Nana bianca: differenze tra le versioni

A meno che la nana bianca non si trovi in condizioni particolari (come l'[[accrezioneaccrescimento (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>

Quando il processo di [[accrezioneaccrescimento (astrofisica)|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.<ref name="nasa1"/> 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 [[nova]]e classiche (o [[nova ricorrente|novae ricorrenti]]).<ref name="nasa1"/><ref name="nasa2"/> Esiste anche una particolare tipologia di novae, le cosiddette [[nova nana|novae nane]], le quali hanno dei picchi di luminosità più frequenti ma meno intensi rispetto alle novae classiche; si ritiene che si formino non dalla fusione nucleare della materia accumulata in superficie ma dal violento rilascio dell'[[energia potenziale gravitazionale]] durante il processo di accrescimento.<ref name="nasa2"/>