Nana bianca

Spazio Tempo 18 Ottobre 201910 Dicembre 2020 Corpo Celeste, Nana bianca, Stella

Una nana bianca (o nana degenere) è una stella di piccole dimensioni, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco. Nonostante le ridotte dimensioni, paragonabili a quelle della Terra, la massa dell’astro è simile o lievemente superiore a quella del Sole; è quindi un oggetto molto compatto, dotato di un’elevatissima densità e gravità superficiale.

Si conoscono oltre 11000 oggetti appartenenti a questa peculiare classe stellare.

Collasso gravitazionale

Si ritiene che le nane bianche siano l’ultima fase dell’evoluzione delle stelle di massa piccola e medio-piccola, le quali costituirebbero oltre il 97% delle stelle della Galassia. Dopo attraversano delle ulteriori fasi di forte instabilità ed i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche. Non essendo più soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte; l’unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degenerati.

Nel caso di una nana bianca al carbonio-ossigeno, il tipo più comune di nana bianca nell’universo, l’avvicinamento o eventualmente il superamento di tale limite, che normalmente avviene a causa del trasferimento di massa in un sistema binario, ne può provocare l’esplosione in una nova o in una supernova di tipo Ia.

Temperature

Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, un’alta temperatura di colore ed una temperatura effettiva altrettanto elevata. Questa diminuisce gradualmente in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante. Il graduale raffreddamento della stella la porta ad assumere un colore via via sempre più tendente al rosso, sino allo stadio terminale di nana nera. Gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all’attuale età dell’universo.

Data la loro bassa luminosità, ma alta temperatura, le nane bianche occupano la parte inferiore sinistra del diagramma Hertzsprung-Russell.

Formazione ed evoluzione

La formazione di una nebulosa planetaria (nell'animazione, la Nebulosa Elica) a partire da una stella AGB — La formazione di una nebulosa planetaria (nell’animazione, la Nebulosa Elica) a partire da una stella AGB

La formazione di una nana bianca è un processo progressivo e non violento, che riguarda tutte le stelle di massa 8-10 volte la massa solare che abbiano concluso la fase di stabilità della sequenza principale e le fasi di instabilità ad essa successive; queste si diversificano a seconda della massa dell’astro.

Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,5 masse solari, le nane rosse, si riscaldano mano a mano che l’idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle reazioni nucleari e divenendo per breve tempo delle stelle azzurre; quando tutto l’idrogeno è stato convertito in elio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio. Tuttavia, poiché la durata della sequenza principale per una stella di questo tipo è stata stimata sugli 80 miliardi – 1 bilione di anni e l’attuale età dell’universo si aggira sui 13,7 miliardi di anni. Dunque pare logico credere che nessuna nana rossa abbia avuto il tempo per raggiungere la fase di nana bianca.

Ad un certo punto l’energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno immediatamente superiore al nucleo di raggiungere la temperatura di innesco della fusione nucleare. A questo punto la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di subgigante, si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa con un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell’idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.

Fasi successive

In seguito ai progressivi collassi e riscaldamenti susseguitisi durante le fasi sopra descritte, il nucleo della stella assume una forma degenere: si forma in questo modo la nana bianca.

Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie a seconda della massa:

Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo ad una nana bianca di elio.
Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche che causano l’espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di “supervento” che assorbe la radiazione ultravioletta. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma di luce visibile dall’involucro dei gas, i quali vanno a costituire una nebulosità in espansione. La nebulosa protoplanetaria prima e planetaria poi, al cui centro rimane il cosiddetto nucleo della nebulosa planetaria, che diverrà poi la nana bianca.

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K, che diminuisce in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante, finché l’oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di nana nera (l’irraggiamento termico è trattato più approfonditamente nel paragrafo Temperature superficiali e dispersione dell’energia termica).

Tipologia

Esistono diversi tipi di nane bianche, che differiscono tra loro per massa e, conseguentemente, composizione chimica interna. È possibile suddividerle in tre sottogruppi:

nane bianche all’elio;
al carbonio-ossigeno;
nane bianche all’ossigeno-neon-magnesio.

Campi magnetici

Rappresentazione artistica tra una stella in espansione ed una stella di neutroni, in grado di originare una nana bianca all’elio

Negli anni sessanta fu ipotizzato che le nane bianche potessero avere dei campi magnetici generati dalla conservazione del flusso magnetico totale superficiale durante l’evoluzione di una normale stella di piccola massa in una nana bianca.

La prima nana magnetica ad essere osservata fu GJ 742, il cui campo magnetico fu dedotto nel 1970 a partire dall’emissione di luce circolarmente polarizzata. Da allora sono stati scoperti campi magnetici in oltre 100 nane bianche.

Nei sistemi stellari e planetari

Rappresentazione artistica del campo magnetico della nana bianca nel sistema binario di AE Aquarii. (NASA)

Le nane bianche si trovano, oltre che singolarmente, anche in sistemi con altre stelle o addirittura in sistemi planetari, che vengono ereditati dalla stella progenitrice e possono interagire con la nana in vari modi. Si conoscono numerosi sistemi stellari di cui almeno una componente sia una nana bianca. Per esempio Sirio attorno a cui orbita la nana Sirio B, la più vicina al sistema solare.

Probabile testimonianza di interazioni in un sistema binario è la Nebulosa Occhio di Gatto (NGC 6543), la cui peculiare forma sarebbe dovuta all’esistenza di un disco di accrescimento causato dal trasferimento di massa tra le due componenti del sistema, una delle quali in evoluzione verso la fase di nana bianca, che può aver generato i getti polari che interagiscono con la materia espulsa precedentemente.

Osservazioni spettroscopiche agli infrarossi

Le osservazioni spettroscopiche agli infrarossi condotte dal Telescopio spaziale Spitzer della NASA sulla porzione centrale della nebulosa planetaria NGC 7293 (la Nebulosa Elica) suggeriscono la presenza di un disco di materia circumstellare, che potrebbe esser stato originato dalle collisioni di alcune comete che erano in orbita attorno alla stella progenitrice, in fase di evoluzione verso lo stadio di nana bianca.

Se la nana bianca si trova in un sistema binario assieme ad una compagna gigante, l’interazione tra le due stelle potrebbe dar luogo a diversi fenomeni: in primo luogo le variabili cataclismiche (tra cui si annoverano le novae e le supernovae di tipo Ia); quindi le cosiddette sorgenti di raggi X supermolli.

Variabili cataclismiche

Rappresentazione artistica del trasferimento di massa verso una nana bianca in una variabile cataclismica

I sistemi binari costituiti da una nana bianca che assume materia dalla compagna prendono il nome di variabili cataclismiche.

Quando il processo di accrescimento della nana dovuto al trasferimento di massa nel sistema binario non è in grado di farla avvicinare al limite di Chandrasekhar, la materia ricca di idrogeno accresciuta sulla sua superficie può andare incontro ad un’esplosione termonucleare. Finché il nucleo della nana bianca resta integro, tali esplosioni superficiali possono andare incontro a recidività fin tanto che il processo di accrescimento va avanti; questi periodici fenomeni cataclismici prendono il nome di novae classiche (o novae ricorrenti). Esiste anche un particolare tipo di novae, le cosiddette novae nane, le quali hanno dei picchi di luminosità più frequenti ma meno intensi rispetto alle novae classiche. Si ritiene che si formino dal violento rilascio dell’energia potenziale gravitazionale durante il processo di accrescimento.

Oltre alle novae e alle novae nane, esistono diverse altre classi di variabili cataclismiche, tutte caratterizzate da improvvise variazioni nella luminosità e da emissioni X.

Supernovae di tipo Ia

La massa di una singola nana bianca, come già visto, non può superare il valore limite della $M_{\rm {Ch}}$ (1,44 M_☉), valore che può aumentare se l’astro ruota velocemente e in maniera non uniforme. Tuttavia, in condizioni particolari, come la presenza di una compagna binaria gigante, può aver luogo il fenomeno del trasferimento di massa. Questo permette alle nane bianche di acquisire ulteriore materia aumentando sia la propria massa che la propria densità. Se la massa si avvicina o supera tale limite, la nana può teoricamente o collassare in una stella di neutroni oppure andare incontro a una violenta ed incontrollata ignizione della fusione nucleare all’interno della nana (detonazione del carbonio) che ne determina l’esplosione in supernova di tipo Ia.

La teoria più accreditata in merito alla formazione di tali supernovae, detta della singola degenerazione, considera una nana bianca al carbonio-ossigeno che assume materia da una stella gigante in un sistema binario,^[149] incrementando la propria massa e sottoponendo le parti centrali ad una pressione ancora superiore. Si ritiene che il riscaldamento, dovuto alla graduale compressione del nucleo residuo, inneschi la fusione del carbonio quando la massa della stella degenere raggiunge il valore della massa di Chandrasekhar. La reazione termonucleare che ne deriva dilania la nana bianca in pochi secondi, producendo l’esplosione della supernova di tipo Ia.

Teoria detta della doppia generazione

Le supernovae del tipo Ia possono generarsi anche a seguito della coalescenza di due nane bianche al carbonio ossigeno. Se una coppia di stelle di questo tipo si fonde, si innesca la violenta fusione del carbonio e l’oggetto risultante esplode immediatamente.

Lo studio delle supernovae Ia riveste una particolare importanza nell’astrofisica, per via della loro utilità come candele standard nella misurazione delle distanze extragalattiche. Poiché tutte le supernovae di tipo Ia hanno all’incirca la stessa luminosità, la loro magnitudine apparente dipende quasi esclusivamente dalla distanza cui si trova l’oggetto preso in considerazione.

Collisione e fusione di due nane bianche

Sequenza che mostra le diverse fasi della collisione tra due nane bianche. NASA

L’evoluzione di un sistema binario può portare alla formazione di un sistema costituito da due nane bianche. I sistemi composti da due nane bianche hanno come sigla DWD, sigla in inglese per Double White dwarf (doppia nana bianca).

Inizialmente due nane bianche di massa diversa si trovano ad una distanza piuttosto piccola l’una dall’altra. Nel corso di migliaia di anni, l’orbita delle due stelle attorno al comune baricentro inizia a restringersi e a decadere. La progressiva diminuzione dell’ampiezza dell’orbita e il conseguente aumento dell’attrazione gravitazionale tra le due componenti provoca lo smembramento della nana all’elio; il processo di rottura è estremamente complesso e porterebbe alla formazione di un disco di plasma quasi degenere in orbita attorno alla nana al carbonio-ossigeno.

Stelle all’elio estreme

L’oggetto così formato fa parte di un particolare tipo di stelle, denominate stelle all’elio estreme. Si tratta di astri meno massicci del Sole ma molto più estesi, con dimensioni paragonabili a quelle di una stella gigante, e caldi. Il motivo che ha portato gli astrofisici a ritenere che questa particolare classe stellare tragga origine dalla fusione di due nane bianche sta proprio nella particolare composizione chimica: infatti sono costituite prevalentemente da elio, con una consistente presenza di carbonio, azoto ed ossigeno e tracce di tutti gli altri elementi stabili, mentre l’idrogeno è quasi assente.

Tali stelle presentano anche una certa variabilità, associata a pulsazioni radiali della superficie stellare.