Astronomia

Quanto possono brillare le stelle nane bianche mentre accumulano materia?

Quanto possono brillare le stelle nane bianche mentre accumulano materia?

Mi rendo conto che questo è un po' generico in quanto dipende dalle dimensioni della nana bianca e dal tasso di accrescimento. L'idea generale a cui ho pensato è cosa accadrebbe se una nana bianca, diciamo 0,8 massa solare, ben al di sotto di Chandrasekhar, accumulasse un mucchio di idrogeno piuttosto rapidamente. Ho pensato che potesse diventare molto caldo e luminoso, forse simile a una gigante rossa per un periodo di tempo relativamente breve.

Per lo più le nane bianche aggiungono massa sifonando dallo strato esterno da una stella vicina co-orbitante, ma immagino che ciò avvenga per lo più abbastanza lentamente, non abbastanza velocemente da far brillare la nana bianca come una stella della sequenza principale.

Esistono studi su quanto velocemente la massa può essere aggiunta in questo modo e quanto luminosa rende la nana bianca? L'idrogeno si fonde velocemente sulla superficie di una nana bianca o ha bisogno di accumularsi prima fino a un certo spessore, magari creando un mini flash? o la fusione avviene piuttosto rapidamente.

Un calcolo molto approssimativo, la velocità di fuga di una nana bianca, che sarebbe simile alla velocità terminale della materia (principalmente idrogeno) che cade in essa è di circa 5.500.000 metri/secondo per una nana bianca di 1 massa solare. Fonte.

La velocità necessaria per la fusione dell'idrogeno è di circa 20.000.000 di metri al secondo. Fonte (nella sezione Cosa rende difficile la fusione). Quindi, le nane bianche non sono abbastanza massicce da creare la fusione al momento dell'impatto, ma l'alta densità e l'alto calore di impatto sembrano poter creare la fusione in tempi relativamente brevi poiché la materia si accumula intorno a loro, forse creando qualcosa che forse brilla come una stella e si espande piuttosto rapidamente, supponendo che ci sia un'ustione prolungata e non una sorta di esplosione molto rapida. Penso che potrebbe brillare molto caldo e forse espandersi piuttosto grande, ma sto solo indovinando.

Se una nana bianca dovesse andare a sbattere contro, diciamo, una nana bruna o una stella di massa molto bassa, ricca di idrogeno, diciamo circa 0,1 massa solare? Una nana bruna del genere sarebbe molto più grande della nana bianca ma anche un po' più leggera, probabilmente abbastanza leggera da essere penetrata completamente, anche se l'impatto potrebbe anche creare una fusione ed è difficile per me immaginare cosa accadrebbe con un incidente così violento. Mi sembra che la densità della nana bianca, se potesse trattenere la maggior parte della materia della nana bruna, sarebbe sufficiente per rimanere con una stella di fusione leggera a combustione rapida, con un nucleo molto denso. Questa potrebbe essere una domanda impossibile, ma quanto velocemente una nana bianca con massa solare .8 consumerebbe l'idrogeno di una nana bruna con massa solare .1 se dovesse accadere questo raro tipo di collisione. In realtà formerebbe un oggetto simile a una stella per un periodo di tempo, diciamo un milione di anni o giù di lì, o l'enorme energia dell'impatto lo farebbe esplodere senza alcuna nuova stella? Forse un incidente mancato e un approccio all'interno del limite di Roche sarebbe meglio di un impatto diretto per la formazione di nuove stelle.

Grazie.


Potrebbe esserci un problema con il tuo calcolo, perché quando una nana bianca fatta di elio raggiunge 0,5 masse solari, non solo gli strati superficiali sono abbastanza caldi da fondere l'idrogeno, ma sono effettivamente abbastanza caldi da fondere l'elio! Questo è ciò che accadrà al Sole quando smetterà di essere una gigante rossa. Stai parlando di nane bianche di carbonio, ma sono simili alle nane bianche di elio. Quindi la fusione dell'idrogeno sulla superficie di una nana bianca è un risultato comune: è ciò che provoca un fenomeno chiamato "nova classica". Quindi sei sulla strada giusta, ma quello di cui stai parlando è un'area di studio ben nota.


Una nana bianca esplode all'interno di un denso disco circumstellare

BERKELEY, CA &mdash Misurando la luce polarizzata di un'insolita stella che esplode, un team internazionale di astrofisici e astronomi ha elaborato la prima immagine dettagliata di una supernova di tipo Ia e del caratteristico sistema stellare in cui è esplosa.

Utilizzando il Very Large Telescope dell'Osservatorio europeo meridionale in Cile, i ricercatori hanno determinato che la supernova 2002ic è esplosa all'interno di un disco piatto, denso e grumoso di polvere e gas, precedentemente spazzato via da una stella compagna. Il loro lavoro suggerisce che questo e alcuni altri precursori delle supernove di tipo Ia assomigliano agli oggetti conosciuti come nebulose protoplanetarie, ben note nella nostra galassia della Via Lattea.

Le stelle nel sistema binario sono troppo piccole per essere visibili, ma la spettropolarimetria rivela che l'ejecta di una nana bianca che esplode in SN 2002ic (rosso scuro) sta interagendo con la materia circostante da una stella compagna, distribuita principalmente nel disco (blu scuro) gli shock idrodinamici mantengono la supernova luminosa quasi un anno dopo la sua esplosione. Fuori dal disco la densità della materia circumstellare è minore (grigia). (Illustrazione: Wang)

Lifan Wang del Lawrence Berkeley National Laboratory, Dietrich Baade dell'European Southern Observatory (ESO), Peter Höflich e J. Craig Wheeler dell'Università del Texas ad Austin, Koji Kawabata dell'Osservatorio Astronomico Nazionale del Giappone e Ken'ichi Nomoto di l'Università di Tokyo riporta i suoi risultati nel numero del 20 marzo 2004 di Astrophysical Journal Letters.

Lanciare supernove per digitare

Le supernovae sono etichettate in base agli elementi visibili nei loro spettri: gli spettri di tipo I mancano di righe di idrogeno, mentre gli spettri di tipo II hanno queste righe. Ciò che rende SN 2002ic insolito è che il suo spettro assomiglia a una tipica supernova di tipo Ia, ma mostra una forte linea di emissione di idrogeno.

Il tipo II e alcune altre supernove si verificano quando i nuclei di stelle molto massicce collassano ed esplodono, lasciando dietro di sé stelle di neutroni estremamente dense o persino buchi neri. Le supernove di tipo Ia, tuttavia, esplodono con un meccanismo molto diverso.

"Una supernova di tipo Ia è una palla di fuoco metallica", spiega Wang del Berkeley Lab, un pioniere nel campo della spettropolarimetria delle supernovae. "Un tipo Ia non ha idrogeno o elio ma molto ferro, oltre a nichel radioattivo, cobalto e titanio, un po' di silicio e un po' di carbonio e ossigeno. Quindi uno dei suoi progenitori deve essere una vecchia stella che si è evoluta per lasciare dietro di sé una nana bianca carbonio-ossigeno. Ma il carbonio e l'ossigeno, in quanto combustibili nucleari, non bruciano facilmente. Come può esplodere una nana bianca?"

I modelli di tipo Ia più ampiamente accettati presuppongono che la nana bianca - più o meno delle dimensioni della Terra ma che racchiude la maggior parte della massa del sole - accumuli materia da un compagno in orbita fino a raggiungere 1,4 masse solari, noto come limite di Chandrasekhar. La nana bianca ora superdensa si accende in una potente esplosione termonucleare, lasciando dietro di sé nient'altro che polvere di stelle.

Altri schemi includono la fusione di due nane bianche o anche una nana bianca solitaria che riaccresce la materia sparsa dal suo io più giovane. Nonostante tre decenni di ricerche, tuttavia, fino alla scoperta e ai successivi studi spettropolarimetrici di SN 2002ic, non c'erano prove certe per alcun modello.

Nel novembre del 2002, Michael Wood-Vasey e i suoi colleghi della vicina fabbrica di supernovae del Dipartimento dell'Energia con sede al Berkeley Lab hanno riferito della scoperta di SN 2002ic, poco dopo che la sua esplosione è stata rilevata a quasi un miliardo di anni luce di distanza in una galassia anonima nel costellazione dei Pesci.

Nell'agosto del 2003, Mario Hamuy dei Carnegie Observatories e i suoi colleghi hanno riferito che la fonte del copioso gas ricco di idrogeno in SN 2002ic era molto probabilmente una cosiddetta stella Asymptotic Giant Branch (AGB), una stella nelle fasi finali di la sua vita, con una massa da tre a otto volte la massa del sole - proprio il tipo di stella che, dopo aver spazzato via i suoi strati esterni di idrogeno, elio e polvere, lascia dietro di sé una nana bianca.

Inoltre, questa supernova apparentemente contraddittoria - un tipo Ia con idrogeno - era in realtà simile ad altre supernove ricche di idrogeno precedentemente designate di tipo IIn. Questo a sua volta ha suggerito che, mentre le supernove di tipo Ia sono davvero notevolmente simili, potrebbero esserci grandi differenze tra i loro progenitori.

Poiché le supernove di tipo Ia sono così simili e così luminose - luminose o più luminose di intere galassie - sono diventate le candele standard astronomiche più importanti per misurare le distanze cosmiche e l'espansione dell'universo. All'inizio del 1998, dopo aver analizzato dozzine di osservazioni di lontane supernovae di tipo Ia, i membri del Supernova Cosmology Project del Dipartimento dell'Energia con sede al Berkeley Lab, insieme ai loro rivali del team di ricerca di supernovae High-Z con sede in Australia, hanno annunciato la sorprendente scoperta che l'espansione dell'universo sta accelerando.

I cosmologi hanno successivamente stabilito che oltre i due terzi dell'universo sono costituiti da un misterioso qualcosa chiamato "energia oscura", che estende lo spazio e guida l'accelerazione dell'espansione. Ma imparare di più sull'energia oscura dipenderà da uno studio attento di molte più lontane supernovae di tipo Ia, inclusa una migliore conoscenza del tipo di sistemi stellari che le attivano.

Rappresentazione della struttura con spettropolarimetria

La spettropolarimetria di SN 2002ic ha fornito il quadro più dettagliato di un sistema di tipo Ia finora. La polarimetria misura l'orientamento delle onde luminose, ad esempio, gli occhiali da sole Polaroid "misurano" la polarizzazione orizzontale quando bloccano parte della luce riflessa dalle superfici piane. In un oggetto come una nuvola di polvere o un'esplosione stellare, invece, la luce non viene riflessa dalle superfici ma diffusa dalle particelle o dagli elettroni.

Se la nuvola di polvere o l'esplosione è sferica e uniformemente liscia, tutti gli orientamenti sono ugualmente rappresentati e la polarizzazione netta è zero. Ma se l'oggetto non è sferico, ad esempio a forma di disco o di sigaro, in alcune direzioni oscillerà più luce che in altre.

Anche per asimmetrie abbastanza evidenti, la polarizzazione netta raramente supera l'uno per cento. Pertanto, è stata una sfida per lo strumento spettropolarimetrico dell'ESO misurare il debole SN 2002ic, anche utilizzando il potente Very Large Telescope. Ci sono volute diverse ore di osservazione in quattro notti diverse per acquisire i necessari dati di polarimetria e spettroscopia di alta qualità.

Le osservazioni del team sono arrivate quasi un anno dopo che SN 2002ic è stato rilevato per la prima volta. La supernova era diventata molto più debole, ma la sua prominente linea di emissione di idrogeno era sei volte più luminosa. Con la spettroscopia gli astronomi hanno confermato l'osservazione di Hamuy e dei suoi associati, che il materiale espulso che si espandeva verso l'esterno dall'esplosione ad alta velocità era andato a finire nella materia densa e ricca di idrogeno circostante.

Solo i nuovi studi polarimetrici, tuttavia, potrebbero rivelare che la maggior parte di questa materia aveva la forma di un disco sottile. La polarizzazione era probabilmente dovuta all'interazione dell'ejecta ad alta velocità dall'esplosione con le particelle di polvere e gli elettroni nella materia circostante che si muove più lentamente. A causa del modo in cui la linea dell'idrogeno si era illuminata molto tempo dopo che la supernova era stata osservata per la prima volta, gli astronomi hanno dedotto che il disco includeva densi grumi ed era stato posizionato ben prima che la nana bianca esplodesse.

Una struttura che potrebbe assomigliare al capostipite di SN 2002ic: la nebulosa farfalla NGC 6302 è il residuo di una stella che ha perso la maggior parte dei suoi strati esterni prima di contrarsi, e potrebbe essere un membro di un sistema binario. Il centro del sistema è oscurato da una struttura scura, polverosa, simile a un disco, ma la radiazione che fuoriesce perpendicolarmente al disco riscalda e illumina il materiale circumstellare.
(Foto: ESO VLT)

"Questi risultati sorprendenti suggeriscono che il capostipite di SN 2002ic era notevolmente simile agli oggetti familiari agli astronomi nella nostra Via Lattea, vale a dire le nebulose protoplanetarie", afferma Wang. Molte di queste nebulose sono i resti dei gusci esterni spazzati via dalle stelle asintotiche del ramo gigante. Tali stelle, se ruotano rapidamente, emettono dischi sottili e irregolari.

Una questione di tempi

Perché una nana bianca raccolga materiale sufficiente per raggiungere il limite di Chandrasekhar impiega circa un milione di anni. Al contrario, una stella AGB perde abbondanti quantità di materia in tempi relativamente brevi, la fase della nebulosa protoplanetaria è transitoria, dura solo poche centinaia o migliaia di anni prima che la materia espulsa si dissipi. "È una piccola finestra", dice Wang, non un tempo abbastanza lungo perché il nucleo rimasto (a sua volta una nana bianca) ricostituisca abbastanza materiale da esplodere.

Quindi è più probabile che una nana bianca compagna nel sistema SN 2002ic fosse già impegnata a raccogliere materia molto prima che si formasse la nebulosa. Poiché la fase protoplanetaria dura solo poche centinaia di anni e supponendo che una supernova di tipo Ia richieda in genere un milione di anni per evolversi, si prevede che solo un millesimo di tutte le supernova di tipo Ia assomigli a SN 2002ic. Ancora meno mostreranno le sue specifiche caratteristiche spettrali e polarimetriche, anche se "sarebbe estremamente interessante cercare altre supernove di tipo Ia con materia circumstellare", afferma Wang.

Tuttavia, afferma Dietrich Baade, ricercatore principale del progetto di polarimetria che ha utilizzato il VLT, "l'assunzione che tutte le supernove di tipo Ia siano sostanzialmente le stesse che consente di spiegare le osservazioni di SN 2002ic".

Sistemi binari con diverse caratteristiche orbitali e diversi tipi di compagni a diversi stadi dell'evoluzione stellare possono ancora dare origine a esplosioni simili, attraverso il modello di accrescimento. Note Baade, "Il caso apparentemente peculiare di SN 2002ic fornisce una forte evidenza che questi oggetti sono in realtà molto simili, come suggerisce la sorprendente somiglianza delle loro curve di luce".

Mostrando la distribuzione del gas e della polvere, la spettropolarimetria ha dimostrato perché le supernove di tipo Ia sono così simili anche se le masse, le età, gli stati evolutivi e le orbite dei loro sistemi precursori possono differire così ampiamente.


Una nana bianca esplode all'interno di un denso disco circumstellare

BERKELEY, CA &mdash Misurando la luce polarizzata di un'insolita stella che esplode, un team internazionale di astrofisici e astronomi ha elaborato la prima immagine dettagliata di una supernova di tipo Ia e del caratteristico sistema stellare in cui è esplosa.

Utilizzando il Very Large Telescope dell'Osservatorio europeo meridionale in Cile, i ricercatori hanno determinato che la supernova 2002ic è esplosa all'interno di un disco piatto, denso e grumoso di polvere e gas, precedentemente spazzato via da una stella compagna. Il loro lavoro suggerisce che questo e alcuni altri precursori delle supernove di tipo Ia assomigliano agli oggetti conosciuti come nebulose protoplanetarie, ben note nella nostra galassia della Via Lattea.

Le stelle nel sistema binario sono troppo piccole per essere visibili, ma la spettropolarimetria rivela che l'ejecta di una nana bianca che esplode in SN 2002ic (rosso scuro) sta interagendo con la materia circostante da una stella compagna, distribuita principalmente nel disco (blu scuro) gli shock idrodinamici mantengono la supernova luminosa quasi un anno dopo la sua esplosione. Fuori dal disco la densità della materia circumstellare è minore (grigia). (Illustrazione: Wang)

Lifan Wang del Lawrence Berkeley National Laboratory, Dietrich Baade dell'European Southern Observatory (ESO), Peter Höflich e J. Craig Wheeler dell'Università del Texas ad Austin, Koji Kawabata dell'Osservatorio Astronomico Nazionale del Giappone e Ken'ichi Nomoto di l'Università di Tokyo riporta i suoi risultati nel numero del 20 marzo 2004 di Astrophysical Journal Letters.

Lanciare supernove per digitare

Le supernovae sono etichettate in base agli elementi visibili nei loro spettri: gli spettri di tipo I mancano di righe di idrogeno, mentre gli spettri di tipo II hanno queste righe. Ciò che rende SN 2002ic insolito è che il suo spettro assomiglia a una tipica supernova di tipo Ia, ma mostra una forte linea di emissione di idrogeno.

Il tipo II e alcune altre supernove si verificano quando i nuclei di stelle molto massicce collassano ed esplodono, lasciando dietro di sé stelle di neutroni estremamente dense o persino buchi neri. Le supernove di tipo Ia, tuttavia, esplodono con un meccanismo molto diverso.

"Una supernova di tipo Ia è una palla di fuoco metallica", spiega Wang del Berkeley Lab, un pioniere nel campo della spettropolarimetria delle supernovae. "Un tipo Ia non ha idrogeno o elio ma molto ferro, oltre a nichel radioattivo, cobalto e titanio, un po' di silicio e un po' di carbonio e ossigeno. Quindi uno dei suoi progenitori deve essere una vecchia stella che si è evoluta per lasciare dietro di sé una nana bianca carbonio-ossigeno. Ma il carbonio e l'ossigeno, in quanto combustibili nucleari, non bruciano facilmente. Come può esplodere una nana bianca?"

I modelli di tipo Ia più ampiamente accettati presuppongono che la nana bianca - più o meno delle dimensioni della Terra ma che racchiude la maggior parte della massa del sole - accumuli materia da un compagno in orbita fino a raggiungere 1,4 masse solari, noto come limite di Chandrasekhar. La nana bianca ora superdensa si accende in una potente esplosione termonucleare, lasciando dietro di sé nient'altro che polvere di stelle.

Altri schemi includono la fusione di due nane bianche o anche una nana bianca solitaria che riaccresce la materia sparsa dal suo io più giovane. Nonostante tre decenni di ricerche, tuttavia, fino alla scoperta e ai successivi studi spettropolarimetrici di SN 2002ic, non c'erano prove certe per alcun modello.

Nel novembre del 2002, Michael Wood-Vasey e i suoi colleghi della vicina fabbrica di supernovae del Dipartimento dell'Energia con sede al Berkeley Lab hanno riferito della scoperta di SN 2002ic, poco dopo che la sua esplosione è stata rilevata a quasi un miliardo di anni luce di distanza in una galassia anonima nel costellazione dei Pesci.

Nell'agosto del 2003, Mario Hamuy dei Carnegie Observatories e i suoi colleghi hanno riferito che la fonte del copioso gas ricco di idrogeno in SN 2002ic era molto probabilmente una cosiddetta stella Asymptotic Giant Branch (AGB), una stella nelle fasi finali di la sua vita, con una massa da tre a otto volte la massa del sole - proprio il tipo di stella che, dopo aver spazzato via i suoi strati esterni di idrogeno, elio e polvere, lascia dietro di sé una nana bianca.

Inoltre, questa supernova apparentemente contraddittoria - un tipo Ia con idrogeno - era in realtà simile ad altre supernove ricche di idrogeno precedentemente designate di tipo IIn. Questo a sua volta ha suggerito che, mentre le supernove di tipo Ia sono davvero notevolmente simili, potrebbero esserci grandi differenze tra i loro progenitori.

Poiché le supernove di tipo Ia sono così simili e così luminose - luminose o più luminose di intere galassie - sono diventate le candele standard astronomiche più importanti per misurare le distanze cosmiche e l'espansione dell'universo. All'inizio del 1998, dopo aver analizzato dozzine di osservazioni di lontane supernovae di tipo Ia, i membri del Supernova Cosmology Project del Dipartimento dell'Energia con sede al Berkeley Lab, insieme ai loro rivali del team di ricerca di supernovae High-Z con sede in Australia, hanno annunciato la sorprendente scoperta che l'espansione dell'universo sta accelerando.

I cosmologi hanno successivamente stabilito che oltre i due terzi dell'universo sono costituiti da un misterioso qualcosa chiamato "energia oscura", che estende lo spazio e guida l'accelerazione dell'espansione. Ma imparare di più sull'energia oscura dipenderà da uno studio attento di molte più lontane supernovae di tipo Ia, inclusa una migliore conoscenza del tipo di sistemi stellari che le attivano.

Rappresentazione della struttura con spettropolarimetria

La spettropolarimetria di SN 2002ic ha fornito il quadro più dettagliato di un sistema di tipo Ia finora. La polarimetria misura l'orientamento delle onde luminose, ad esempio, gli occhiali da sole Polaroid "misurano" la polarizzazione orizzontale quando bloccano parte della luce riflessa dalle superfici piane. In un oggetto come una nuvola di polvere o un'esplosione stellare, invece, la luce non viene riflessa dalle superfici ma diffusa dalle particelle o dagli elettroni.

Se la nuvola di polvere o l'esplosione è sferica e uniformemente liscia, tutti gli orientamenti sono ugualmente rappresentati e la polarizzazione netta è zero. Ma se l'oggetto non è sferico, ad esempio a forma di disco o di sigaro, in alcune direzioni oscillerà più luce che in altre.

Anche per asimmetrie abbastanza evidenti, la polarizzazione netta raramente supera l'uno per cento. Pertanto, è stata una sfida per lo strumento spettropolarimetrico dell'ESO misurare il debole SN 2002ic, anche utilizzando il potente Very Large Telescope. Ci sono volute diverse ore di osservazione in quattro notti diverse per acquisire i necessari dati di polarimetria e spettroscopia di alta qualità.

Le osservazioni del team sono arrivate quasi un anno dopo che SN 2002ic è stato rilevato per la prima volta. La supernova era diventata molto più debole, ma la sua prominente linea di emissione di idrogeno era sei volte più luminosa. Con la spettroscopia gli astronomi hanno confermato l'osservazione di Hamuy e dei suoi associati, che il materiale espulso espandendosi verso l'esterno dall'esplosione ad alta velocità era andato a sbattere contro la materia densa e ricca di idrogeno circostante.

Solo i nuovi studi polarimetrici, tuttavia, potrebbero rivelare che la maggior parte di questa materia aveva la forma di un disco sottile. La polarizzazione era probabilmente dovuta all'interazione dell'ejecta ad alta velocità dall'esplosione con le particelle di polvere e gli elettroni nella materia circostante che si muove più lentamente. A causa del modo in cui la linea dell'idrogeno si era illuminata molto tempo dopo che la supernova era stata osservata per la prima volta, gli astronomi hanno dedotto che il disco includeva densi grumi ed era stato posizionato ben prima che la nana bianca esplodesse.

Una struttura che potrebbe assomigliare al capostipite di SN 2002ic: la nebulosa farfalla NGC 6302 è il residuo di una stella che ha perso la maggior parte dei suoi strati esterni prima di contrarsi, e potrebbe essere un membro di un sistema binario. Il centro del sistema è oscurato da una struttura scura, polverosa, simile a un disco, ma la radiazione che fuoriesce perpendicolarmente al disco riscalda e illumina il materiale circumstellare.
(Foto: ESO VLT)

"Questi risultati sorprendenti suggeriscono che il capostipite di SN 2002ic era notevolmente simile agli oggetti familiari agli astronomi nella nostra Via Lattea, vale a dire le nebulose protoplanetarie", afferma Wang. Molte di queste nebulose sono i resti dei gusci esterni spazzati via dalle stelle asintotiche del ramo gigante. Tali stelle, se ruotano rapidamente, emettono dischi sottili e irregolari.

Una questione di tempi

Perché una nana bianca raccolga materiale sufficiente per raggiungere il limite di Chandrasekhar impiega circa un milione di anni. Al contrario, una stella AGB perde abbondanti quantità di materia in tempi relativamente brevi, la fase della nebulosa protoplanetaria è transitoria, dura solo poche centinaia o migliaia di anni prima che la materia espulsa si dissipi. "È una piccola finestra", dice Wang, non un tempo abbastanza lungo perché il nucleo rimasto (a sua volta una nana bianca) ricostituisca abbastanza materiale da esplodere.

Quindi è più probabile che una nana bianca compagna nel sistema SN 2002ic fosse già impegnata a raccogliere materia molto prima che si formasse la nebulosa. Poiché la fase protoplanetaria dura solo poche centinaia di anni e supponendo che una supernova di tipo Ia richieda in genere un milione di anni per evolversi, si prevede che solo un millesimo di tutte le supernova di tipo Ia assomigli a SN 2002ic. Ancora meno mostreranno le sue specifiche caratteristiche spettrali e polarimetriche, anche se "sarebbe estremamente interessante cercare altre supernove di tipo Ia con materia circumstellare", afferma Wang.

Tuttavia, afferma Dietrich Baade, ricercatore principale del progetto di polarimetria che ha utilizzato il VLT, "l'assunzione che tutte le supernove di tipo Ia siano sostanzialmente le stesse che consente di spiegare le osservazioni di SN 2002ic".

Sistemi binari con diverse caratteristiche orbitali e diversi tipi di compagni a diversi stadi dell'evoluzione stellare possono ancora dare origine a esplosioni simili, attraverso il modello di accrescimento. Note Baade, "Il caso apparentemente peculiare di SN 2002ic fornisce una forte evidenza che questi oggetti sono in realtà molto simili, come suggerisce la sorprendente somiglianza delle loro curve di luce".

Mostrando la distribuzione del gas e della polvere, la spettropolarimetria ha dimostrato perché le supernove di tipo Ia sono così simili anche se le masse, le età, gli stati evolutivi e le orbite dei loro sistemi precursori possono differire così ampiamente.


Centro di Astrofisica | Gli scienziati di Harvard e dello Smithsonian studiano i vari tipi di dischi astronomici in molti modi, tra cui:

Mappatura del materiale nella parte più interna di un disco di accrescimento attorno a un buco nero utilizzando l'Event Horizon Telescope (EHT), un potente array multi-osservatorio che copre il globo dalle Hawaii al Polo Sud. Questa mappa ha rivelato i dettagli del disco e del buco nero supermassiccio che lo circonda, fornendo la prima immagine di un buco nero.
CfA svolge un ruolo centrale nel catturare l'immagine di un buco nero di riferimento

Utilizzando telescopi progettati per osservare la luce nell'intervallo millimetrico e submillimetrico, per comprendere la chimica dei dischi che circondano le protostelle. Osservatori come l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e il Submillimeter Array (SMA) sono particolarmente adatti per trovare sostanze chimiche che sono potenziali precursori della vita.
Molecole organiche complesse scoperte nel sistema stellare infantile

Alla ricerca di segni di pianeti appena nati in dischi protoplanetari. La posizione e le dimensioni di questi nuovi mondi all'interno dei loro dischi ci dicono qualcosa su come si formano i pianeti e se si spostano dalle loro posizioni iniziali. Ciò ha implicazioni per il nostro Sistema Solare, che è il prodotto di una lunga storia che non possiamo osservare direttamente.
Le lacune del disco non segnalano sempre i pianeti

Utilizzando l'Osservatorio a raggi X Chandra della NASA e altri telescopi per studiare i dischi di accrescimento attorno a nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri di massa stellare. Ciò include lo studio delle pulsar al millisecondo: stelle di neutroni che accumulano materia da una compagna e ruotano centinaia di volte al secondo. I dischi in questi sistemi sono la chiave per capire come questi oggetti girino così velocemente.
Millisecondi pulsar

Studiare i dischi di accrescimento attorno ai buchi neri supermassicci al centro delle galassie, che possono essere alcuni degli oggetti più luminosi dell'universo. L'Osservatorio a raggi X Chandra è particolarmente bravo a mappare i dettagli di come i buchi neri mangiano e disperdono le sostanze chimiche attraverso le loro galassie ospiti.
Il buco nero supermassiccio gira in modo super veloce


Quanto possono brillare le stelle nane bianche mentre accumulano materia? - Astronomia

Puoi nominare qualche stella morta la cui luce è ancora visibile ad occhio nudo?

Quando una stella "muore" (con questo intendo quando non ci sono più reazioni di fusione nucleare in corso in essa), può assumere tre forme diverse. A seconda della massa iniziale della stella, diventerà una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero.

Puoi immediatamente escludere di vedere i buchi neri perché non emettono luce e le stelle di neutroni perché nessuna è brillante alle lunghezze d'onda visibili. Questo ci lascia con le nane bianche, che sono i più grandi dei tre possibili prodotti finali per le stelle. Sfortunatamente, non sarai in grado di vedere nemmeno la nana bianca più brillante. Gli astronomi descrivono la luminosità delle stelle in base alla loro magnitudine. La scala della magnitudine va all'indietro in modo tale che una stella di magnitudine 4 sia più debole di una stella di magnitudine 1. Ad occhio nudo e un cielo limpido, puoi vedere stelle fino a magnitudine 6, e si scopre che la nana bianca più luminosa ha una magnitudo di 8.3. Inoltre, quella nana bianca più brillante è in un sistema binario: è la compagna della stella più luminosa nel cielo notturno: Sirio (quella stella si chiama Sirio A e la sua compagna nana bianca è Sirio B). Ciò rende ancora più difficile la visione, poiché la luce di Sirio A travolge quella di Sirio B. Tuttavia, puoi guardare Sirio e immaginare di guardare due stelle, una delle quali è una nana bianca!

L'altra idea sarebbe guardare altri resti di stelle: nebulose planetarie. Quando una stella muore e diventa una nana bianca, emette gas nello spazio che sembra brillare perché è illuminata dalle stelle. Se riesci a vedere una nebulosa planetaria, significa che c'è una nana bianca al centro di essa. Ma ancora una volta siamo sfortunati, dal momento che la nebulosa planetaria più luminosa, la Nebulosa Dumbbell, ha una magnitudine di 7,4, il che significa che non puoi vederla ad occhio nudo.

Questa pagina è stata aggiornata l'ultima volta il 30 agosto 2015.

Circa l'autore

Amelie Saintonge

Amelie sta lavorando su come rilevare i segnali delle galassie dalle mappe radio.


Le supernove standard di tipo Ia hanno una gamma di masse sorprendentemente ampia

Le supernove di tipo Ia risultano dalle esplosioni di nane bianche. Queste supernove variano ampiamente in luminosità di picco, per quanto tempo rimangono luminose e come svaniscono, come mostra il grafico in basso. I modelli teorici (linee nere tratteggiate) cercano di spiegare le differenze, ad esempio perché le supernove deboli svaniscono rapidamente e le supernove luminose svaniscono lentamente. Una nuova analisi della vicina fabbrica di supernova indica che quando si tiene conto dei picchi di luminosità, come mostrato nel grafico in alto, i comportamenti tardivi delle supernove deboli e luminose forniscono una solida prova che le nane bianche che hanno causato le esplosioni avevano masse diverse, anche sebbene le esplosioni risultanti siano tutte "candele standard".

(Phys.org) —Sedici anni fa due squadre di cacciatori di supernovae, una guidata da Saul Perlmutter del Lawrence Berkeley National Laboratory (Berkeley Lab) del Dipartimento dell'Energia statunitense, l'altra da Brian Schmidt dell'Australian National University, dichiararono che l'espansione dell'universo sta accelerando: una scoperta da premio Nobel equivale alla scoperta dell'energia oscura. Entrambi i team hanno misurato la velocità con cui l'universo si è espanso in momenti diversi della sua storia confrontando la luminosità e lo spostamento verso il rosso delle supernove di tipo Ia, le migliori "candele standard" cosmologiche.

Queste abbaglianti supernove sono notevolmente simili in luminosità, dato che sono le massicce esplosioni termonucleari di nane bianche, che racchiudono all'incirca la massa del nostro sole in una palla delle dimensioni della Terra. In base ai loro colori e alla velocità con cui si illuminano e svaniscono, la luminosità di diverse supernove di tipo Ia può essere standardizzata entro circa il 10 percento, producendo indicatori precisi per misurare le distanze cosmiche.

Fino a poco tempo fa, gli scienziati pensavano di sapere perché le supernove di tipo Ia sono tutte così simili. Ma il loro scenario preferito era sbagliato.

Il presupposto era che le stelle nane bianche carbonio-ossigeno, le progenitrici delle supernovae, catturassero massa aggiuntiva strappandola a una stella compagna o fondendosi con un'altra nana bianca quando si avvicinano al limite di Chandrasekhar (40 percento più massiccio del nostro sole). sperimentare la fuga termonucleare. Le luminosità di tipo Ia erano così simili, pensavano gli scienziati, perché le quantità di carburante e i meccanismi di esplosione erano sempre gli stessi.

"Il limite di massa di Chandrasekhar è stato a lungo proposto dai cosmologi come il motivo più probabile per cui la luminosità delle supernove di tipo Ia è così uniforme e, cosa più importante, perché non si prevede che cambino sistematicamente a spostamenti verso il rosso più elevati", afferma il cosmologo Greg Aldering, che guida la vicina fabbrica internazionale di supernovae (SNfactory) con sede nella divisione di fisica del Berkeley Lab. "Il limite di Chandrasekhar è fissato dalla meccanica quantistica e deve applicarsi allo stesso modo, anche per le supernove più lontane".

But a new analysis of normal Type Ia supernovae, led by SNfactory member Richard Scalzo of the Australian National University, a former Berkeley Lab postdoc, shows that in fact they have a range of masses. Most are near or slightly below the Chandrasekhar mass, and about one percent somehow manage to exceed it.

The SNfactory analysis has been accepted for publication by the Avvisi mensili della Royal Astronomical Society and is available online as an arXiv preprint.

A new way to analyze exploding stars

While white dwarf stars are common, Scalzo says, "it's hard to get a Chandrasekhar mass of material together in a natural way." A Type Ia starts in a two-star (or perhaps a three-star) system, because there has to be something from which the white dwarf accumulates enough mass to explode.

Some models picture a single white dwarf borrowing mass from a giant companion. However, says Scalzo, "The most massive newly formed carbon-oxygen white dwarfs are expected to be around 1.2 solar masses, and to approach the Chandrasekhar limit a lot of factors would have to line up just right even for these to accrete the remaining 0.2 solar masses."

If two white dwarfs are orbiting each other they somehow have to get close enough to either collide or gently merge, what Scalzo calls "a tortuously slow process." Because achieving a Chandrasekhar mass seems so unlikely, and because sub-Chandrasekhar white dwarfs are so much more numerous, many recent models have explored how a Type Ia explosion could result from a sub-Chandrasekhar mass – so many, in fact, that Scalzo was motivated to find a simple way to eliminate models that couldn't work.

He and his SNfactory colleagues determined the total energy of the spectra of 19 normal supernovae, 13 discovered by the SNfactory and six discovered by others. All were observed by the SNfactory's unique SNIFS spectrograph (SuperNova Integral Field Spectrograph) on the University of Hawaii's 2.2-meter telescope on Mauna Kea, corrected for ultraviolet and infrared light not observed by SNIFS.

A supernova eruption thoroughly trashes its white dwarf progenitor, so the most practical way to tell how much stuff was in the progenitor is by spectrographically "weighing" the leftover debris, the ejected mass. To do this Scalzo took advantage of a supernova's layered composition.

A Type Ia's visible light is powered by radioactivity from nickel-56, made by burning carbon near the white dwarf's center. Just after the explosion this radiation, in the form of gamma rays, is absorbed by the outer layers – including iron and lighter elements like silicon and sulfur, which consequently heat up and glow in visible wavelengths.

But a month or two later, as the outer layers expand and dissipate, the gamma rays can leak out. The supernova's maximum brightness compared to its brightness at late times depends on how much gamma radiation is absorbed and converted to visible light – which is determined both by the mass of nickel-56 and the mass of the other material piled on top of it.

The SNfactory team compared masses and other factors with light curves: the shape of the graph, whether narrow or wide, that maps how swiftly a supernova achieves its brightest point, how bright it is, and how hastily or languorously it fades away. The typical method of "standardizing" Type Ia supernovae is to compare their light curves and spectra.

"The conventional wisdom holds that the light curve width is determined primarily or exclusively by the nickel-56 mass," Scalzo says, "whereas our results show that there must also be a deep connection with the ejected mass, or between the ejected mass and the amount of nickel-56 created in a particular supernova."

Exploding white dwarf stars, the bottom line

Greg Aldering summarizes the most basic result of the new analysis: "The white dwarfs exploding as Type Ia supernovae have a range of masses, and the resulting light-curve width is directly proportional to the total mass involved in the explosion."

For a supernova whose light falls off quickly, the progenitor is a lot less massive than the Chandrasekhar mass – yet it's still a normal Type Ia, whose luminosity can be confidently standardized to match other normal Type Ia supernovae.

The same is true for a Type Ia that starts from a "classic" progenitor with Chandrasekhar mass, or even more. For the heavyweights, however, the pathway to supernova detonation must be significantly different than for lighter progenitors. These considerations alone were enough to eliminate a number of theoretical models for Type Ia explosions.

Carbon-oxygen white dwarfs are still key. They can't explode on their own, so another star must provide the trigger. For super-Chandrasekhar masses, two C-O white dwarfs could collide violently, or one could accrete mass from a companion star in a way that causes it to spin so fast that angular momentum supports it beyond the Chandrasekhar limit.

More relevant for cosmolology, because more numerous, are models for sub-Chandrasekhar mass. From a companion star, a C-O white dwarf could accumulate helium, which detonates more readily than carbon – the result is a double detonation. Or two white dwarfs could merge. There are other surviving models, but the psychological "safety net" that the Chandrasekhar limit once provided cosmologists has been lost. Still, says Scalzo, the new analysis narrows the possibilities enough for theorists to match their models to observations.

"This is a significant advance in furthering Type Ia supernovae as cosmological probes for the study of dark energy," says Aldering, "likely to lead to further improvements in measuring distances. For instance, light-curve widths provide a measure of the range of the star masses that are producing Type Ia supernovae at each slice in time, well back into the history of the universe."


White dwarf star

I nostri redattori esamineranno ciò che hai inviato e determineranno se rivedere l'articolo.

White dwarf star, any of a class of faint stars representing the endpoint of the evolution of intermediate- and low-mass stars. White dwarf stars, so called because of the white colour of the first few that were discovered, are characterized by a low luminosity, a mass on the order of that of the Sun, and a radius comparable to that of Earth. Because of their large mass and small dimensions, such stars are dense and compact objects with average densities approaching 1,000,000 times that of water.

Unlike most other stars that are supported against their own gravitation by normal gas pressure, white dwarf stars are supported by the degeneracy pressure of the electron gas in their interior. Degeneracy pressure is the increased resistance exerted by electrons composing the gas, as a result of stellar contraction (vedere degenerate gas). The application of the so-called Fermi-Dirac statistics and of special relativity to the study of the equilibrium structure of white dwarf stars leads to the existence of a mass-radius relationship through which a unique radius is assigned to a white dwarf of a given mass the larger the mass, the smaller the radius. Furthermore, the existence of a limiting mass is predicted, above which no stable white dwarf star can exist. This limiting mass, known as the Chandrasekhar limit, is on the order of 1.4 solar masses. Both predictions are in excellent agreement with observations of white dwarf stars.

The central region of a typical white dwarf star is composed of a mixture of carbon and oxygen. Surrounding this core is a thin envelope of helium and, in most cases, an even thinner layer of hydrogen. A very few white dwarf stars are surrounded by a thin carbon envelope. Only the outermost stellar layers are accessible to astronomical observations.

White dwarfs evolve from stars with an initial mass of up to three or four solar masses or even possibly higher. After quiescent phases of hydrogen and helium burning in its core—separated by a first red-giant phase—the star becomes a red giant for a second time. Near the end of this second red-giant phase, the star loses its extended envelope in a catastrophic event, leaving behind a dense, hot, and luminous core surrounded by a glowing spherical shell. This is the planetary-nebula phase. During the entire course of its evolution, which typically takes several billion years, the star will lose a major fraction of its original mass through stellar winds in the giant phases and through its ejected envelope. The hot planetary-nebula nucleus left behind has a mass of 0.5–1.0 solar mass and will eventually cool down to become a white dwarf.

White dwarfs have exhausted all their nuclear fuel and so have no residual nuclear energy sources. Their compact structure also prevents further gravitational contraction. The energy radiated away into the interstellar medium is thus provided by the residual thermal energy of the nondegenerate ions composing its core. That energy slowly diffuses outward through the insulating stellar envelope, and the white dwarf slowly cools down. Following the complete exhaustion of this reservoir of thermal energy, a process that takes several additional billion years, the white dwarf stops radiating and has by then reached the final stage of its evolution and becomes a cold and inert stellar remnant. Such an object is sometimes called a black dwarf.

White dwarf stars are occasionally found in binary systems, as is the case for the white dwarf companion to the brightest star in the night sky, Sirius. White dwarf stars also play an essential role in Type Ia supernovae and in the outbursts of novae and of other cataclysmic variable stars.

Gli editori dell'Encyclopaedia Britannica Questo articolo è stato recentemente rivisto e aggiornato da Adam Augustyn, caporedattore, Reference Content.


Title: The accretion of solar material onto white dwarfs: No mixing with core material implies that the mass of the white dwarf is increasing

Cataclysmic Variables (CVs) are close binary star systems with one component a white dwarf (WD) and the other a larger cooler star that fills its Roche Lobe. The cooler star is losing mass through the inner Lagrangian point of the binary and some unknown fraction of this material is accreted by the WD. One consequence of the WDs accreting material, is the possibility that they are growing in mass and will eventually reach the Chandrasekhar Limit. This evolution could result in a Supernova Ia (SN Ia) explosion and is designated the Single Degenerate Progenitor (SD) scenario. This paper is concerned with the SD scenario for SN Ia progenitors. One problem with the single degenerate scenario is that it is generally assumed that the accreting material mixes with WD core material at some time during the accretion phase of evolution and, since the typical WD has a carbon-oxygen CO core, the mixing results in large amounts of carbon and oxygen being brought up into the accreted layers. The presence of enriched carbon causes enhanced nuclear fusion and a Classical Nova explosion. Both observations and theoretical studies of these explosions imply that more mass is ejected than is accreted. Thus, the WDmore » in a Classical Nova system is losing mass and cannot be a SN Ia progenitor. However, the composition in the nuclear burning region is important and, in new calculations reported here, the consequences to the WD of no mixing of accreted material with core material have been investigated so that the material involved in the explosion has only a Solar composition. WDs with a large range in initial masses and mass accretion rates have been evolved. I find that once sufficient material has been accreted, nuclear burning occurs in all evolutionary sequences and continues until a thermonuclear runaway (TNR) occurs and the WD either ejects a small amount of material or its radius grows to about 10 cm and the evolution is ended. In all cases where mass ejection occurs, the mass of the ejecta is far less than the mass of the accreted material. Therefore, all the WDs are growing in mass. It is also found that the accretion time to explosion can be sufficiently short for a 1.0M WD that recurrent novae can occur on a low mass WD. This mass is lower than typically assumed for the WDs in recurrent nova systems. Finally, the predicted surface temperatures when the WD is near the peak of the explosion imply that only the most massive WDs will be significant X-ray emitters at this time. « meno


How bright can white dwarf stars glow as they accrete matter? - Astronomia

“..astronomers can tell the temperature of the central regions of the Sun and of many other stars within a few percentage points and be quite sure about the figures they quote.”
—A Star Called the Sun, George Gamow.

The Cone Nebula is a column of dark dust, six light-years long, near some newly formed hot blue stars. The edge of the column, especially the tip, is bright with red light from ionized hydrogen. This nebula and the cluster that illuminates it are about 2600 light-years away in Monoceros. Credit: Michael Gariepy/Adam Block/NOAO/AURA/NSF.

The cone nebula shows a star at the top of a conical-shaped dusty plasma, festooned with lights. The image strikes an instinctive chord—the mythical celestial world mountain around which the stars revolve the cosmic (Christmas) tree with lights fireworks displays against a night sky. Perché? Because it reflects back to us our own prehistory when a strange drama was taking place in the sky. The Earth was enveloped in a towering polar auroral plasma, flashing with light and with bright celestial bodies at its distant focus. How do we know? Prehistoric mankind around the globe chiselled representations of what they saw into solid rock. The effort required was prodigious, the motivation extraordinary. Modern astronomy seems unable to address the issue, offering instead a comfortable myth of cosmic stability.

Twentieth century technologies have enabled astronomers to see the stars and planets ever more clearly, but their perceptions are clouded by centuries-old beliefs about celestial harmony that the heat and light of stars is due to some kind of internal fire that we understand gravity sufficiently to declare that it obeys a universal law and alone governs cosmic evolution. These perceptions have become dogma and dogma hinders progress. So it is not surprising that a growing number of critics see gravitational cosmology of the “Big Bang” as sterile and irrelevant to any real understanding of our place and history in the universe. The fact that it has nothing to say about life itself—the deepest mystery of the universe—is just one of countless signs that the present field of view is too limited.

For the moment I want to feature two reports in December that show astronomers do not understand stars. The view of stars as ‘fires in the sky’ was understandable when chemical fires were the only source of light that we knew & the only question we asked of stars was ‘how do they shine? But that view failed when we realized that stars had to burn steadily for aeons. The discovery of nuclear energy offered an answer to this new question without having to re-evaluate the accumulation of other assumptions about stars.

The thermonuclear assumption was never proved, and observations that contradicted it were never crucial enough to compel astronomers to doubt it. It came full circle and led to a futile decades-long effort to mimic the conjectured process to provide power on the Earth. All the while, a clue to a better answer stared the experimenters and theoreticians in the face: they were using electricity to trigger thermonuclear reactions maybe the Sun was doing that, too.

We use electricity as a convenient means of lighting and heating that doesn’t require the power to be generated on site. We’ve discovered that thin transmission lines can carry great amounts of power over long distances from generator to light bulb. Nature is parsimonious in achieving its ends why wouldn’t stars get power from natural transmission lines? The satisfying answer is that they do. Radio astronomers can trace the telltale magnetic fields in deep space. The magnetic fields mark filamentary cosmic ‘transmission lines’ carrying electrical power between galaxies and stars.

Planetary nebula M2-9. The complex Z-pinch hourglass shape of the external circuitry of a star becomes visible in a planetary nebula where the galactic power is high enough or the plasma is dusty. Gravitational models of stars fail to explain the fine detail of planetary nebulae.

NASA’s Dim View of Stars

The latest report from NASA is a fitting end to The Year of The ELECTRIC UNIVERSE®. It demonstrates that the electric model of stars envisaged the latest observations while NASA researchers again mask their assumptions by stating them as facts. Ironically, the report refers to some stars as “low-energy fluorescent light bulbs.”

As usual, all the science reporting agencies repeat NASA’s words without critical comment. Mainstream media rarely do investigative science journalism. The NASA report follows, along with my comments.

Astronomers Find the Two Dimmest Stellar Bulbs

This artist's concept shows the dimmest star-like bodies currently known -- twin brown dwarfs referred to as 2M 0939. The twins, which are about the same size, are drawn as if they were viewed close to one of the bodies. Picture credit: NASA/JPL-Caltech.

It’s a tie! The new record-holder for dimmest known star-like object in the universe goes to twin “failed” stars, or brown dwarfs, each of which shines feebly with only one millionth the light of our sun.

Comment: As we shall see, the notion of “twin failed stars” is a theoretical assumption and not a fact!

In an ELECTRIC UNIVERSE® there is no such thing as a “failed” star. They have no thermonuclear “engine” to fail. All bodies in the galaxy receive external electrical energy from the galactic circuit. Radio astronomers (for the most part unwittingly) trace the circuit by mapping the magnetic fields of galaxies and stars, which fields are generated by the electric current flowing in the circuit. The circuits are unrecognized due to the mistaken conviction that magnetic fields can be ‘frozen in’ to plasma. The ‘father’ of plasma physics, Hannes Alfvén, appealed against this mistaken notion in his Nobel Prize acceptance speech in 1970. But to give up this false belief would require discarding decades of theoretical work and reputations built upon it.

Previously, astronomers thought the pair of dim bulbs was just one typical, faint brown dwarf with no record-smashing titles. But when NASA’s Spitzer Space Telescope observed the brown dwarf with its heat-seeking infrared vision, it was able to accurately measure the object’s extreme faintness and low temperature for the first time. What’s more, the Spitzer data revealed the brown dwarf is, in fact, twins.

“Both of these objects are the first to break the barrier of one millionth the total light-emitting power of the sun,” said Adam Burgasser of the Massachusetts Institute of Technology, Cambridge. Burgasser is lead author of a new paper about the discovery appearing in the Astrophysical Journal Letters.

Brown dwarfs are the misfits of the cosmos. They are compact balls of gas floating freely in space, but they are too cool and lightweight to be stars, and too warm and massive to be planets. The name “brown dwarf” comes from the fact that these small, star-like bodies change color over time as they cool, and thus have no definitive color. In reality, most brown dwarfs would appear reddish if they could be seen with the naked eye. Their feeble light output also means they are hard to find. The first brown dwarf wasn’t discovered until 1995. While hundreds are known today, astronomers say there are many more in space still waiting to be discovered.

Comment: All stars are an electrical phenomenon. There are no “misfits” in an ELECTRIC UNIVERSE®. All of the assumptions being heaped upon the meagre photons received from deep space merely serve, as usual, to force fit the data to the standard model of stars. The very name, brown “dwarf,” assumes that these stars are “compact balls of gas floating freely in space.”

In stark comparison, the electric model describes them as “huge” because the light from a star is a plasma discharge phenomenon with only a loose relationship to the physical size of the star and a strong dependence on the electrical environment. Brown dwarfs do not simply cool down over time and wink out. They are externally powered electric lights.

“The apparent size and color of an electric star is an electrical phenomenon. If Jupiter’s magnetosphere were lit up it would appear the size of the full Moon… The light of a red star is due to the distended anode glow of an electrically low-stressed star… Red Giants are a more visible and scaled-up example of what an L-type Brown Dwarf star might look like close-up.”

Astronomers recently used Spitzer’s ultrasensitive infrared vision to learn more about the object, which was still thought to be a solo brown dwarf. These data revealed a warm atmospheric temperature of 565 to 635 Kelvin (560 to 680 degrees Fahrenheit). While this is hundreds of degrees hotter than Jupiter, it’s still downright cold as far as stars go. In fact, it is one of the coldest star-like bodies measured so far.

To calculate the object’s brightness, the researchers had to first determine its distance from Earth. After three years of precise measurements with the Anglo-Australian Observatory in Australia, they concluded that the star is the fifth-closest known brown dwarf to us, 17 light-years away toward the constellation Antlia. This distance, together with Spitzer’s measurements, told the astronomers the object was both cool and extremely dim.

But something was puzzling. The brightness of the object was twice what would be expected for a brown dwarf with its particular temperature. La soluzione? The object must have twice the surface area. In other words, it’s twins, with each body shining only half as bright, and each with a mass of 30 to 40 times that of Jupiter. Both bodies are one million times fainter than the sun in total light, and at least one billion times fainter in visible light alone.

“These brown dwarfs are the lowest power stellar light bulbs in the sky that we know of,” said Burgasser. “And like low-energy fluorescent light bulbs, they emit most of their light in a narrow range of wavelengths, in this case in the infrared.”

Comment: Burgasser’s description of brown dwarfs as “low-energy fluorescent light bulbs” is the closest he comes to the truth. Like fluorescent lights, brown dwarfs require electricity! And the solution to the problem is simple—a single red dwarf with a distended red anode-glow can provide the extra brightness without postulating an unlikely twin.

According to the authors, there are even dimmer brown dwarfs scattered throughout the universe, most too faint to see with current sky surveys. NASA’s upcoming Wide-Field Infrared Survey Explorer mission will scan the entire sky at infrared wavelengths, and is expected to uncover hundreds of these inconspicuous characters.

“The holy grail in the study of brown dwarfs is to find out how low you can go in terms of temperature, mass and brightness,” said Davy Kirkpatrick, a co-author of the paper at NASA’s Infrared Processing and Analysis Center at the California Institute of Technology, Pasadena. “This will tell us more about how brown dwarfs form and evolve.”

Comment: In an ELECTRIC UNIVERSE®, stars do not evolve. The notion of stellar evolution and the age of stars is an invention of the standard thermonuclear model of stars. And for so long as scientists cling to an unworkable theory of stellar formation by gravitational accretion, new findings will serve only to add to the confusion.

I predict that further discoveries by the Wide-Field Infrared Survey Explorer in this category will require the same ad hoc assumption that the radiant surface area, based on standard theory, must be accommodated by multiple star systems. The odds against finding so many multiple systems will become astronomical.

Success for the Electrical Model of White Dwarf Stars

The Hertzsprung-Russell diagram (left) is a plot of observations which must be explained by the chosen model of stars. The electrical model of stars reverses the direction of the x-axis to show the direct relationship between an increase in current density at the surface of a star and the higher temperature of that star, reflected by its change in color from red hot to white hot to blue hot.

The main sequence is the backbone of the observations but there are sharp discontinuities between the main sequence, the giant stars and white dwarfs. In the standard thermonuclear model of stars, the explanations for these discontinuities are beset by many observational discrepancies and ad hoc patches.

In the electric star model such discontinuities are a natural feature of a plasma discharge. Main sequence stars operate like arc lights in a cinema projector. The plasma discharge at their photospheres is in arc mode. The main sequence is a direct result of increasing the current density at the surface of a star.

The white dwarfs operate more like fluorescent lights, where a fainter coronal glow-mode discharge provides the light. If you can imagine the Sun’s bright photosphere being replaced by faint white coronal light, you have the picture. White ‘dwarfs’ are not dwarfs at all. They are faint, not because they are small but because they produce their light in a different mode of plasma discharge from stars like the Sun. The current density scale for white dwarfs is different to that of the main sequence and this is why they are scattered along a lower-luminosity sequence.

In the case of giant stars, the star’s ‘surface’ is bloated like the glow of a neon light as the star seeks to satisfy its current requirements. The red light comes from a low current density at the large diameters of the (virtual) anode of these stars.

The stellar thermonuclear evolutionary story is that a star of intermediate mass (1-8 solar masses) terminates its life as an Earth-sized white dwarf after the exhaustion of its nuclear fuel. During the transition from a nuclear-burning star to the white dwarf stage, the star collapses to about one fiftieth of the solar radius and becomes very hot. Many such objects with surface temperatures around 100,000 Kelvin (K) are known. Theories of stellar evolution predict that these stars can be much hotter. However, the probability of catching them in such an extremely hot state is low, because this phase is short-lived.

An article was published on December 12 this year in Astronomy & Astrophysics Letters which claims to have discovered one of these white dwarfs, “one of the hottest stars ever known with a temperature of 200,000 K at its surface.” The temperature is deduced from the emission from nine-fold ionized calcium atoms thought to be in the star’s photosphere. It is the highest ionization level of a chemical element ever discovered in a photospheric stellar spectrum.

The stellar atmosphere modelling of a white dwarf based on thermodynamic equilibrium will give erroneous conclusions because charged particles in an electric field will be dethermalized (their random motion reduced while their kinetic energy increases). So it easy for a white dwarf to multiply ionize calcium atoms because the electrical energy required is equivalent to a mere 211 electron volts and not random thermal energy equal to a temperature of 200,000 to 300,000 K. Using thermal (mechanical) energy is the most difficult and unlikely way of explaining the data.

The white dwarf also challenges the standard stellar evolution concepts because it has a chemical surface composition rich in calcium and helium that is not predicted by stellar evolution models. A paper in the Astrophysical Journal of February 2005 shows the surprise and confusion created by this star. As usual, mechanical energy in the form of a supposed “shocked wind” is proposed as the origin of weak X-ray emission at 1 keV. And despite the almost infinite number of “knobs” available to twiddle on the standard model, a match with observations has not been reached.

The obstacle to an understanding of white dwarfs comes from using heat (mechanical energy) from within a star to explain highly energetic phenomena outside the star. It is precisely the difficulty encountered with the Sun and its phenomenally hot corona. The conceptual hurdle is exemplified by the paradigm set out in the introduction to the above paper:

“The hot 106-107 K coronae on the Sun and other late-type stars are believed to be sustained by mechanical energy in their outer convection zones, which is dissipated at the surface through the medium of magnetic fields generated and amplified by differential rotation and convection in the interior.”
[Emphasis added].

In other words, our present understanding of the Sun and therefore most other stars is based on this simple belief that to this day has not been verified. In this circumstance it would be scientifically responsible to question that belief when new data fails to satisfy predictions. As Eddington, the theoretician who gave us the standard model of stars, wrote of white dwarfs when first discovered, “Strange objects, which persist in showing a type of spectrum entirely out of keeping with their luminosity, may ultimately teach us more than a host which radiates according to rule.” But beliefs are very difficult to shift.

In July this year I wrote:

“A white dwarf is a star that is under low electrical stress so that bright ‘anode tufting’ is not required. The star appears extremely hot, white and under-luminous because it is equivalent to having the faint white corona discharge of the Sun reach down to the star’s atmosphere. As usual, a thin plasma sheath will be formed between the plasma of the star and the plasma of space. The electric field across the plasma sheath is capable of accelerating electrons to generate X-rays when they hit atoms in the atmosphere. And the power dissipated is capable of raising the temperature of a thin plasma layer to tens of thousands of degrees.”

Of course, this model will need to be reviewed in the light of new data. But at least it is a new, quite different model that easily meets the basic observational fact of high-energy phenomena outside a star. The strong magnetic fields of some white dwarfs are diagnostic of external electric currents. The spectral line broadening indicates the presence of a strong electric field in the light-emitting region. The electrical energy focussed on the white dwarf is dissipated in an extensive, cool corona instead of a hot, arc-tufted photosphere.

So it is significant that the spectrum of the white dwarf in the cited paper was interpreted as “evidence that the X-rays originated not from deeper atmospheric layers but from a coronal plasma encircling the star.” The white dwarf “became the first white dwarf thought to have a corona, albeit a cool one.” The weak X-ray emission is attributed, in ad hoc fashion, to “a shocked wind.” It’s like a dentist using a jet engine to X-ray your teeth.

The presence of anomalies in the star’s spectrum, both in the elements present and their state of ionization, is more accurately explained by the electrical model of stars, which have a cool core of heavy elements. The authors note, “a coronal model requires a total luminosity more than two orders of magnitude larger than that of the star itself.” An electric white ‘dwarf’ emits light from both the corona and the thin, brighter plasma sheath that forms its photosphere.

An electric white dwarf is a far simpler model than the “collapsed degenerate stellar corpse” model. The star is not “dying.” It has not evolved from another type of star. It is not an impossible object—a Sun squeezed to twice the diameter of the Earth. Stars cannot suffer gravitational collapse to a theoretical form of ‘degenerate matter’ that has never been observed—where atoms are squeezed together so strongly that only electrons in adjacent atoms prevent further collapse because they cannot share orbits. Just how far-fetched this notion is can be gauged if we consider that the electric repulsive force exceeds the gravitational force by 39 orders of magnitude!!

Subrahmanyan Chandrasekhar was awarded the Nobel Prize in 1983 for his theoretical work on electron degenerate white dwarfs, which predicted the existence of a relationship between mass and radius for a degenerate white dwarf. This theoretical mass-radius relation is a generally accepted underlying assumption in nearly all studies of white dwarf properties. In turn, these studies, including the white dwarf mass distribution and luminosity function, are foundations for such varied fields as stellar evolution and galactic formation. The notion of stellar collapse led on to more extreme theoretical fictions—neutron stars and black holes. The damage wrought by such an assumption for our understanding of stars and the cosmos cannot be overstated! A recent paper in The Astrophysical Journal warned, “One might assume that a theory as basic as stellar degeneracy rests on solid observational grounds, yet this is not the case. Comparison between observation and theory has shown disturbing discrepancies.” The paper cited here adds to the discrepancies.

In summary: nearby red and white stars that appear faint are not different to other stars. Red dwarfs are physically much smaller than the Sun but their visible glow discharge is large and of low current density and energy (red).

White ‘dwarfs,’ on the other hand, are physically larger than red dwarfs but generally smaller than the Sun. Lacking bright anode tufting they have an extended coronal type discharge and photosphere that emits faint whitish light, ultraviolet light and mild X-rays. The spectral lines are broadened, sometimes to the point of disappearance, due to the coronal electric field. This gives the misleading impression that hydrogen (whose spectral lines are smeared the most) is missing in many of these stars and that therefore they are remnants of larger stars that have lost or burned their hydrogen fuel.

Significantly, the larger the white dwarf, the lower the current density and the lower the apparent temperature. This trend has been noted with some puzzlement by researchers. White dwarfs the size of the Sun and a little larger are stars under lower electrical stress than normal. This may occur, for example, in binary star systems like that of Sirius, where one star usurps most of the available electrical energy.

There are no collapsed stars of extraordinary high density. The story of stellar evolution is fiction. The numbers of small red and white stars exceed the number of bright stars. They are formed in the same Z-pinch mechanism in dusty plasma as are all other stars. Or they may be born later by parturition (nova) of an unstable larger star. The economy and success of the ELECTRIC UNIVERSE® model is readily apparent.

The ELECTRIC UNIVERSE® paradigm continues its successful run of discovery and prediction in 2008

In January I declared 2008 The Year of the ELECTRIC UNIVERSE®. And so it has proved to be. Confirming and supportive evidence arrives almost daily. Along with my associated THUNDERBOLTS.INFO website we attract tens of thousands of visitors each month. This month set a new record. The scientific literacy of visitors is exceptionally high, and a consistent pattern has emerged, verified by hundreds of comments. When newcomers compare the direct evidence for the ELECTRIC UNIVERSE® to conventional interpretations of the same data, offered here and in “Thunderbolts Picture of the Day,” the conclusion becomes clear. We do indeed live in an ELECTRIC UNIVERSE®.

The Thunderbolts Project is attracting volunteers and people wanting to undertake serious study to further their understanding of plasma and the ELECTRIC UNIVERSE®. New books, educational e-books and videos are being produced and a Japanese version of Thunderbolts of the Gods is due to go on sale in that country early in the new year.


Chandra Discovers White Dwarf Stars and Other Exotic Binaries in 47 Tucanae

A Chandra X-ray Observatory image of the globular cluster 47 Tucanae. The image is about ten light-years across, and shows many cataclysmic variables (CVs), white dwarf stars that accrete from a companion star. Astronomers have discovered twenty-two new CVs in the cluster, and used the statistics to argue that, unlike many clusters which have bright, recently formed CVs, the ones here are older or even primordial. NASA/CXC/Michigan State/A.Steiner et al. 2014

Cataclysmic variable stars (CVs) are white dwarf stars that are accreting from an orbiting, low mass binary companion star. The accretion is facilitated by the proximity of the stars typical orbital periods range from about one to ten hours. Although the family of these exotic CV binaries is heterogeneous, there are, roughly speaking, four classes characterized by the accretion physics, eruptions caused by occasional accretion events, flaring from activity on the white dwarf’s surface, and the appearance of hydrogen lines in the companion star.

CVs are found in many galactic environments, but their presence in globular clusters, whose distances and populations are well characterized, allows a more precise comparative study of their properties. CVs can affect the evolution of the cluster while themselves being influenced by the dense stellar environment in a cluster. Evolutionary models of globular cluster evolution imply that after about ten billion years, a cluster with a million stars should have about two hundred CVs – many more than have been seen so far in any cluster. Identifying them, however, is not easy because they can be faint and because they exist in such crowded environments.

CfA astronomers Maureen van den Berg and Josh Grindlay and their colleagues detected twenty-two new CVs in the nearby globular cluster 47 Tucanae (47 Tuc) using Chandra X-ray Observatory and Hubble measurements, bringing the total known to forty-three, the largest sample in any globular cluster so far. The scientists find that 47 Tuc has fewer bright CVs than had been expected. Many globular clusters show a steep increase in stellar density near their centers (the so-called “core collapse” scenario). The scientists argue that the high central densities in these core-collapsed clusters has led to frequent close encounters between stars, which in turn has resulted in the formation of younger and brighter CVs. The cluster 47 Tuc has not experienced core collapse, which could explain the relative lack of such bright CVs. These new results imply that the CV population in 47 Tuc is therefore a combination of primordial CVs and others formed dynamically early in the evolution of the cluster.

Publication: L. E. Rivera Sandoval, et al., “New Cataclysmic Variables and Other Exotic Binaries in the Globular Cluster 47 Tucanae,” MNRAS 475, 4841, 2018 doi:10.1093/mnras/sty058