colapsu gravitatoriu, polo que la nana blanca va estruyéndose sobre sigo mesma por cuenta del so propiu pesu. La distancia ente los átomos nel senu de la mesma amenorga radicalmente, polo que los electrones tienen menos espaciu pa movese (n'otres palabres, la densidá aumenta enforma, hasta ordes de 106 g/cm3, delles tonelaes por centímetru cúbicu). A estes densidaes entren en xuegu'l Principiu d'indetermín de Heisenberg y el Principiu d'esclusión de Pauli pa los electrones, que vense obligaos a movese a bien altes velocidaes, xenerando la llamada presión de dexeneración electrónica, que ye la que efectivamente s'opón al colapsu de la estrella. Esta presión de dexeneración electrónica ye un fenómenu radicalmente distintu de la presión térmica, que ye la que xeneralmente caltién a les estrelles normales». Les densidaes mentaes son tan enormes qu'una masa asemeyada a la del Sol cabría nun volume como'l de la Tierra, y solamente son superaes poles densidaes de les estrelles de neutrones y de los furacos negros. Les nanes blanques emiten solamente enerxía térmico almacenao, poro, tienen lluminosidaes bien débiles.[2]

Notes[editar | editar la fonte]


Referencies[editar | editar la fonte]

  1. G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron (2001). «The Potential of White Dwarf Cosmochronology». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 113 (782). p. 409-435. http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..409F. 
  2. Jennifer Johnson (2007). «Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars». Ohio State University. Lectura 22. http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf.