Nane bianche

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Testo

LE NANE BIANCHE

Le stelle con massa inferiore a 4 masse solari, al termine della loro evoluzione sono composte da due parti ben distinte:
• un involucro esterno, in espansione alla velocità di alcune decine di chilometri al secondo e di dimensioni pari al nostro Sistema Solare, denominato nebulosa planetaria.
• un nucleo degenere di elio, se la stella è di piccola massa, o un nucleo degenere di carbonio se la stella è di media massa. Entrambi questi oggetti sono costituiti da materia superdensa e isotermica, che si trova a una temperatura di centinaia di milioni di kelvin: la nana bianca.
È questo il destino ultimo del Sole.
Non tutte le nane bianche osservate possiedono però la propria nebulosa planetaria, poiché essa con il passare del tempo si è dispersa nel mezzo interstellare.
Il fenomeno di perdita di massa porta le nane bianche ad avere una massa compresa tra 0,1 e 1,4 masse solari, tutta concentrata in una sfera dalle dimensioni simili a quelle della Terra (~10 000 km).
Non esistono nane bianche con massa superiore a 1,4 masse solari, poiché questo è il valore limite (limite di Chandrasekhar) sopra il quale il nucleo degenere è incapace di sostenere il suo stesso peso e collassa in oggetti estremamente più densi: le stelle di neutroni o i buchi neri.
La densità al centro della nana bianca può raggiungere un centinaio di tonnellate per centimetro cubico, mentre sulla Terra al massimo si raggiungono 20 grammi per centimetro cubico.

La nana bianca Sirio B
Friedrich Bessel, nel 1844, osservando la stella Sirio ( Canis Maioris), si accorse che il suo moto nello spazio non era rettilineo ma presentava un’oscillazione regolare.
L’astronomo attribuì questo moto all’influenza gravitazionale di una stella compagna, ma non riuscì mai a vederla. Nel 1862 Alvan Clark, un costruttore di telescopi americano, provando il suo nuovo strumento, un rifrattore con un obiettivo da 47 centimetri di diametro (all’epoca il più grande del mondo), trovò la stella compagna di Sirio, Sirio B.
Nel 1915 Walter Adams, dell’Osservatorio di Monte Wilson in California, stimò la temperatura superficiale di Sirio B in 9000 K. Data l’elevata temperatura e la bassissima luminosità si doveva trattare di un oggetto molto piccolo: una massa 0,9 volte quella del Sole concentrata in una sfera di 9000 km di diametro. Questo fu il motivo per cui si coniò il termine nana bianca.
La densità media di Sirio B è 200 000 volte quella dell’acqua, tanto che una scatola di fiammiferi riempita col suo materiale peserebbe quanto 2 grossi elefanti (8 tonnellate).
Si pensa che Sirio B sia il risultato del processo evolutivo di una stella di circa 4 masse solari.

Evoluzione di una nana bianca
La pressione di degenerazione in una nana bianca dipende solo dalla massa della stella e non dalla sua temperatura, e questo porta la stella a essere molto stabile. Il calore associato alle particelle nucleari che compongono la stella le permetterà di irradiare energia per molti miliardi di anni, finché si raffredderà completamente sino a una temperatura vicina allo zero assoluto, divenendo una nana nera.
Discorso diverso si applica al caso in cui una nana bianca sia membro di un sistema binario, in cui la compagna è una stella di sequenza principale o una gigante.
Se la distanza tra le due stelle è piccola, il campo gravitazionale della nana bianca inizia a strappare idrogeno dall’involucro della compagna. Il gas inizia a ruotare attorno alla nana bianca e forma un disco di accrescimento simile a quello dei dischi protostellari.
La materia ruota a spirale, e a causa dell’accelerazione gravitazionale si riscalda man mano e produce un’intensa radiazione nelle lunghezze d’onda del visibile, dell’ultravioletto e dell’X. Quando la materia cade sulla nana bianca possiede una temperatura di 10 milioni di gradi e fonde in elio, provocando ulteriori emissioni di energia e aumenti di luminosità. In questo caso si ha fenomeno della nova che diventa ricorrente se esso si ripete nel tempo (anche diverse volte nel corso di alcuni decenni).

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