Nana bianca: differenze tra le versioni
Contenuto cancellato Contenuto aggiunto
Nessun oggetto della modifica |
m smistamento lavoro sporco e fix vari |
||
Riga 4:
La prima nana bianca fu scoperta verso la fine del [[XVIII secolo]], ma la reale natura di tali oggetti venne riconosciuta solamente nel [[1910]];<ref name="schatzman">{{cita libro|titolo=White Dwarfs|autore= E. Schatzman| città= Amsterdam| editore= North-Holland|anno= 1958}}</ref> il termine stesso ''nana bianca'' fu coniato nel [[1922]].<ref name="holberg">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AAS...20720501H |titolo= How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs| autore= J. B. Holberg| rivista= Bulletin of the American Astronomical Society| volume= 37|mese=dicembre| anno= 2005| pagine= 1503}}</ref> Si conoscono oltre 11000 oggetti appartenenti a questa peculiare classe stellare;<ref name="sdssr4">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJS..167...40E |titolo= A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4|autore= Daniel J. Eisenstein|coautori= James Liebert, Hugh C. Harris, S. J. Kleinman, ''et al''|rivista = [[The Astrophysical Journal]] Supplement Series| volume= 167| numero= 1 |mese=novembre|anno= 2006| pagine= 40–58}}</ref> di questi, otto si trovano entro 6,5 [[parsec]] (circa 21 [[anno luce|anni luce]]) di distanza dal Sole e sono annoverati tra i cento [[lista delle stelle più vicine alla Terra|sistemi stellari più vicini alla Terra]].<ref name="nearer">{{cita web|url= http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm |titolo= The One Hundred Nearest Star Systems| autore= Todd J. Henry| editore= RECONS|data= 11 aprile 2007| accesso=4 maggio 2007}}</ref>
Si ritiene che le nane bianche siano l'ultima fase dell'[[evoluzione stellare|evoluzione]] delle stelle di massa piccola e medio-piccola,<ref group="N">Per ''stelle di piccola massa'' si intendono quegli astri la cui massa non supera le 0,5 masse solari; le ''stelle di massa media'' non superano invece le 8-10 masse solari.</ref> le quali costituirebbero oltre il 97% delle stelle della [[Via Lattea|Galassia]].<ref name="cosmochronology">{{cita pubblicazione |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001PASP..113..409F |titolo= The Potential of White Dwarf Cosmochronology| autore= G. Fontaine| coautori= P. Brassard, P. Bergeron |rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 113| numero= 782 |mese=aprile|anno= 2001| pagine= 409–435}}</ref><ref name="osln">{{cita web|url= http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf |titolo= Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars| autore= Jennifer Johnson| editore= Astronomy 162, [[Ohio State University]]| accesso=3 maggio 2007}}</ref> Queste, dopo aver concluso la [[sequenza principale]] e le fasi di instabilità ad essa successive, attraversano delle ulteriori fasi di forte instabilità che le portano ad espellere i propri [[struttura stellare|strati più esterni]], mentre i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche.<ref name="rln">{{cita web|url= http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html |titolo= Late stages of evolution for low-mass stars| autore= Michael Richmond| editore= Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology | accesso=3 maggio 2007}}</ref> 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;<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1990RPPh...53..837K |titolo=Physics of white dwarf stars| autore= D. Koester, G. Chanmugam| rivista= Reports on Progress in Physics| volume= 53| anno= 1990| pagine= 837–915}}</ref> l'unica [[forza]] che vi si oppone è la pressione degli [[elettrone degenerato|elettroni degenerati]].
La [[fisica della materia]] [[materia degenere|degenere]] impone per una nana bianca una massa limite, il [[limite di Chandrasekhar]] (<math>M_{\rm Ch}</math>), che, per un oggetto che non compie una veloce [[rotazione stellare|rotazione]] su se stesso, equivale a 1,44 M<sub>☉</sub>.<ref name="thesis">{{cita libro|url=http://www.davegentile.com/thesis/white_dwarfs.html| titolo=White dwarf stars and the Chandrasekhar limit| autore= Dave Gentile (Master's thesis)| editore= DePaul University| anno= 1995}}</ref> Nel caso di una nana bianca al [[carbonio]]-[[ossigeno]], il tipo più comune di nana bianca nell'universo,<ref name="sj">{{cita web|url = http://www.arm.ac.uk/~csj/astnow.html|titolo = Stars Beyond Maturity|accesso=3 maggio 2007|autore = Simon Jeffery }}</ref><ref name="vd1"/><ref name="vd2"/> l'avvicinamento o eventualmente il superamento di tale limite, che normalmente avviene a causa del [[trasferimento di massa]] in un [[stella binaria|sistema binario]], ne può provocare l'esplosione in una [[nova]] o in una [[supernova di tipo Ia]].<ref name="osln"/><ref name="rln" />
Riga 64:
Studi più completi della struttura interna delle nane bianche, che tenevano conto anche degli effetti relativistici dell'[[equazione di stato]] della materia degenere, vennero compiuti in quegli anni dall'astrofisico [[india]]no [[Subrahmanyan Chandrasekhar]]. Nel suo articolo del [[1931]], ''The maximum mass of ideal white dwarfs'',<ref group="N">L'articolo rappresenta il primo utilizzo del termine ''nana bianca'' come titolo di un trattato ufficiale di astronomia.</ref><ref name="chandra1931">{{cita pubblicazione | autore= [[Subrahmanyan Chandrasekhar|S. Chandrasekhar]]| anno=1931 | titolo=The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs | rivista=The Astrophysical Journal | volume=74 | numero=1 | pagine=81-82 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1931ApJ....74...81C | accesso=30 ottobre 2008 }}</ref> Chandrasekhar affermò che la massa limite di una nana bianca (detta oggi in suo onore ''[[limite di Chandrasekhar]]'') dipende dalla propria composizione chimica.<ref name="thesis"/><ref name="chandra2">{{cita pubblicazione | autore= S. Chandrasekhar | anno=1935 | titolo=The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper) | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=95 | pagine=207-225 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1935MNRAS..95..207C | accesso=30 ottobre 2008 }}</ref> Questo ed altri studi sulla struttura e l'evoluzione delle stelle valsero all'astrofisico indiano il [[Premio Nobel per la Fisica]] nel [[1983]].<ref name="nobel">{{cita web | url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/ | titolo=Premio Nobel per la Fisica del 1983 | accesso=30 ottobre 2008 | lingua=en | editore=Nobel Foundation }}</ref>
Al di là dell'importanza di aver trovato un valore ben preciso, la scoperta di una massa limite per una nana bianca è stata di fondamentale importanza nella comprensione degli stadi terminali dell'evoluzione delle stelle in base alla loro massa. Lo stesso Chandrasekhar disse in un discorso a [[
{{Citazione|La storia di una stella di massa piccola deve essere essenzialmente differente da quella di una stella di grande massa. Per una stella di piccola massa lo stadio naturale di nana bianca rappresenta il primo passo verso la totale estinzione dell'astro. Una stella di grande massa non può attraversare questo stadio e siamo liberi di speculare su eventuali altre possibilità.}}
Riga 229:
A meno che la nana bianca non si trovi in condizioni particolari (come l'[[accrezione (astrofisica)|accrescimento]] di materia da una stella compagna o da un'altra sorgente), la grande [[energia termica]] irradiata dall'astro deriva dal calore accumulato mentre nella stella originaria erano attivi i processi di fusione nucleare. Poiché questi oggetti hanno un'area superficiale estremamente piccola, il tempo necessario ad irradiare e disperdere il calore è molto lungo.<ref name="rln" /> Il processo di raffreddamento della nana bianca comporta, oltre ad una ovvia riduzione della temperatura superficiale, una diminuzione della quantità di [[radiazione elettromagnetica|radiazioni]] emesse e dunque della luminosità; dato che tali oggetti non hanno altri modi per disperdere l'energia al di fuori dell'[[irraggiamento]], ne consegue che il raffreddamento sia un processo che rallenta col tempo.<ref name="cooling.">{{cita pubblicazione|autore=P. Bergeron, Maria Teresa Ruiz, S. K. Leggett|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJS..108..339B|titolo=The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk|rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=108 |numero=1 |mese=gennaio|anno=1997| pagine=339–387}}</ref> Per fare un esempio, una nana C-O di 0,59 masse solari, con un'atmosfera di idrogeno, si raffredda fino a raggiungere una temperatura superficiale di 7140 K in un miliardo e mezzo di anni. Per perdere ulteriori 500 K e raggiungere i 6640 K occorrerebbero circa 0,3 miliardi di anni, mentre per perdere successivamente altri 500 K di temperatura sarebbe necessario un tempo variabile fra 0,4 e 1,1 miliardi di anni;<ref name="cooling."/> quindi, quanto più la temperatura dell'oggetto è alta, tanto più è alta la velocità di dissipazione dell'energia termica.<ref name="disklf">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..294L |titolo= The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk| autore= S. K. Leggett, Maria Teresa Ruiz, P. Bergeron| rivista= The Astrophysical Journal |volume= 497| mese=aprile| anno= 1998| pagine= 294–302}}</ref>
Questa tendenza sembra arrestarsi quando si raggiungono temperature piuttosto basse: infatti, sono note solo pochissime nane bianche con una temperatura superficiale al di sotto dei 4000 K,<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...612L.129G |titolo= Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey| autore= Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, ''et al''| rivista= The Astrophysical Journal| volume= 612| numero= 2 | mese=settembre| anno= 2004| pagine= L129–L132}}</ref> tra cui [[WD 0346+246]], che possiede una temperatura superficiale di circa 3900 K.<ref name="cool"/> La ragione per cui non si osservano nane bianche a temperature inferiori risiede nell'[[età dell'universo]], che è finita:<ref>{{cita web| titolo= The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe| autore= James S. Trefil| città= Mineola
Il processo di raffreddamento di una nana bianca prosegue, in ottemperanza al [[secondo principio della termodinamica]], sino al raggiungimento dell'[[principio zero della termodinamica|equilibrio termico]] con la [[radiazione cosmica di fondo]], diventando quella che di fatto è nota come ''[[nana nera]]''; tuttavia, dato il lungo tempo previsto perché una nana bianca giunga a questa fase, si pensa che non esistano ancora delle nane nere.<ref name="osln" />
Riga 474:
{{portale|fisica|stelle}}
{{vetrina|26|marzo|2009|Wikipedia:Vetrina/Segnalazioni/Nana bianca|arg=astronomia}}
[[Categoria:Stelle di classe spettrale D| ]]▼
{{categorie qualità}}
▲[[Categoria:Stelle di classe spettrale D| ]]
| |||