NANA BIANCA: CARATTERISTICHE, COMPOSIZIONE, FORMAZIONE, TIPOLOGIE - ARTE - 2026

Una nana bianca è una stella nelle ultime fasi della sua evoluzione, che ha già esaurito tutto l'idrogeno nel suo nucleo, così come il carburante nel suo reattore interno. In queste circostanze, la stella si raffredda e si contrae in modo sorprendente a causa della sua stessa gravità.

Ha solo il calore immagazzinato durante la sua esistenza, quindi in un certo senso una nana bianca è come la brace che rimane dopo aver spento un colossale falò. Ci vorranno milioni di anni prima che l'ultimo respiro del suo calore lo lasci, trasformandolo in un oggetto freddo e scuro.

Figura 1. Primo piano del sistema binario Sirio A (la stella principale) e Sirius B (nana bianca) nei raggi X presi da Chandra. Fonte: Wikimedia Commons.

Scoperta

Sebbene ora siano noti per essere abbondanti, non sono mai stati facili da individuare poiché sono estremamente piccoli.

La prima nana bianca fu scoperta da William Herschel nel 1783, come parte del sistema stellare Eridani 40, nella costellazione dell'Eridano, la cui stella più luminosa è Achernar, visibile a sud (nell'emisfero settentrionale) durante l'inverno.

40 Eridani è composto da tre stelle, una delle quali, 40 Eridane A. è visibile ad occhio nudo, ma 40 Eridani B e 40 Eridani C sono molto più piccole. B è una nana bianca, mentre C è una nana rossa.

Anni dopo, dopo la scoperta del sistema dei 40 Eridani, l'astronomo tedesco Friedrich Bessel scoprì nel 1840 che Sirio, la stella più luminosa del Canis Major, ha una discreta compagna.

Bessel osservò piccole sinuosità nella traiettoria di Sirio, la cui spiegazione non poteva essere che la vicinanza di un'altra stella più piccola. Si chiamava Sirius B, circa 10.000 volte più debole dello splendido Sirius A.

Si è scoperto che Sirio B era piccolo o più piccolo di Nettuno, ma con una densità incredibilmente alta e una temperatura superficiale di 8000 K. E poiché la radiazione di Sirio B corrisponde allo spettro bianco, divenne nota come "nana bianca".

E da quel momento in poi, ogni stella con queste caratteristiche viene chiamata così, sebbene le nane bianche possano anche essere rosse o gialle, poiché hanno una varietà di temperature, il bianco è la più comune.

caratteristiche

Ad oggi, sono state documentate circa 9000 stelle classificate come nane bianche, secondo lo Sloan Digital Sky Survey (SDSS), un progetto dedicato alla realizzazione di mappe tridimensionali dettagliate dell'universo conosciuto. Come abbiamo detto, non sono facili da scoprire a causa della loro debole luminosità.

Ci sono parecchie nane bianche nelle vicinanze del Sole, molte delle quali scoperte dagli astronomi G. Kuyper e W. Luyten all'inizio del 1900. Pertanto, le sue caratteristiche principali sono state studiate con relativa facilità, in base alla tecnologia disponibile.

I più importanti sono:

- Piccole dimensioni, paragonabili a un pianeta.

- Alta densità.

- Bassa luminosità.

- Temperature comprese tra 100000 e 4000 K.

- Hanno un campo magnetico.

- Hanno un'atmosfera di idrogeno ed elio.

- Campo gravitazionale intenso.

- Bassa perdita di energia dovuta alle radiazioni, motivo per cui si raffreddano molto lentamente.

Grazie alla temperatura e alla luminosità si sa che i loro raggi sono molto ridotti. Una nana bianca la cui temperatura superficiale è simile a quella del Sole, emette appena un millesimo della sua luminosità. Pertanto, la superficie del nano deve essere molto piccola.

Figura 2. Sirio B e il pianeta Venere hanno approssimativamente lo stesso diametro. Tagged

Questa combinazione di alta temperatura e piccolo raggio fa apparire la stella bianca, come menzionato sopra.

Per quanto riguarda la loro struttura, si ipotizza che abbiano un nucleo solido di natura cristallina, circondato da materia allo stato gassoso.

Ciò è possibile grazie alle successive trasformazioni che avvengono nel reattore nucleare di una stella: dall'idrogeno all'elio, dall'elio al carbonio, dal carbonio agli elementi più pesanti.

È una possibilità reale, perché la temperatura nel nucleo del nano è abbastanza bassa da consentire l'esistenza di un nucleo così solido.

Infatti, è stata recentemente scoperta una nana bianca che si ritiene abbia un nucleo di diamante di 4000 km di diametro, situata nella costellazione di Alpha Centauri, a 53 anni luce dalla Terra.

La densità delle nane bianche

La questione della densità delle nane bianche ha causato grande costernazione tra gli astronomi tra la fine del XIX e l'inizio del XX secolo. I calcoli indicavano densità molto elevate.

Una nana bianca può avere una massa fino a 1,4 volte quella del nostro Sole, compressa alle dimensioni della Terra. In questo modo, la sua densità è un milione di volte maggiore di quella dell'acqua ed è proprio ciò che sostiene la nana bianca. Come è possibile?

La meccanica quantistica afferma che particelle come gli elettroni possono occupare solo determinati livelli di energia. C'è anche un principio che limita la disposizione degli elettroni attorno al nucleo atomico: il principio di esclusione di Pauli.

Secondo questa proprietà della materia, è impossibile per due elettroni avere lo stesso stato quantistico all'interno dello stesso sistema. Inoltre, nella materia ordinaria non tutti i livelli energetici consentiti sono solitamente occupati, solo alcuni lo sono.

Questo spiega perché le densità delle sostanze terrestri sono solo dell'ordine di pochi grammi per centimetro cubo.

Materia degenerata

Ogni livello di energia occupa un certo volume, in modo che la regione che occupa un livello non si sovrapponga a quella di un altro. In questo modo due livelli con la stessa energia possono convivere senza problemi, purché non si sovrappongano, poiché c'è una forza di degenerazione che lo impedisce.

Questo crea una sorta di barriera quantistica che limita la contrazione della materia in una stella, creando una pressione che compensa il collasso gravitazionale. Ciò mantiene l'integrità della nana bianca.

Nel frattempo, gli elettroni riempiono tutte le possibili posizioni di energia, riempiendo rapidamente quelle più basse e solo quelle con la più alta energia disponibile.

In queste circostanze, con tutti gli stati energetici occupati, la materia è in uno stato che in Fisica è chiamato stato degenerato. È lo stato di massima densità possibile, secondo il principio di esclusione.

Ma poiché l'incertezza nella posizione △ x degli elettroni è minima, a causa dell'alta densità, dal principio di indeterminazione di Heisenberg, l'incertezza nel momento lineare △ p sarà molto grande, per compensare la piccolezza di △ x e soddisfare Così:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Dove ћ è h / 2π, dove h è la costante di Planck. Pertanto, la velocità degli elettroni si avvicina alla velocità della luce e la pressione che esercitano aumenta, poiché anche le collisioni aumentano.

Questa pressione quantistica, chiamata pressione di Fermi, è indipendente dalla temperatura. Questo è il motivo per cui una nana bianca può avere energia a qualsiasi temperatura, compreso lo zero assoluto.

Evoluzione

Grazie alle osservazioni astronomiche e alle simulazioni al computer, la formazione di una tipica stella come il nostro Sole viene effettuata come segue:

- In primo luogo, gas e polvere cosmica abbondanti di idrogeno ed elio si condensano grazie alla gravità, dando origine alla protostella, un giovane oggetto stellare. La protostella è una sfera che si contrae rapidamente, la cui temperatura aumenta gradualmente nel corso di milioni di anni.

- Una volta raggiunta una massa critica e con l'aumento della temperatura, si accende il reattore nucleare all'interno della stella. Quando ciò accade, inizia la fusione dell'idrogeno e la stella si unisce alla cosiddetta sequenza principale (vedi figura 3).

- Dopo il tempo, l'idrogeno nel nucleo si esaurisce e inizia l'accensione dell'idrogeno negli strati più esterni della stella, così come quella dell'elio nel nucleo.

- La stella si espande, aumentando di luminosità, diminuendo la sua temperatura e diventando rossa. Questa è la fase della gigante rossa.

- Gli strati più esterni della stella si staccano grazie al vento stellare e formano una nebulosa planetaria, sebbene non vi siano pianeti al suo interno. Questa nebulosa circonda il nucleo della stella (molto più calda) che, una volta esaurita la riserva di idrogeno, inizia a bruciare elio per formare elementi più pesanti.

- La nebulosa si dissolve, lasciando il nucleo contraente della stella originale, che diventa una nana bianca.

Sebbene la fusione nucleare sia cessata nonostante abbia ancora materiale, la stella ha ancora un'incredibile riserva di calore, che emette molto lentamente per radiazione. Questa fase dura a lungo (circa ^10-10 anni, età stimata dell'universo).

- Una volta freddo, la luce che emetteva scompare completamente e la nana bianca diventa una nana nera.

Figura 3. Il ciclo di vita delle stelle. Fonte: Wikimedia Commons. RN Bailey

L'evoluzione del sole

Molto probabilmente, il nostro Sole, per le sue caratteristiche, attraversa le fasi descritte. Oggi il Sole è una stella adulta nella sequenza principale, ma tutte le stelle prima o poi lo lasciano, anche se la maggior parte della loro vita viene trascorsa lì.

Ci vorranno molti milioni di anni prima che entri nel prossimo stadio della gigante rossa. Quando ciò accadrà, la Terra e gli altri pianeti interni saranno inghiottiti dal Sole nascente, ma prima di ciò, molto probabilmente gli oceani saranno evaporati e la Terra sarà diventata un deserto.

Non tutte le stelle attraversano queste fasi. Dipende dalla sua massa. Quelle che sono di gran lunga più massicce del Sole hanno un finale molto più spettacolare perché finiscono per diventare supernove. Il resto in questo caso può essere un oggetto astronomico particolare, come un buco nero o una stella di neutroni.

Il limite di Chandrasekhar

Nel 1930, un astrofisico indù di 19 anni di nome Subrahmanyan Chandrasekhar determinò l'esistenza di una massa critica nelle stelle.

Una stella la cui massa è inferiore a questo valore critico segue il percorso di una nana bianca. Ma se la sua massa è esagerata, i suoi giorni finiscono in un'esplosione colossale. Questo è il limite di Chandrasekhar ed è circa 1,44 volte la massa del nostro Sole.

Viene calcolato come segue:

Qui N è il numero di elettroni per unità di massa, ћ è la costante di Planck divisa per 2π, c è la velocità della luce nel vuoto e G è la costante gravitazionale universale.

Ciò non significa che le stelle più grandi del Sole non possano diventare nane bianche. Durante la sua permanenza nella sequenza principale, la stella perde continuamente massa. Lo fa anche nel suo stadio di gigante rossa e nebulosa planetaria.

D'altra parte, una volta trasformata in una nana bianca, la potente gravità della stella può attrarre massa da un'altra stella vicina e aumentare la propria. Una volta superato il limite di Chandrasekhar, la fine della nana - e dell'altra stella - potrebbe non essere lenta come quella qui descritta.

Questa vicinanza può riavviare il reattore nucleare estinto e portare a una tremenda esplosione di supernova (supernovae Ia).

Composizione

Quando l'idrogeno nel nucleo di una stella è stato trasformato in elio, inizia a fondere gli atomi di carbonio e ossigeno.

E quando la riserva di elio si esaurisce a sua volta, la nana bianca è composta principalmente da carbonio e ossigeno, e in alcuni casi neon e magnesio, a condizione che il nucleo abbia una pressione sufficiente per sintetizzare questi elementi.

Figura 4. La stella AE Aquarii è una nana bianca pulsante. Fonte: NASA tramite Wikimedia commons.

Forse la nana ha una sottile atmosfera di elio o idrogeno, poiché poiché la gravità superficiale della stella è elevata, gli elementi pesanti tendono ad accumularsi al centro, lasciando quelli più leggeri in superficie.

In alcuni nani è persino possibile fondere atomi di neon e creare nuclei di ferro solido.

Formazione

Come abbiamo detto nei paragrafi precedenti, la nana bianca si forma dopo che la stella ha esaurito la sua riserva di idrogeno. Quindi si gonfia e si espande e quindi espelle la materia sotto forma di una nebulosa planetaria, lasciando il nucleo all'interno.

Questo nucleo, costituito da materia degenerata, è ciò che è noto come una nana bianca. Una volta spento il suo reattore a fusione, si contrae e si raffredda lentamente, perdendo tutta la sua energia termica e la sua luminosità.

Tipi di nane bianche

Per classificare le stelle, comprese le nane bianche, viene utilizzato il tipo spettrale, che a sua volta dipende dalla temperatura. Per nominare le stelle nane, viene utilizzata una D maiuscola, seguita da una di queste lettere: A, B, C, O, Z, Q, X. Queste altre lettere: P, H, E e V denotano un'altra serie di caratteristiche, molto più particolare.

Ciascuna di queste lettere denota una caratteristica prominente dello spettro. Ad esempio, una stella DA è una nana bianca il cui spettro ha una linea di idrogeno. E una nana DAV ha la linea dell'idrogeno e, inoltre, la V indica che è una stella variabile o pulsante.

Infine, un numero compreso tra 1 e 9 viene aggiunto alla serie di lettere per indicare l'indice di temperatura n:

n = 50400 / T effettiva della stella

Un'altra classificazione delle nane bianche si basa sulla loro massa:

- Circa 0,5 M di sole

- Massa media: tra 0,5 e 8 volte M Sol

- Tra 8 e 10 volte la massa del sole.

Esempi di nane bianche

- Sirio B nella costellazione del Can Major, il compagno di Sirio A, la stella più luminosa nei cieli notturni. È la nana bianca più vicina di tutte.

- AE Aquarii è una nana bianca che emette impulsi di raggi X.

- 40 Eridani B, distante 16 anni luce. È osservabile con un telescopio

- HL Tau 67 appartiene alla costellazione del Toro ed è una nana bianca variabile, la prima del suo genere ad essere scoperta.

- DM Lyrae fa parte di un sistema binario ed è una nana bianca che è esplosa come una nova nel 20 ° secolo.

- WD B1620 è una nana bianca che appartiene anche a un sistema binario. La stella compagna è una stella pulsante. In questo sistema c'è un pianeta che orbita attorno ad entrambi.

- Procione B, compagno di Procione A, nella costellazione del Cane Minore.

Figura 5. Il sistema binario Procyon, la nana bianca è un minuscolo punto sulla destra. Fonte: Giuseppe Donatiello via Flickr.

Riferimenti

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2 °. Edizione. Pearson.
2. Martínez, D. L'evoluzione stellare. Recupero da: Google Libri.
3. Olaizola, I. Le nane bianche. Estratto da: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Astronomia moderna. Reverté editoriale.
5. Wikipedia. Nane bianche. Estratto da: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Elenco delle nane bianche. Estratto da en.wikipedia.org.