Nana bianca: cos'è, caratteristiche e formazione di una stella compatta
Scopri la nana bianca: formazione, caratteristiche, massa vs volume, evoluzione stellare e perché oltre il 97% delle stelle della Via Lattea finiranno così.
Una nana bianca è una stella compatta molto densa, il residuo compatto del nucleo di una stella che ha esaurito il combustibile nucleare. La loro materia è schiacciata insieme: la gravitazione ha avvicinato gli atomi fino al punto da strappare via gli elettroni, e ciò porta a uno stato della materia dominato dalla pressione di degenerazione degli elettroni. La massa di una nana bianca è tipicamente paragonabile a quella del Sole, mentre il suo volume è simile a quello della Terra, il che corrisponde a densità enormi.
Galleria di immagini
10 Immagini
Caratteristiche principali
- Dimensione e massa: masse tipiche 0,2–1,4 masse solari; il limite superiore noto come limite di Chandrasekhar è ~1,4 M☉. Raggi radii dell'ordine di 0,008–0,02 R☉ (simili al raggio terrestre).
- Densità: la densità media può variare tra 10^4–10^9 kg/m³ (10^6–10^9 g/cm³ nei nuclei più densi), molto maggiore di quella della materia ordinaria.
- Sorgente di sostegno: non è la fusione, ma la pressione di degenerazione degli elettroni che impedisce il collasso gravitazionale anche se la stella è fredda.
- Composizione: il nucleo è in genere di carbonio e ossigeno per progenitrici di massa bassa-intermedia; nane più massicce possono avere un nucleo di carbonio/ossigeno trasformato in ossigeno/neon o, per progenitrici molto leggere, un involucro ricco di elio. La composizione riflette i processi di nucleosintesi precedenti.
- Temperatura ed evoluzione termica: nascono molto calde (T superficiale iniziale >100.000 K), poi si raffreddano lentamente emettendo la loro energia termica residua; il raffreddamento può durare miliardi di anni e porta infine a nane bianche estremamente fredde e poco luminose.
- Gravità superficiale e effetti relativistici: la gravità superficiale è enorme (10^4–10^6 g), con velocità di fuga di migliaia di km/s; si osservano spostamenti verso il rosso gravitazionali e linee spettrali larghe per pressione.
- Fenomeni interni: in nane bianche vecchie il nucleo può cristallizzare, liberando calore latente che influisce sul raffreddamento e sulla curva di luminosità.
Formazione
Le nane bianche sono lo stato evolutivo finale di tutte le stelle la cui massa non è abbastanza alta da diventare una stella di neutroni. Oltre il 97% delle stelle della Via Lattea finiranno come nane bianche. §1
Il percorso tipico è il seguente: una stella di sequenza principale che fonde idrogeno nel nucleo esaurisce il combustibile e si espande fino a diventare una giganterossa. In questa fase la stella può bruciare elio e sintetizzare carbonio e ossigeno nel suo nucleo. Se la gigante rossa non ha abbastanza massa per fondere il carbonio (attorno a 1 miliardo di K), il carbonio e l'ossigeno prodotti rimangono “‘inattivi”’ al centro. Quando la stella perde gli strati esterni sotto forma di nebulosa planetaria, il nucleo caldo rimane come una giovane nana bianca: un oggetto compatto privo di reazioni di fusione attive.
Il materiale residuo non ha più una fonte di energia nucleare, quindi la stella si trova in uno stato di raffreddamento progressivo. Una stella come il nostro Sole seguirà questo destino: verso la fine della sua vita attraverserà lo stadio di gigante rossa, perderà gran parte del suo gas esterno e ciò che resta si contrae fino a formare una nana bianca.
Varianti e destino finale
- Nane bianche in sistemi binari: se una nana bianca accresce massa da una compagna (per esempio tramite trasferimento di massa), può avvicinarsi al limite di Chandrasekhar. Il raggiungimento di questo limite può innescare un collasso o una detonazione termonucleare che produce una supernova di tipo Ia, distruggendo la nana bianca.
- Sopravvivenza e raffreddamento: in assenza di interazioni esterne la nana bianca continuerà a raffreddarsi e a perdere luminosità fino a diventare una “nana nera” teorica — uno stadio che l'Universo attuale non ha ancora prodotto in numero significativo, perché i tempi di raffreddamento sono maggiori dell'età dell'Universo.
- Applicazioni: la funzione di luminosità delle nane bianche è uno strumento importante per stimare l'età di ammassi stellari e della galassia; inoltre le nane bianche visibili (es. Sirius B) sono laboratori per studiare materia degenerata e fisica ad alte densità.
Osservazione
Le nane bianche sono relativamente piccole ma spesso molto calde; la loro luminosità iniziale è elevata, poi decade nel tempo. Spettri tipici mostrano linee larghe per pressione: la classificazione spettrale principale divide le nane bianche in tipi in base alla presenza di idrogeno, elio o metalli nell'atmosfera. Misure di massa e raggio, insieme all'effetto di redshift gravitazionale e ai movimenti orbitali in sistemi binari, consentono di testare i modelli teorici.
In sintesi, una nana bianca è il residuo estremamente denso e termicamente attivo, ma non nucleare, di una stella a bassa o media massa: oggetti fondamentali per comprendere l'evoluzione stellare, la fisica della materia degenerata e la storia dell'Universo.
Storia
Le nane bianche sono state scoperte nel XVIII secolo. La prima stella nana bianca, chiamata 40 Eridani B, fu scoperta il 31 gennaio 1783 da William Herschel. p73 Fa parte di un sistema a tre stelle chiamato 40 Eridani.
La seconda nana bianca fu scoperta nel 1862, ma all'inizio si pensava fosse una nana rossa. Era una piccola stella vicino alla stella Sirio. Questa stella compagna, chiamata Sirio B, aveva una temperatura superficiale di circa 25.000 kelvin, quindi fu considerata una stella calda. Tuttavia, Sirio B era circa 10.000 volte più debole della primaria, Sirio A. Gli scienziati hanno scoperto che la massa di Sirio B è quasi uguale a quella del Sole. Ciò significa che un tempo Sirio B era una stella simile al nostro Sole.
Nel 1917, Adriaan van Maanen scoprì una nana bianca che si chiama Van Maanen 2. Era la terza nana bianca ad essere scoperta. È la nana bianca più vicina alla Terra, ad eccezione di Sirius B.
Radiazioni e temperatura
Una nana bianca ha una bassa luminosità (quantità totale di luce emessa) ma un nucleo molto caldo. Il nucleo potrebbe essere di 107 K, mentre la superficie è di soli 104 K.
Una nana bianca è molto calda quando si forma, ma poiché non ha alcuna fonte di energia, gradualmente irradierà via la sua energia e si raffredderà. Ciò significa che la sua radiazione, che gli conferisce un colore blu o bianco all'inizio, diminuisce nel tempo. Per un tempo molto lungo, una nana bianca si raffredderà a temperature alle quali non emetterà più luce. A meno che la nana bianca non riceva materia da una stella compagna o da qualche altra fonte, la sua radiazione proviene dal suo calore immagazzinato. Questo non viene sostituito.
Le nane bianche si raffreddano lentamente per due motivi. Hanno una superficie estremamente piccola da cui irradiare questo calore, quindi si raffreddano gradualmente, rimanendo calde per lungo tempo. Inoltre, sono molto opache. La materia degenerata che costituisce il grosso di una nana bianca ferma la luce e le altre radiazioni elettromagnetiche, quindi la radiazione non porta via molta energia.
Alla fine, tutte le nane bianche si raffredderanno in nane nere, così chiamate perché non hanno l'energia per creare la luce. Non esistono ancora nane nere perché ci vuole più tempo dell'attuale età dell'universo perché una nana bianca si raffreddi. Una nana nera è ciò che rimarrà della stella dopo che tutta la sua energia (calore e luce) sarà esaurita.
Riaccensione
Le nane bianche possono riaccendersi ed esplodere come supernove se ottengono più materiale. C'è una massa massima per una nana bianca per rimanere stabile. Questo è conosciuto come il limite di Chandrasekhar.
Un nano potrebbe estrarre del materiale da una stella compagna, per esempio, portandolo oltre il limite di Chandrasekhar. La massa in più inizierebbe una reazione di fusione del carbonio. Gli astronomi pensano che questa riaccensione potrebbe essere la causa delle supernove di tipo Ia.
Domande e risposte
D: Che cos'è una nana bianca?
R: Una nana bianca è una stella compatta la cui materia è stata schiacciata dalla gravitazione e a cui sono stati tolti gli elettroni.
D: Come si colloca la massa di una nana bianca rispetto al Sole?
R: La massa di una nana bianca è simile a quella del Sole, ma il suo volume è simile a quello della Terra.
D: Che tipo di stelle diventano nane bianche?
R: Le nane bianche sono lo stato evolutivo finale di tutte le stelle la cui massa non è abbastanza elevata per diventare una stella di neutroni. Oltre il 97% delle stelle della Via Lattea diventeranno nane bianche.
D: Come si forma una gigante rossa?
R: Dopo la fine della vita di fusione dell'idrogeno di una stella di sequenza principale, questa si espanderà per formare una gigante rossa che fonde l'elio in carbonio e ossigeno nel suo nucleo. Se non ha massa sufficiente per fondere il carbonio, il carbonio e l'ossigeno inattivi si accumuleranno nel suo centro.
D: Cosa succede dopo aver liberato i suoi strati esterni per formare una nebulosa planetaria?
R: Dopo aver liberato i suoi strati esterni per formare una nebulosa planetaria, ciò che rimane è il nucleo che diventa la nana bianca.
D: Il materiale in una nana bianca subisce reazioni di fusione?
R: No, il materiale in una nana bianca non subisce più reazioni di fusione, quindi non c'è alcuna fonte di energia e non può essere sostenuto dal calore contro il collasso gravitazionale.
D: Come fa il nostro Sole a diventare una nana bianca?
R: Il nostro Sole diventerà una nana bianca quando avrà esaurito il carburante verso la fine della sua vita; prima passa attraverso la fase di gigante rossa, poi perde la maggior parte del gas fino a quando ciò che rimane si contrae in una giovane nana bianca.
Articoli correlati
Autore
AlegsaOnline.com Nana bianca: cos'è, caratteristiche e formazione di una stella compatta Leandro Alegsa
URL: https://it.alegsaonline.com/art/107811
Fonti
- jstor.org : jstor.org/stable/10.1086/319535
- spiff.rit.edu : "Late stages of evolution for low-mass stars"
- links.jstor.org : Catalogue of Double Stars
- adsabs.harvard.edu : adsabs.harvard.edu/abs/1952MNRAS.112..583M
- arxiv.org : arxiv.org/abs/astro-ph/9802217
- bbc.co.uk : bbc.co.uk/news/science-environment-28967741