Nana bianca

Una nana bianca � una stella di piccola dimensione, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco. Stelle di questo tipo furono scoperte nel XIX secolo. Il colore di una stella � una misura della sua temperatura superficiale: le stelle gialle sono come il nostro Sole, quelle bianche sono pi� calde, quelle blu pi� calde ancora, e quelle rosse pi� fredde (vedi l'articolo sulla classificazione stellare per maggiori dettagli). Le nane bianche sono molto deboli perché sono piccole, e non perché sono fredde. Il colore e la dimensione spiegano il nome nana bianca. Un nome pi� appropriato sarebbe nana degenere, un tipo di stella degenere (vedi pi� sotto per la giustificazione di tale nome). Alcune nane bianche tendono al colore blu piuttosto che al bianco, perché sono molto calde. In realtà, una nana bianca può assumere una vasta gamma di colori a seconda della sua temperatura, ma la grande maggioranza sono blu-bianche.

Caratteristiche fisiche

Densità

Molte nane bianche hanno la dimensione di un grosso pianeta, e sono tipicamente 100 volte pi� 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 � impacchettata in un volume che � 100³=1.000.000 di volte pi� piccolo del Sole, e quindi la densità della materia � estremamente alta. Pi� 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 � 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 (� il cosiddetto limite di Chandrasekhar, dal nome del matematico indiano che per primo lo calcolò). Oltrepassato questo limite, il peso della stella non può pi� essere sostenuto e la nana bianca esplode (vedi il paragrafo sull'evoluzione).

Temperatura

Le nane bianche possono essere estremamente calde: temperature di 100.000 gradi non sono impossibili. Questo calore � quanto rimane di quello generato dal collasso della stella (vedi il paragrafo sull'evoluzione delle nane bianche pi� sotto), ed � 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 area 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 pi� piccola, la sua compattezza fa sì che il campo gravitazionale alla sua superficie sia un migliaio di volte pi� intenso. La semplice caduta di materia sulla sua superficie può sviluppare un'energia molto intensa.

Evoluzione

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

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 era espansa in una gigante rossa e aveva letteralmente soffiato via il proprio materiale esterno (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 pi� 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 pi� lungo dell'età attuale dell'universo, e quindi nessuna nana nera esiste ancora.

Nondimeno, � possibile calcolare che la pressione degli elettroni degeneri � ancora sufficiente a sorreggere l'enorme peso della stella, anche in mancanza di ogni contributo dell'energia termica. La nana nera � 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 � 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 pi� interessante se si trova a far parte di un sistema binario. Se questo � sufficientemente stretto, � 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 � 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 � 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 pi� 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 � scossa da un'esplosione dirompente. Si tratta di una supernova di tipo Ia, che � 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 pi� grande di 1,4 masse solari, la nana bianca non può formarsi. Esiste un altro tipo stadio finale, la stella di neutroni, che raggiunge densità ancora pi� grandi di quelle della nana bianca, ma non � 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 pi� basse e luminosità ancora pi� basse.

Storia delle osservazioni

Alvan Graham Clark scoprì nel 1862 un compagno oscuro di Sirio, la stella pi� luminosa del cielo. Questo compagno, chiamato Sirio B, aveva una temperatura di circa 25.000 gradi, e fu quindi classificato come una stella calda. Ma la sua luminosità era 10.000 volte inferiore di quella di Sirio A. L'unico modo per conciliare queste due osservazioni era un piccolissimo diametro della stella, comparabile a quello della Terra.

L'analisi dell'orbita di queste due stelle rivelò che la massa di Sirio B era quasi uguale a quella del Sole. Questo implicava che la densità di Sirio B era migliaia di volte superiore a quella del piombo. Questo fu uno shock per i fisici, che non avevano mai incontrato alcun materiale con densità superiore a qualche grammo o decina di grammi per cm³, mentre qui si richiedevano tonnellate per cm³. Ci si dovette però arrendere all'evidenza mentre altre stelle dello stesso tipo venivano scoperte.

Nel 1926, R. H. Fowler spiegò la loro alta densità nell'articolo "Dense matter" (Materia densa) (Monthly Notices R. Astron. Soc. 87, 114-122), utilizzando la pressione degli elettroni degeneri solo pochi mesi dopo la formulazione della relativa statistica di Fermi-Dirac.

Nel 1930, S. Chandrasekhar scoprì, rendendolo noto in un articolo intitolato "The maxium mass of ideal white dwarfs" (La massa massima delle nane bianche ideali) (Astroph. J. 74, 81-82), che nessuna nana bianca può essere pi� masiccia di circa 1,4 masse solari. Questo � oggi chiamato il limite di Chandrasekhar. Fowler e Chandrasekhar ricevettero il premio Nobel nel 1983.