Nane bianche

Le nane bianche sono stelle alla fine del ciclo di vita. In particolar modo sono le ultime fasi di esistenza delle stelle che in origine avevano una massa inferiore alle 8 masse solari e, dopo aver attraversato la fase di gigante rossa, si contraggono su se stesse. Queste stelle non raggiungono le condizioni di pressione e temperatura necessarie per innescare la combustione di carbonio e ossigeno nel loro nucleo. Quindi, tendono a contrarsi su se stesse. Sono stelle composte da elettroni degeneri con temperature superficiali comprese tra 6000 K e 20.000 K.

C'è un limite massimo alla massa che una nana bianca può avere, detto limite di Chandrasekhar, che è di circa 1,44 volte la massa del Sole. Se una nana bianca supera questo limite di massa, può esplodere in una nova o una supernova.

L'origine di una nana bianca

Quando esauriscono il loro "combustibile" nucleare tramite gli elementi chimici leggeri (es. idrogeno, elio), le reazioni termonucleari si riducono e non riescono più a controbilanciare la forza di gravità. Queste stelle iniziano a raffreddarsi e a contrarsi sotto l'influenza della loro stessa forza gravità, attirando a sé i gas esterni e trasformandosi progressivamente in quello che chiamiamo una nana bianca.

Di conseguenza, durante la fase post-gigante, il volume della stella si contrae progressivamente, portando a una diminuzione della sua luminosità. Nel frattempo, la densità del nucleo cresce, provocando un aumento della temperatura centrale, mentre le regioni esterne della stella si raffreddano. A sua volta, l'aumento della temperatura nel nucleo stellare facilita la fusione nucleare di elementi chimici più pesanti, come carbonio e ossigeno, provocando esplosioni che disperdono gli strati esterni della stella nello spazio.

Il processo di contrazione si ferma quando la crescente pressione nel nucleo della stella, dovuto all'aumento della densità, riesce a equilibrare la forza gravitazionale. A questo punto, si instaura una nuova situazione di equilibrio che può durare per miliardi di anni. La densità della stella è diventata estremamente alta, arrivando a pesare diverse tonnellate per ogni centimetro cubo. Nonostante sia piccola, paragonabile per dimensioni alla Terra o a un grande pianeta, una nana bianca può avere una massa simile o addirittura superiore a quella del Sole, il che la rende un oggetto molto compatto ma con una gravità superficiale molto forte.

Le nane bianche sono state scoperte per la prima volta alla fine del XVIII secolo, ma la loro vera natura è stata riconosciuta solo nel 1910. Da allora, ne sono state identificate più di 11.000, e otto di queste si trovano molto vicino a noi, a una distanza di circa 21 anni luce.

Le nane bianche non sono facilmente osservabili a causa della loro bassa luminosità, dovuta alle piccole dimensioni di queste stelle. A causa della loro elevata temperatura ma bassa luminosità, le nane bianche si trovano nella parte inferiore sinistra del diagramma di Hertzsprung-Russell, che è uno strumento usato dagli astronomi per classificare le stelle.

Le nane bianche si raffreddano molto lentamente nel tempo, diventando progressivamente più rosse e più oscure. Alla fine del loro ciclo evolutivo si trasformano in sfere fredde e scure di carbonio e ossigeno solidi, con una dimensione simile a quella della Terra. In teoria, possono anche raffreddarsi completamente fino a diventare nane nere, ma ad oggi nessuna nana nera è stata mai osservata perché il tempo necessario per un tale raffreddamento è probabilmente molto più lungo dell'età attuale dell'universo. Una nana bianca può esistere per decine di miliardi di anni.