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Nane Bianche: I Resti Stellari Compatti
Cos’è una nana bianca
Una nana bianca è il nucleo residuo di una stella di massa piccola o media, simile o fino a circa 8 volte la massa del Sole, che ha terminato il suo combustibile nucleare.
Non produce più energia tramite fusione nucleare, ma continua a brillare grazie al calore residuo accumulato nel nucleo.
Sono quindi stelle morte o quasi, estremamente dense e calde, ma di dimensioni ridotte: circa le dimensioni della Terra pur contenendo una massa simile a quella del Sole.
Formazione
Il processo tipico è il seguente:
Stella di massa media entra nella fase di gigante rossa.
Gli strati esterni vengono espulsi nello spazio formando una nebulosa planetaria.
Il nucleo centrale rimane compatto: nasce così la nana bianca.
Col tempo, la nana bianca si raffredda lentamente e, miliardi di anni dopo, potrebbe diventare una nana nera (oggetto teorico, mai osservato, completamente freddo).
Dimensioni e massa
Raggio: circa 5.000–10.000 km (simile alla Terra).
Massa: 0,5–1,4 masse solari.
Il limite superiore è chiamato limite di Chandrasekhar (~1,44 masse solari). Oltre questo limite, la nana bianca collasserebbe in una stella di neutroni o un buco nero.
Densità e gravità
Le nane bianche sono estremamente dense: 1 cm³ di materia pesa circa 1 tonnellata.
La gravità superficiale è circa 100.000 volte quella terrestre.
La materia è tenuta insieme dalla pressione di degenerazione degli elettroni, un fenomeno quantistico che impedisce agli elettroni di comprimersi ulteriormente.
Temperatura e luminosità
Temperatura iniziale: 100.000 K o più appena formata.
Luminosità: inizialmente elevata, ma decresce lentamente con il tempo mentre la nana bianca si raffredda.
Colore: inizialmente bianco-azzurro (per l’elevata temperatura), tende al rosso-arancione con il raffreddamento.
Evoluzione: non ci sono più fusioni: la nana bianca si raffredda e diventa meno luminosa progressivamente, convertendo l’energia termica interna (e residui di contrazione) in radiazione.
Curve di raffreddamento: dipendono da massa, composizione del nucleo, presenza di involucri sottili di H/He, processi di cristallizzazione (vedi sotto) e sedimentazione.
Tempo di raffreddamento: per scendere a 10 000 K richiedono tipicamente 10⁷–10⁸ anni; per diventare molto fredde (≲ 4 000 K) servono 10⁹–10¹⁰ anni.
Funzione di luminosità delle nane bianche (WDLF): la distribuzione osservata delle luminosità è usata come cronometro galattico (stime dell’età della galassia stellare e degli ammassi globulari)
Composizione chimica
Principalmente carbonio e ossigeno, residuo della fusione nucleare della stella progenitrice.
Alcune nane bianche più leggere sono prevalentemente elio.
Lo strato esterno può contenere tracce di idrogeno o elio, che formano atmosfere sottili.
Evoluzione
Una nana bianca non può più generare energia: brilla solo grazie al calore residuo.
Nel corso di miliardi di anni, si raffredda lentamente.
Senza una fonte di energia, le nane bianche si raffreddano gradualmente, diventando meno luminose e più fredde.
Con il tempo, potrebbero diventare nane nere, oggetti teorici e molto freddi che non emettono più luce, ma la loro formazione richiede tempi molto più lunghi dell’età attuale dell’universo, percui non sono mai state osservate.
Le nane bianche possono essere componenti di sistemi stellari binari, con possibili interazioni che portano a fenomeni come le supernovae di tipo Ia, fondamentali per la cosmologia.
Tipi principali
Nane bianche DA → atmosfera principalmente idrogeno, la più comune.
Nane bianche DB → atmosfera principalmente elio.
Nane bianche DC/DQ/DZ → atmosfera con metalli o tracce di carbonio, alcune senza righe spettrali visibili.
Osservazione e importanza scientifica
Le nane bianche sono osservate sia nel visibile sia nell’ultravioletto e nei raggi X.
Sono importanti come “candele standard” per misurare distanze cosmiche quando esplodono come supernovae di tipo 1A.
Studiare il raffreddamento delle nane bianche permette di stimare l’età delle popolazioni stellari, come gli ammassi globulari.
Curiosità
La densità di una nana bianca è così elevata che un cucchiaino di materia peserebbe tonnellate sulla Terra.
Alcune nane bianche ruotano molto velocemente, completando un giro in pochi minuti.
Possono far parte di sistemi binari e, in caso di accumulo di massa oltre il limite di Chandrasekhar, possono esplodere come supernova di tipo Ia.
Sono molto comuni nell’universo: ogni stella simile al Sole finirà come nana bianca.
Esempi famosi
Sirio B → nana bianca del sistema di Sirio, vicinissima e visibile con telescopi amatoriali.
Procyon B → compagna della stella Procyon.
Van Maanen’s Star → una delle nane bianche più vicine alla Terra.