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Nana bianca

Una nana bianca (o nana degenere o anche stella sui generis) è una stella di piccole dimensioni, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco. Nonostante le ridotte dimensioni, paragonabili a quelle della Terra, la massa dell'astro è simile o lievemente superiore a quella del Sole; è quindi un oggetto molto compatto, dotato di un'elevatissima densità e gravità superficiale.[1]

La prima nana bianca fu scoperta verso la fine del XVIII secolo, ma la reale natura di tali oggetti venne riconosciuta solamente nel 1910;[2] il termine stesso nana bianca fu coniato nel 1922.[3] Si conoscono oltre 11.000 oggetti appartenenti a questa peculiare classe stellare;[4] di questi, otto si trovano entro 6,5 parsec (circa 21 anni luce) di distanza dal Sole e sono annoverati tra i cento sistemi stellari più vicini alla Terra.[5]

Si ritiene che le nane bianche siano l'ultima fase dell'evoluzione delle stelle di massa piccola e medio-piccola,[N 1] le quali costituirebbero oltre il 97% delle stelle della Galassia.[6][7] Queste, dopo aver concluso la sequenza principale e le fasi di instabilità ad essa successive, attraversano delle ulteriori fasi di forte instabilità che le portano ad espellere i propri strati più esterni, mentre i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche.[8] Non essendo più soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte;[9] l'unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degeneri.

La fisica della materia degenere impone per una nana bianca una massa limite, il limite di Chandrasekhar (), che, per un oggetto che non compie una veloce rotazione su se stesso, equivale a 1,44 masse solari (M☉).[10] Nel caso di una nana bianca al carbonio-ossigeno, il tipo più comune di nana bianca nell'universo,[11][12][13] l'avvicinamento o eventualmente il superamento di tale limite, che normalmente avviene a causa del trasferimento di massa in un sistema binario, ne può provocare l'esplosione in una nova o in una supernova di tipo Ia.[7][8]

Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, un'alta temperatura di colore ed una temperatura effettiva altrettanto elevata, la quale diminuisce gradualmente in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante.[1] Il graduale raffreddamento della stella la porta ad assumere un colore via via sempre più tendente al rosso, sino allo stadio terminale di nana nera;[8] si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è ancora stata scoperta alcuna nana nera. 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.[6][7][14]

Data la loro bassa luminosità, ma alta temperatura, le nane bianche occupano la parte inferiore sinistra del diagramma Hertzsprung-Russell.[15]

  1. ^ a b Stuart L. Shapiro, Saul A. Teukolsky, Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects, New York, Wiley, 1983, ISBN 0-471-87317-9.
  2. ^ E. Schatzman, White Dwarfs, Amsterdam, North-Holland, 1958.
  3. ^ J. B. Holberg, How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 37, dicembre 2005, p. 1503.
  4. ^ Daniel J. Eisenstein et al., A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 167, n. 1, novembre 2006, pp. 40-58.
  5. ^ Todd J. Henry, The One Hundred Nearest Star Systems, su chara.gsu.edu, RECONS, 11 aprile 2007. URL consultato il 4 maggio 2007 (archiviato dall'url originale il 29 marzo 2013).
  6. ^ a b G. Fontaine, P. Brassard e P. Bergeron, The Potential of White Dwarf Cosmochronology, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 113, n. 782, aprile 2001, pp. 409-435.
  7. ^ a b c Jennifer Johnson, Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars (PDF), su astronomy.ohio-state.edu, Astronomy 162, Ohio State University. URL consultato il 3 maggio 2007.
  8. ^ a b c Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars, su spiff.rit.edu, Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. URL consultato il 3 maggio 2007.
  9. ^ D. Koester e G. Chanmugam, Physics of white dwarf stars, in Reports on Progress in Physics, vol. 53, 1990, pp. 837-915.
  10. ^ Dave Gentile (Master's thesis), White dwarf stars and the Chandrasekhar limit, DePaul University, 1995.
  11. ^ Simon Jeffery, Stars Beyond Maturity, su arm.ac.uk. URL consultato il 3 maggio 2007 (archiviato dall'url originale il 24 aprile 2007).
  12. ^ Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore vd1
  13. ^ Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore vd2
  14. ^ Errore nelle note: Errore nell'uso del marcatore <ref>: non è stato indicato alcun testo per il marcatore aou
  15. ^ Jim Kaler, The Hertzsprung-Russell (HR) diagram, su astro.uiuc.edu. URL consultato il 5 maggio 2007 (archiviato dall'url originale il 7 luglio 2007).


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