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Nana bianca

tipo di stella
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Una nana bianca (o nana degenere) è una stella di piccole dimensioni, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco. Nonostante le piccole dimensioni, paragonabili a quelle della Terra, la massa del corpo è simile o lievemente superiore a quella del Sole; è quindi un oggetto molto compatto, dotato di un'elevatissima densità.[1] Le nane bianche costituiscono all'incirca il 6% di tutte le stelle conosciute nelle vicinanze del Sole.[2]

L'immagine, ripresa dal Telescopio spaziale Hubble, mostra il sistema di Sirio; in basso a sinistra è visibile la nana bianca Sirio B, al centro Sirio A.

Scoperte negli ultimi decenni del XVIII secolo, la loro inusuale debolezza luminosa venne riconosciuta per la prima volta nel 1910 da Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering e Williamina Fleming;[3] il termine nana bianca fu poi coniato da Willem Luyten nel 1922.[4] Al 2006, si conoscono oltre 11000 oggetti appartenenti a questa peculiare classe stellare.[5]

Si ritiene che le nane bianche costituiscano l'ultima fase dell'evoluzione delle stelle di piccola massa, insieme al quale apparterrebbe oltre il 97% delle stelle della Galassia.[6][7] Tali stelle, dopo aver concluso la sequenza principale e le fasi di instabilità ad essa successive, espellono i propri strati più esterni sotto forma di vento stellare o nebulosa planetaria, lasciando solamente un nucleo inerte, che va a costituire la nana bianca.[8]

Le nane bianche, non essendo soggette alla fusione nucleare, non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte: l'unica forza che si oppone a tale processo è la pressione degli elettroni degeneri. La fisica della materia degenere impone, per una nana bianca che non compie una veloce rotazione, una massa limite. Tale limite prende il nome di limite di Chandrasekhar (1,44 M☉), superato il quale la pressione degli elettroni degeneri viene sopraffatta dalla forza di gravità che essi stessi generano. Una nana bianca al carbonio-ossigeno che si avvicina a questo limite, normalmente a causa del trasferimento di massa in un sistema binario, può arrivare ad esplodere in una nova o in una supernova di tipo Ia tramite un processo noto come detonazione del carbonio.[7][8]

Tali oggetti possiedono, al momento della loro formazione, un'alta temperatura di colore ed un'altrettanto elevata temperatura effettiva, la quale diminuisce gradualmente, in ottemperanza al secondo principio della termodinamica, a causa dell'irraggiamento dell'energia termica sotto forma di onde elettromagnetiche.[1] Il graduale raffreddamento della stella porta la stessa ad assumere via via un colore sempre più tendente al rosso, fino a diventare un'invisibile nana nera.[8] Si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo (circa 13,7 miliardi di anni).[6][7][9]

Storia delle osservazioni

La scoperta

 
Il sistema di Keid visto dalla simulazione astronomica Celestia.

La prima nana bianca fu scoperta nel sistema stellare di Keid (noto anche come ο2 Eridani o 40 Eridani), situato nella costellazione di Eridano, dall'astronomo anglo-tedesco William Herschel.[10] Il sistema, che consta di tre componenti, è costituito da una nana arancione di sequenza principale relativamente luminosa (Keid A), attorno alla quale orbita un sistema binario costituito dalle componenti B (una nana bianca) e C (una nana rossa). La coppia Keid B/C fu osservata per la prima volta da Herschel il 31 gennaio 1783; in seguito fu osservata anche da Friedrich Georg Wilhelm von Struve nel 1827 e da suo figlio Otto nel 1851.[11][12]
Nel 1910 Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering e Williamina Fleming scoprirono che, sebbene fosse una stella molto debole, Keid B presentava uno spettro dalle caratteristiche simili a quelle della classe spettrale A, dal tipico colore bianco;[4] il tipo spettrale della nana bianca fu poi ufficialmente descritto nel 1914 da Walter Adams.[13]

 
L'oscillazione del moto proprio di Sirio (considerato qui nel periodo 1793-1889) è dovuto alla presenza della nana bianca Sirio B.

Nel corso del XIX secolo i progressi conseguiti nell'ambito delle tecniche astrometriche permisero di ottenere delle misurazioni abbastanza precise della posizione degli astri, tale da riuscire a determinare delle minime variazioni (dell'ordine di alcuni secondi d'arco) di essa in alcune stelle. L'astronomo tedesco Friedrich Bessel si servì di tali misure per scoprire che Sirio (α Canis Majoris, la stella più brillante del cielo) e Procione (α Canis Minoris) subissero delle oscillazioni nel loro moto spaziale simili a quelle riscontrate nelle stelle doppie, che egli imputò a delle compagne invisibili.[14] Bessel stimò il periodo orbitale della compagna di Sirio in circa 50 anni,[14] mentre Christian H. F. Peters ne calcolò l'orbita nel 1851.[15] Tuttavia fu necessario attendere sino al 31 gennaio 1862 prima che Alvan Graham Clark riuscisse ad osservare una piccola stella, in precedenza mai vista nei pressi di Sirio, identificata in seguito come la compagna predetta da Bessel.[15] Applicando la terza legge di Keplero, gli astronomi calcolarono che la massa di Sirio B dovesse essere compresa tra 0,75 e 0,95 volte quella del Sole; tuttavia, Sirio B è molto meno luminosa della nostra stella. Poichè la luminosità L di una stella dipende dal quadrato del suo raggio R (oltre che dalla quarta potenza della temperatura T secondo la relazione  ), questi dati dovevano necessariamente implicare che le dimensioni della stella fossero molto ridotte.

Walter S. Adams annunciò nel 1915 che lo spettro della piccola stella, ribattezzata Sirio B (o, affettuosamente, Il Cucciolo), presentava caratteristiche assimilabili a quelle di Sirio A, che suggerivano che la temperatura superficiale dell'oggetto dovesse essere prossima ai 9000 K.[16] Combinando poi il valore della temperatura con la luminosità, Adams riuscì a risalire al valore del raggio di Sirio B, che risultò essere di 18 000 km. Misurazioni più accurate, svolte nel 2005 attraverso il Telescopio spaziale Hubble, hanno mostrato che la stella possiede, in realtà, un diametro equivalente a quello terrestre (circa 12 000 km) ed una massa pari a circa il 98% di quella solare.[17][18][19][20][21]

Nel 1917 Adriaan Van Maanen scoprì la stella di Van Maanen, una nana bianca isolata situata nella costellazione dei Pesci.[22] Queste tre nane bianche, le prime ad esser state scoperte, vengono dette nane bianche classiche.[3] In seguito furono scoperte molte altre stelle dalle proprietà simili, caratterizzate da alti valori di moto proprio; tali valori indussero a ritenere che si trattasse di stelle poco luminose poste nelle vicinanze del sistema solare, e quindi di vere e proprie nane bianche. Nonostante tali sospetti, la prima nana bianca non appartenente al gruppo delle classiche fu riconosciuta definitivamente come tale solo negli anni trenta del XX secolo. Si ritiene che sia stato Willem Luyten a coniare il termine nana bianca quando esaminò questa classe di stelle nel 1922;[4][23][24][25][26] il termine fu in seguito reso più popolare dall'astrofisico inglese Arthur Eddington.[4][27]

Prime indagini

 
Un'immagine di Sirio ripresa dal telescopio Lick; Sirio B si presenta come un globo luminoso che si diparte da uno dei raggi alla sinistra di Sirio A.

Il risultato delle rilevazioni di Adams e Luyten implicò l'introduzione di una nuova classe di stelle. Nel 1926 Arthur Eddington menzionò la scoperta di Sirio B e le analisi su di essa nel suo libro The Internal Constitution of Stars (La struttura interna delle stelle) con queste parole:

«Abbiamo identificato nel Cane Maggiore una stella di massa simile a quella del Sole ma di certo molto più piccola di Urano e Nettuno.»

(A. S. Eddington The Internal Constitution of Stars, p. 140)

Dato che i corpi più caldi irradiano una quantità di energia superiore a quella dei corpi più freddi, la luminosità superficiale di una stella è determinabile dalla sua temperatura effettiva, e quindi dal suo spettro; nota la distanza, può essere determinata anche la luminosità effettiva della stella. Il rapporto tra la temperatura effettiva e la luminosità permette di calcolare il raggio della stella. Ragionando in questi termini, gli astronomi del tempo sono giunti a ritenere che Sirio B e Keid B dovessero essere estremamente dense. Quando Ernst Öpik stimò la densità di un gran numero di binarie visuali nel 1916, egli scoprì che Keid B aveva una densità di oltre 25 000 volte quella del Sole, un dato che egli ritenne «impossibile».[28] Così scrisse Eddington nel 1927:

«Apprendiamo nozioni sulle stelle ricevendo ed interpretando i dati che la loro luce porta con sé. Il messaggio della Compagna di Sirio, quando è stato registrato, diceva: "Sono costituita da materia 3 000 volte più densa di qualunque altra tu abbia mai visto; una tonnellata della mia materia sarebbe una piccola pepita che tu potresti mettere in una scatola di fiammiferi." Che risposta si può dare ad un simile messaggio? La risposta che la gran parte di noi diede nel 1914 fu: "Sta' zitta! Non dire assurdità!"»

( A. S. Eddington, Stars and Atoms, Oxford, Clarendon Press, 1927, p. 50.)

Eddington riportò anche un'altra scoperta di Adams sulla compagna di Sirio, effettuata nel 1925:[29] l'astronomo aveva misurato la lunghezza d'onda di alcune righe di emissione della stella (non ancora battezzata nana bianca) e aveva trovato che erano significativamente maggiori del previsto.[30] Lo spostamento verso il rosso delle linee di assorbimento dello spettro di un corpo celeste per effetto della propria forza di gravità (redshift gravitazionale) è una delle conseguenze previste dalla teoria della relatività generale,[31] formulata pochi anni prima da Albert Einstein.[31] In particolare, l'entità del redshift gravitazionale dipenderebbe dal rapporto tra la sua massa M ed il suo raggio R, in definitiva dalla densità dell'oggetto. Applicando, quindi, il procedimento inverso, Adams potè calcolare dal redshift osservato il rapporto M/R per Sirio B. Dal momento che la massa era già nota attraverso lo studio dei parametri orbitali del sistema binario, tale calcolo permetteva di risalire direttamente al valore del raggio della stella. La stima era ancora incerta ma concordava con il valore ottenuto anni prima e con la natura compatta di Sirio B.[31]

La scoperta della natura degenere delle nane bianche

Si notò, sin dalla loro scoperta, che le nane bianche sono degli oggetti estremamente densi. In The Internal Constitution of Stars Eddington scrive:

«Il professor Adams ha preso due piccioni con una fava: da una parte ha condotto un nuovo esperimento sulla teoria di Einstein, dall'altra ha confermato il nostro sospetto che non solo possa esistere materia duemila volte più densa del platino, ma che questa materia è effettivamente presente nell'Universo»

(A. S. Eddington The Internal Constitution of Stars, p. 167)

Tuttavia, nonostante l'esistenza di stelle "nane" risultasse ormai consolidata, la loro natura era ancora un mistero. In particolare, gli astronomi non riuscivano a capacitarsi di come una massa grande come quella del Sole potesse coesistere in un volume tanto piccolo.

Nell'ultima parte del suo libro dedicato alle nane bianche, Eddington conclude così:

«Sembra che l'equazione di stato dei gas perfetti perda di valore a queste elevate densità e che le stelle come quella studiata da Adams non siano costituite da gas allo stato ordinario.»

(A. S. Eddington The Internal Constitution of Stars, p. 170)

 
Enrico Fermi, autore con Dirac della famosa teoria che ha permesso agli astronomi di studiare con più facilità le nane bianche.

Secondo Eddington, una spiegazione possibile per raggiungere densità così elevate era che la materia che costituiva le nane bianche non era formata da atomi legati chimicamente l'uno con l'altro, ma da un plasma formato da nuclei atomici completamente ionizzati e da elettroni liberi. In questo modo era possibile comprimere i nuclei in spazi più ristretti di quanto potesse avvenire nel caso degli atomi, dove la maggior parte dello spazio, vuoto, è occupata dagli elettroni posizionati nei loro orbitali.[31] Tuttavia Eddington fu meravigliato nel constatare cosa sarebbe potuto succedere quando il plasma si fosse raffreddato e la sua energia, posseduta dagli atomi ionizzati, non fosse più presente.[32]

Tale paradosso è stato risolto da Ralph H. Fowler nel 1926 applicando i principi della meccanica quantistica. Poiché gli elettroni obbediscono al principio di esclusione di Pauli, due elettroni non possono occupare il medesimo stato quantico; di conseguenza, essi devono obbedire alla statistica di Fermi-Dirac, introdotta nell'agosto del 1926 da Enrico Fermi e Paul Dirac, che permetteva di descrivere lo stato di un gas di particelle in condizioni di densità estreme, in modo da soddisfare il principio di Pauli.[33] A causa di quest'ultimo, gli elettroni non possono occupare tutti il livello di energia più basso, neanche a temperature vicine allo zero assoluto, ma alcuni dovranno necessariamente occupare livelli con energia sempre più elevata; la fascia di livelli energetici occupata in questo modo prende il nome di mare di Fermi. Lo stato di questi elettroni viene chiamato degenere ed è in grado di fornire energia alla nana bianca anche se questa si raffreddasse a temperature vicino allo zero assoluto.

Un altro modo per arrivare a questo risultato è tramite l'utilizzo del principio di indeterminazione: l'alta densità degli elettroni in una nana bianca implica che la loro posizione sia abbastanza localizzata, creando una corrispondente incertezza nella quantità di moto. Quindi alcuni elettroni dovranno avere quantità di moto molto elevate e, conseguentemente, un alta energia cinetica.[32][34]

Utilizzando tale teoria, Alfred Fowler riuscì nello stesso anno a spiegare la struttura stabile delle nane bianche identificando nella pressione degli elettroni degeneri il meccanismo che permetteva alla stella di reggersi sotto il proprio peso e di non collassare completamente su se stessa.

L'esistenza di una massa limite che nessuna nana bianca può oltrepassare è una delle conseguenze di una struttura la cui pressione è sostenuta dalla materia degenere, nel caso specifico elettroni. Le prime stime di questo limite furono pubblicate nel 1929 da Wilhelm Anderson[35] e nel 1930 da Edmund Clifton Stoner.[36]

Studi più completi della struttura interna delle nane bianche, che tenevano conto anche degli effetti relativistici dell'equazione di stato della materia degenere, vennero compiuti in quegli anni dall'astronomo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar. Nel suo articolo del 1931, The maximum mass of ideal white dwarfs (in italiano "La massa limite delle nane bianche ideali"),[37][38] egli affermò che la massa limite di una nana bianca dipende dalla sua composizione chimica; per una nana bianca non ruotante, questo limite è pari approssimativamente a   masse solari, dove   rappresenta il peso molecolare medio per elettrone della stella.[39]

 
Rappresentazione artistica della nana bianca Sirio B (il punto azzurro a destra) in orbita attorno a Sirio.

Nel caso specifico di una nana bianca al carbonio-ossigeno, costituita prevalentemente dagli isotopi carbonio-12 (12C) e ossigeno-16 (16O), che hanno un numero atomico pari alla metà del loro peso atomico,   è uguale a 2;[34] conseguentemente la massa limite risultante è pari a circa 1,4 masse solari, che rappresenta il valore comunemente adottato per questo tipo di stelle. Da notare come all'inizio del XX secolo si pensava che le stelle fossero composte principalmente da elementi pesanti;[36] p. 955 così Chandrasekhar nel suo articolo del 1931 suppose che il peso molecolare medio per elettrone di una nana bianca fosse uguale a 2,5, trovando un valore più basso, 0,91 masse solari, per la massa limite delle nane bianche. Insieme a William Alfred Fowler, Chandrasekhar ricevette il Premio Nobel per la Fisica nel 1983 per questo ed altri studi sulla struttura e l'evoluzione delle stelle.[40] In suo onore, la massa limite delle nane bianche è oggi conosciuta come limite di Chandrasekhar.

Al di là dell'importanza di aver trovato un valore ben preciso, la scoperta di un limite superiore per la massa di una nana bianca è stata di importanza fondamentale nella comprensione degli stadi terminali di stelle di massa diversa. Lo stesso Chandrasekhar commentava nel 1934, in un discorso a Washington, DC:[41]

«La storia di una stella di massa piccola deve essere essenzialmente differente da quella di una stella di grande massa. Per una stella di piccola massa lo stadio naturale di nana bianca rappresenta il primo passo verso la totale estinzione dell'astro. Una stella di grande massa non può attraversare questo stadio e siamo liberi di speculare su eventuali altre possibilità.»

Le parole dell'astronomo si rivelarono profetiche. La scoperta di una nuova particella subatomica, il neutrone, e lo studio dei decadimenti nucleari portarono nel giro di pochi mesi a teorizzare l'esistenza delle stelle formate da neutroni che potevano contenere in spazi ancora più ristretti masse anche maggiori di quelle possedute dalle nane bianche. L'ipotesi venne confermata 30 anni dopo con la scoperta delle pulsar.

Negli ultimi anni gli astronomi sono riusciti a confermare queste teorie studiando le pulsazioni di alcune nane bianche tramite l'astrosismologia, una disciplina che consente di determinare la struttura interna delle stelle così come la sismologia consente ai geologi di studiare l'interno della Terra grazie ai terremoti.[42]

Nel 1939 furono scoperte 18 nuove nane bianche,[3] mentre Luyten ed altri astronomi si dedicarono alla ricerca di tali stelle nel corso degli anni quaranta. Al 1950 si conoscevano oltre cento nane bianche,[43] mentre al 1999 il numero era salito ad oltre 2000.[44] Da allora, grazie alle immagini della Sloan Digital Sky Survey, sono state scoperte altre 9000 nane bianche, quasi tutte di recente formazione.[5]

Caratteristiche fisiche

Densità

Molte nane bianche hanno la dimensione di un grosso pianeta, e sono tipicamente 100 volte più piccole del Sole. Hanno però la stessa massa, e sono quindi molto compatte. Un raggio 100 volte inferiore implica che la stessa quantità di materia è impacchettata in un volume che è 100³=1.000.000 di volte più piccolo del Sole, e quindi la densità della materia è estremamente alta. Più alta, infatti, di qualunque materiale che sia possibile trovare nel Sistema Solare (compreso il centro del Sole), e per adesso impossibile da riprodurre in laboratorio: per replicare le condizioni di densità di una nana bianca, occorrerebbe comprimere una tonnellata di ferro in un centimetro cubo. Nel 1930 si trovò una spiegazione per queste condizioni, un effetto quantomeccanico: il peso della nana bianca è sopportato dalla pressione degli elettroni degeneri (vedi materia degenere), un effetto che dipende esclusivamente dalla densità e non dalla temperatura.

La pressione degli elettroni degeneri ha un limite superiore, oltre il quale essi cedono. Si calcola che il limite sia pari a circa 1,4 volte la massa del Sole (è il cosiddetto limite di Chandrasekhar, dal nome del matematico indiano che per primo lo calcolò). Oltrepassato questo limite, il peso della stella non può più essere sostenuto e la nana bianca implode (vedi il paragrafo sull'evoluzione).

Inoltre (vedi sotto), alcune nane bianche composte di elio sembra siano state formate della perdita di massa in alcuni sistemi binari[45][46].

Nane bianche che diventano supernove di tipo Ia

 
Immagini ai raggi X di diverse lunghezze di SN 1572 (la Nova di Tycho), ciò che resta di una supernova di tipo Ia osservata nel 1572 dall'omonimo astronomo.

La massa di una nana bianca isolata può superare il limite di Chandrasekhar di 1,44 masse solari (limite che pul aumentare se l'astro ruota velocemente e non uniformemente[47]).

Le nane bianche nei sistema binario possono aggregare materiale da una stella compagna, aumentando sia la propria massa che la propria densità. Se la massa si avvicina o supera il limite di Chandrasekhar, questa può teoricamente far partire la fusione nucleare nella nana bianca o farla collassare in una stella di neutroni[48].

Gli scienziati accettano una teoria, il modello della singola degenerazione delle supernove di tipo Ia. In questo modello, una nana bianca formata da ossigeno e carbonio prende materia da una stella compagna[48], incrementa la propria massa e comprime il suo centro. Si ritiene che il riscaldamento, dovuto alla graduale compressione del nucleo residuo (che è causata dall'accumulo della materia attratta dalla gigante rossa vicina), inneschi la fusione del carbonio man mano che la massa della stella degenere raggiunge la massa limite di Chandrasekhar[48].

Temperatura

Le nane bianche possono essere estremamente calde: temperature di 100.000 gradi non sono impossibili. Questo calore è quanto rimane di quello generato dal collasso della stella (vedi il paragrafo sull'evoluzione delle nane bianche più sotto), ed è irradiato nello spazio senza alcuna fonte che lo rinnovi (a meno che la nana bianca non faccia parte di un sistema binario stretto, dove può ricevere materia da altre stelle). La piccola superficie delle nane bianche fa sì che il calore sia emesso ad un ritmo molto lento, e che perciò la stella si raffreddi molto lentamente.

Gravità

Nonostante la massa di una nana bianca non sia molto diversa da quella del Sole, e spesso più piccola, la sua compattezza fa sì che il campo gravitazionale alla sua superficie sia un migliaio di volte più intenso di quello della nostra stella. La semplice caduta di materia sulla sua superficie può sviluppare un'energia molto intensa. Si calcola che la accelerazione di gravità alla superficie d'una nana bianca sia di circa 7.000 Km • sec−² (sulla terra è di 9,81 m • sec−² e sul Sole di circa 29 m • sec−²).

Evoluzione

Le nane bianche sono lo stadio finale dell'evoluzione della maggior parte delle stelle, tutte quelle troppo piccole per esplodere come supernova. Si calcola che tutte le stelle più piccole di 8 masse solari, cioè più del 99%, finiscano la loro vita come nane bianche.

 
La Nebulosa Elica è una nebulosa planetaria vicina alla Terra. Gli strati gassosi esterni sono stati espulsi e il nucleo è destinato a diventare una nana bianca.

La nana bianca si forma quando una stella come il nostro Sole finisce il proprio combustibile nucleare. Nei suoi ultimi stadi di vita, la stella si espande in una gigante rossa e soffia letteralmente via gli strati più esterni (creando una nebulosa planetaria), fino a che rimane solo il nucleo caldo. Quando la fusione nucleare cessa, il nucleo si restringe e si stabilizza in una nana bianca, con una temperatura iniziale superiore ai 100.000 gradi.

Le nebulose planetarie così prodotte sono oggetti effimeri, che scompaiono dopo poche migliaia d'anni (un istante nella vita di una stella). Per questo motivo, ogni volta che viene trovata una nebulosa planetaria, gli astronomi possono andare a colpo sicuro nel suo centro, per trovarvi una giovane nana bianca appena formata. L'altissima temperatura fa loro emettere raggi ultravioletti e raggi X "molli", e in effetti le giovani nane bianche più vicine sono state rilevate anche in queste bande spettrali.

La nana bianca, non avendo altre fonti di calore, si raffredda lentamente, e diminuisce di luminosità. Dopo moltissimo tempo, una nana bianca si sarà raffreddata a sufficienza per diventare una nana nera, con la stessa temperatura (freddissima) dell'ambiente circostante. Si calcola che il tempo necessario per questa trasformazione sia più lungo dell'età attuale dell'universo, e quindi nessuna nana nera esiste ancora.


[[Immagine:Hubble m4wd.jpg|thumb|right|400px|L'Hubble Space Telescope, il 28 agosto 1995, ha puntato la piccola porzione indicata col quadrato dell'ammasso globulare M4, trovandovi 75 nane bianche[51], alcune delle quali indicate col cerchio]

Nondimeno, è possibile calcolare che la pressione degli elettroni degeneri è ancora sufficiente a sorreggere l'enorme peso della stella, anche in mancanza di ogni contributo dell'energia termica. La nana nera è quindi lo stadio finale, potenzialmente immortale.

Da quanto detto prima, segue che le nane bianche sono molto numerose: quasi ogni stella vissuta fino ad ora è diventata, o diventerà, una nana bianca, e il loro numero continua ad aumentare. La loro bassa luminosità le rende però invisibili già a distanze piuttosto piccole.

Una nana bianca può avere invece un destino molto più interessante se si trova a far parte di un sistema binario. Se questo è sufficientemente stretto, è possibile che si instauri un trasferimento di massa dalla stella normale alla nana bianca. La materia in arrivo viene riscaldata a milioni di gradi dall'intenso campo gravitazionale della nana bianca, ed è spesso soggetta ad esplosioni e fusione nucleare periodica, dando vita a fenomeni come le variabili cataclismiche, le stelle novae e le novae ricorrenti.

Se l'afflusso di materia è molto abbondante e non viene periodicamente espulso con esplosioni di nova, e se inoltre la nana bianca era già vicina al limite massimo di 1,4 masse solari, la materia in più può farle superare questo limite. Quando questo avviene, la pressione degli elettroni degeneri che sosteneva il peso della stella cede di schianto, e tutta la stella è scossa da un'esplosione dirompente. Si tratta di una supernova di tipo Ia, che è così luminosa da poter essere osservabile, con grandi telescopi, letteralmente da una parte all'altra dell'Universo. Esplosioni di questo tipo sono visibili da Terra ad occhio nudo ogni qualche centinaio d'anni, e in tal caso sono spesso visibili anche in pieno giorno.

Se il nucleo della stella originaria era già più grande di 1,44 masse solari, la nana bianca non può formarsi. Esiste un altro tipo di stadio finale, la stella di neutroni, che raggiunge densità ancora più grandi di quelle della nana bianca, ma non è chiaro se esse possano formarsi direttamente dal collasso "tranquillo" di una stella alla fine della sua vita (sono invece normalmente prodotte nelle esplosioni di supernova di tipo II, derivate dal collasso di stelle con massa superiore a 8 masse solari).

Nel diagramma H-R, le nane bianche si collocano in una regione ben precisa, caratterizzata da temperatura medio-alta e bassa luminosità. Esse scivolano lentamente verso regioni con temperature più basse e luminosità ancora più basse.

Note

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Bibliografia

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Titoli specifici

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