DEM L71 presenta un ejemplo de la estructura de doble descarga esperada desarrollar cuando una estrella explota y expulsa materia a altas velocidades en el gas interestelar circundante. La eyección de expansión conduce una onda de choque moviendose hacia afuera esa carrera por delante de la eyección en el gas interestelar (borde exterior brillante). La presión detrás de esta onda de choque impulsa una onda de choque moviendo hacia adentro que calienta la eyección, visto como la nube aqua.
La clara separación de la materia conmocionada y la eyección climatizada en la imagen de Chandra permitió a los astrónomos a determinar la masa y la composición de la eyección. La masa calculada expulsada resultó ser comparable a la masa del Sol. Esto y el espectro de rayos X, que exhibe una alta concentración de átomos de hierro en relación con el oxígeno y silicio, convincentemente demuestran que la eyección son los restos de una enana blanca . El tamaño y la temperatura de los restos indican que ocurrió hace varios miles de años.
ENANAS BLANCAS: se encuentran entre las estrellas más tenue en el universo. Aun así, ha demandado la atención de los astrónomos desde la primera enana blanca fue observada por telescopios ópticos de mediados del siglo XIX. Una de las razones de ese interés es que las enanas blancas representan un intrigante estado de la materia; otra razón es que la mayoría de estrellas, incluyendo nuestro Sol, se convertirá en una enana blanca cuando llegan a su final, quemado estado contraído.
Se tardará unos 100 millones de años después de la fase gigante roja y todos los recursos de energía disponible de la estrella se hayan agotados. El gigante rojo agotado se "puff" apagado su capa exterior dejando un núcleo caliente. Este núcleo caliente se llama una estrella del tipo Wolf-Rayet después de los astrónomos que identificaron por primera vez estos objetos. Esta estrella tiene una temperatura superficial de unos 50.000 grados Celsius y furiosamente está hirviendo apagando sus capas exteriores en un "rápido" viento que viaja a unos 6 millones de kilómetros por hora.
La radiación de la estrella caliente calienta la atmósfera de gigante roja moviendose lentamente y crea una concha de filamentos complejos y gráciles denominado nebulosa planetaria (llamada así porque parece que el disco de un planeta cuando se ve con un pequeño telescopio). Imágenes de rayos x revelan nubes de gas de millones de grados que se han comprimido y calentado por el rápido viento estelar. Finalmente, la estrella central se colapsará para formar una estrella enana blanca.
En el estado de enana blanca, todo el material contenido en la estrella, menos el monto desviado en la fase de gigante roja, se embalan enun naillo de un millón del tamaño de la estrella original. Un objeto del tamaño de una aceituna de este material tendría la misma masa que un automóvil! Durante 1 billón de años después de una estrella se colapsa para formar una enana blanca, es "blanco" caliente con temperaturas de la superficie de aproximadamente 20 mil grados centígrados.
La paradoja no se resolvió hasta que la teoría cuántica de la materia fue desarrollada en la década de 1920. Esta teoría demostró que la materia en los llamados Estados "degenerados" de muy alta densidad podría producir un nuevo tipo de presión nunca observado en un laboratorio terrestre. Esto es porque la teoría cuántica prohíbe que ocupando el mismo estado de energía más de un electrón.
Límite de Chandrasekhar
Mientras todavía veinteañero Subrahmanyan Chandrasekhar, homónimo del Observatorio Chandra de rayos X, utiliza la teoría de la relatividad y la mecánica cuántica para mostrar esa presión de electrones degenerados pueden hacer sólo tanto. Si la masa de la enana blanca se convierte en mayor de alrededor de 1,4 veces la masa del Sol, el llamado límite de Chandrasekhar — colapsará. En un sistema estelar binario, esto podría ocurrir si una estrella compañera cercana vuelca suficiente material en una enana blanca para empujar sobre el límite de Chandrasekhar. El colapso resultante y la explosión de la enana blanca se cree que es responsable de la llamada.
Observaciones de las enanas blancas son difíciles debido a que se enfrían rápidamente y convertirse en dim. Cuando son muy jóvenes y sus superficies calientes pueden producir rayos X. En estas raras ocasiones los telescopios de Rayos X proporcionan información valiosa sobre la naturaleza de una enana blanca recién formada.
Afortunadamente, existen otras condiciones que permiten a los astrónomos observar radiografías de una enana blanca. Estas oportunidades se producen cuando una enana blanca está capturando materia de una estrella compañera cercana. Cuando lo capturado cae sobre la superficie de la enana blanca, acelera y gana energía. Esta energía entra a calefaccionar el gas sobre o justo por encima de la superficie de la enana blanca a temperaturas de varios millones de grados. El gas caliente brilla intensamente en rayos X.
Un cuidadoso análisis de este proceso puede revelar la masa de la enana blanca, su velocidad de rotación y la tasa del asunto que está cayendo en ella. En algunos casos, la materia que se acumula sobre la superficie puede ser tan caliente y denso que se producen las reacciones nucleares. Cuando esto sucede, la enana blanca de repente se vuelve 10.000 veces más brillante que las capas exteriores explosivas están volando en lo que se llama un arrebato de nova. Después de un mes, más o menos, la emoción ha terminado y comienza el ciclo nuevamente.
Pensar en una enana blanca como un "quemado" o "muerta" estrella puede ser engañosa. Es más como una transformación o metamorfosis de una etapa a la siguiente. Como probar las observaciones de rayos X, bajo las condiciones adecuadas una estrella puede ser un hecho bastante animado.
Los astrónomos han identificado dos tipos principales de supernovas: tipo II, en el que explota una estrella masiva; y tipo de Ia, en la que una estrella enana blanca explota porque ha tirado demasiado material desde una estrella compañera cercana sobre sí misma. Si la masa de la enana blanca se convierte en mayor de alrededor de 1,4 veces la masa del Sol, se vuelve inestable y estás se funden entre sí en una explosión termonuclear. Este fue el caso de DEM L71.
Uno de los principales objetivos del estudio de los restos de la supernova es determinar el tipo de explosión de supernova. La identificación del DEM L71 como el remanente de una explosión de enana blanca, o supernova de tipo Ia, representa un importante paso adelante en la comprensión más sobre las maneras en que explotan las estrellas.
| Credit | X-ray: NASA/CXC/Rutgers/J.Hughes et al; Optical: Rutgers Fabry-Perot |
