Nana bianca: differenze tra le versioni

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|p= 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|coautoriautore2= James Liebert, |autore3=Hugh C. Harris, |autore4=S. J. Kleinman, ''et al''|etal=si|rivista = [[The Astrophysical Journal]] Supplement Series| volume= 167| numero= 1 |mese=novembre|anno= 2006|pp= 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| coautoriautore2= P. Brassard, |autore3=P. Bergeron |rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 113| numero= 782 |mese=aprile|anno= 2001|pp= 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, |autore2=G. Chanmugam| rivista= Reports on Progress in Physics| volume= 53| anno= 1990| pp= 837–915}}</ref> l'unica [[forza]] che vi si oppone è la pressione degli [[elettrone degenerato|elettroni degenerati]].

{{Citazione|Sembra che l'[[equazione di stato dei gas perfetti]] perda di validità a queste elevate densità e che le stelle come quella studiata da Adams non siano costituite da gas allo stato ordinario. |A. S. Eddington ''The Internal Constitution of Stars'', p. 170<ref name=univ2>{{cita|AA.VV.|p. 108, vol 4|univ}}.</ref>}}

La stima di tale massa limite, difatti, aprì la strada ad altre ipotesi sull'esistenza di oggetti ancora più compatti delle nane bianche, che si sarebbero originati dal collasso di stelle più massicce.<ref name="magionami"/> La scoperta nel [[1932]] da parte di [[James Chadwick]] di una nuova [[particella subatomica]], il [[neutrone]],<ref>{{cita pubblicazione | rivista= Nature | volume=129 | p=312 | titolo= On the possible existence of a neutron | autore=James Chadwick | doi=10.1038/129312a0 | anno=1932 }}</ref> e lo studio dei [[Radioattività|decadimenti nucleari]], portarono l'[[1933|anno seguente]] [[Walter Baade]] e [[Fritz Zwicky]] a teorizzare l'esistenza di [[stella di neutroni|stelle costituite da questa nuova particella]],<ref>{{cita pubblicazione| rivista = Phys. Rev.| volume=46| titolo= Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays |autore=Walter Baade, |autore2=Fritz Zwicky |pp=76–77| doi=10.1103/PhysRev.46.76.2}}</ref> che potevano contenere in spazi ancora più ristretti masse anche maggiori di quelle possedute dalle nane bianche. L'ipotesi venne confermata nel [[1965]] con la scoperta delle [[pulsar]].<ref>{{cita pubblicazione |rivista=Nature| volume=207| p=59| titolo=Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula| autore=Hewish and Okoye| doi=10.1038/207059a0| anno=1965}}</ref>

Nel [[1939]] furono scoperte 18 nuove nane bianche,<ref name="schatzman" /> mentre Luyten ed altri astronomi si dedicarono alla ricerca di tali stelle nel corso degli [[anni 1940|anni quaranta]]. Al [[1950]] si conoscevano oltre cento nane bianche,<ref>{{cita pubblicazione | cognome=Luyten | nome=W. J. | linkautore=Willem_Jacob_Luyten | anno=1950 | titolo=The search for white dwarfs | rivista=Astronomical Journal | volume=55 | pp=86-89 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1950AJ.....55...86L | doi=10.1086/106358 | accesso=30 ottobre 2008 }}</ref> mentre nel [[1999]] il numero era salito ad oltre 2000.<ref name="villanovar4">{{cita pubblicazione | cognome=McCook | nome=G. P. | coautoriautore2=Sion, E. M. Sion| anno=1999 | titolo=A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs | rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series | volume=121 | numero=1 | pp=1-130 | doi=10.1086/313186 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJS..121....1M | accesso=30 ottobre 2008 }}</ref> Da allora, grazie alle immagini della ''[[Sloan Digital Sky Survey]]'', sono state scoperte altre 9000 nane bianche, quasi tutte di recente formazione.<ref name="sdssr4"/>

La formazione di una nana bianca è un processo progressivo e non violento, che riguarda tutte le stelle di massa compresa tra 0,08 ed 8-10 volte la [[massa solare]] che abbiano concluso la fase di stabilità della [[sequenza principale]] e le fasi di instabilità ad essa successive;<ref name="cosmochronology"/><ref name="evo.">{{cita pubblicazione| autore = A. Heger, |autore2=C. L. Fryer, |autore3=S. E. Woosley, |autore4=N. Langer, |autore5=D. H. Hartmann| titolo = How Massive Single Stars End Their Life| anno = 2003| rivista = The Astrophysical Journal| volume = 591| numero = 1| pp = 288-300| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H}}</ref> queste si diversificano a seconda della massa dell'astro.

Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,5 masse solari, le [[nana rossa|nane rosse]],<ref name="burrows">{{cita pubblicazione | autore = A. Burrows|coautoriautore2= W. B. Hubbard, |autore3=D. Saumon, |autore4=J. I. Lunine | titolo= An expanded set of brown dwarf and very low mass star models | rivista= [[Astrophysical Journal]] | anno= 1993 | volume=406| numero= 1 | pp= 158–171| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K | doi = 10.1086/172427}}</ref> si riscaldano mano a mano che l'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle [[reazione nucleare|reazioni nucleari]] e divenendo per breve tempo delle [[nana blu (fase evolutiva)|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&nbsp;– 1 [[bilione]] di anni<ref name="richmond">{{cita web | autore= Michael Richmond | data = 5 ottobre 2006 | url =http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titolo =Late stages of evolution for low-mass stars | editore = Rochester Institute of Technology | accesso=7 giugno 2007 }}</ref><ref name="adams.">{{cita web|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1|titolo=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects|autore=Fred C. Adams, |autore2=Gregory Laughlin|anno=1996}}</ref><ref name="red main sequence">{{cita conferenza| autore= Fred C. Adams | coautoriautore2=Gregory Laughlin;|autore3= Genevieve J. M. Graves | titolo=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence| conferenza=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets | paginepp=46–49 | editore= Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A | accesso=24 giugno 2008 }}</ref> e l'attuale [[età dell'universo]] si aggira sui 13,7 miliardi di anni,<ref name="aou">{{cita web |url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603449v2 |titolo = Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology |accesso=19 ottobre 2015 |autore = D. N. Spergel |coautoriautore2=O. Doré Bean ''et al'' |etal=si|editore = [[arXiv]]:astro-ph/0603449v2 |doi=10.1086/513700}}</ref> pare logico credere che nessuna nana rossa abbia avuto il tempo per raggiungere la fase di nana bianca.<ref name="hinshaw">{{cita web | autore = Gary Hinshaw| data = 23 agosto 2006 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html | titolo = The Life and Death of Stars | editore = NASA WMAP Mission | accesso=1º settembre 2006 }}</ref><ref name="Adams 2005">{{Cita pubblicazione| rivista=Astronomische Nachrichten| volume= 326| numero=10| pp=913–919| anno= 2005| titolo=M dwarfs: planet formation and long term evolution| nome=F. C.|cognome= Adams| coautoriautore2= P. Bodenheimer, |autore3=G. Laughlin|bibcode=2005AN....326..913A|doi=10.1002/asna.200510440| url=http://www3.interscience.wiley.com/cgi-bin/abstract/112210517/?CRETRY=1&SRETRY=0}}</ref>

Le stelle la cui massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura, mentre gli strati più esterni, in reazione al vasto ''surplus'' energetico che ricevono dal nucleo in contrazione,<ref name="catastr1">{{cita|Wheeler|p. 36|Catastr}}.</ref> si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso.<ref name="richmond"/> 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 [[stella subgigante|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.<ref name="evoluzione stellare">{{cita web | url = http://physics.ship.edu/~mrc/astro/NASA_Space_Science/observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | titolo = Stellar Evolution & Death | editore = NASA's Observatorium | lingua=en | accesso=15 febbraio 2009 }}</ref><ref name="Iben">{{en}} {{cita pubblicazione| autore = Icko Iben Jr.| titolo=Single and binary star evolution |rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |anno=1991 | volume=76 |pp=55–114 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |doi=10.1086/191565 | accesso=15 febbraio 2009}}</ref><ref name="evolution">{{cita web | data = 29 agosto 2006 | url =http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html | titolo =Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction | editore =Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | lingua=en | accesso=15 febbraio 2009}}</ref>

Gli strati più esterni di una gigante rossa o di una stella AGB possono estendersi per diverse centinaia di volte il diametro del Sole, arrivando ad avere raggi dell'ordine dei 10⁸&nbsp;[[chilometro|km]] (alcune unità astronomiche),<ref name="AGB"/> come nel caso di [[Mira (stella)|Mira]] (ο [[Balena (costellazione)|Ceti]]), una gigante del ramo asintotico con un raggio di 5&nbsp;×&nbsp;10⁸&nbsp; km (3 U.A.).<ref>{{cita web | autore= D. Savage| coautoriautore2= T. Jones, |autore3=Ray Villard, |autore4=M. Watzke | data = 6 agosto 1997 | url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/26/text/ | titolo = Hubble Separates Stars in the Mira Binary System | editore = HubbleSite News Center | accesso=1º marzo 2007 }}</ref>

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 senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma di [[vento stellare]].<ref name="richmond"/><ref name="Liebert"/> Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento"<ref>{{cita pubblicazione | autore= H. Oberhummer| coautoriautore2= A. Csótó, |autore3=H. Schlattl | titolo= Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe | rivista=Science | anno= 2000 | volume=289 | numero= 5476 | pp=88–90 | url= http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/289/5476/88 |accesso=7 giugno 2007 | doi=10.1126/science.289.5476.88| pmid=10884230 }}</ref> che assorbe la [[radiazione ultravioletta]] emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma di [[luce visibile]] dall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire una [[nebulosa|nebulosità]] in espansione, la [[nebulosa protoplanetaria]] prima e [[nebulosa planetaria|planetaria]] poi, al cui centro rimane il cosiddetto ''nucleo della nebulosa planetaria'' (PNN, dall'inglese ''Planetary Nebula Nucleus''), che diverrà poi la nana bianca.<ref name="apjs76">{{cita pubblicazione | autore= Icko Iben Jr. | titolo= Single and binary star evolution | rivista= Astrophysical Journal Supplement Series | anno= 1991 | volume=76 | pp=55–114| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |accesso=3 marzo 2007 | doi=10.1086/191565 }}</ref>

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K,<ref name="Liebert"/> che diminuisce in funzione degli scambi termici con lo [[spazio (astronomia)|spazio]] circostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di [[nana nera]]<ref name="fate">{{cita pubblicazione| autore = Fred C. Adams, |autore2=Gregory Laughlin| titolo = A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects| anno = 1997| rivista = Reviews of Modern Physics| volume = 69| numero = 2| pp = 337-372| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A}}</ref> (l'irraggiamento termico è trattato più approfonditamente nel paragrafo [[#Temperature superficiali e dispersione dell'energia termica|Temperature superficiali e dispersione dell'energia termica]]). L'esistenza di simili oggetti è molto lunga: la loro vita sarebbe simile a quella del [[decadimento del protone|tempo di vita media del protone]], la cui durata raggiungerebbe i 10³² – 10⁴⁹ anni secondo alcune [[teoria della grande unificazione|teorie della grande unificazione]], mentre sarebbe superiore a 10²⁰⁰ anni secondo altre teorie.<ref name="fate" />

Tuttavia, è stata scoperta l'esistenza di oggetti che presentano le medesime caratteristiche teorizzate per le nane He.<ref name="helium.dwarf">{{cita pubblicazione|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0404291|titolo=A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass|autore = James Liebert, |autore2=P. Bergeron, |autore3=Daniel Eisenstein, |autore4=H.C. Harris, |autore5=S.J. Kleinman, |autore6=Atsuko Nitta, |autore7=Jurek Krzesinski| data= 15 aprile 2004| rivista= Astrophysical Journal Letters| volume= 606}}</ref> Gli astronomi escludono che derivino da stelle di piccola massa giunte alla fine della loro esistenza, ipotizzando che esse si originino dall'interazione tra le componenti di un sistema binario costituito da una [[stella compatta]] (probabilmente una [[stella di neutroni]]) ed una stella appena uscita dalla sequenza principale, in procinto di evolvere verso la fase di [[stella gigante|gigante]].<ref name="whitedw">{{cita pubblicazione|autore=O. G. Benvenuto, |autore2=M. A. De Vito| titolo= The formation of a helium white dwarf in a close binary system with diffusion| rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume = 352| numero = 1| mese=luglio| anno= 2004 |pp=249-257(9)| url=http://www.ingentaconnect.com/content/bsc/mnr/2004/00000352/00000001/art00023|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07918.x|accesso=27 gennaio 2009}}</ref> Quando quest'ultima raggiunge dimensioni tali da colmare il proprio [[lobo di Roche]], si innesca un rapido processo di [[trasferimento di massa]]<ref name="whitedw"/> che priva la stella dello strato esterno di idrogeno, lasciando scoperto il nucleo degenere di elio prima ancora che possano essere raggiunte temperature e densità tali da permetterne la fusione in carbonio e ossigeno.<ref name="holberg"/><ref name="rln" /><ref name="sj"/><ref name="he2">{{cita web|url = http://spaceflightnow.com/news/n0704/17whitedwarf|titolo = Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf |accesso=17 aprile 2007|editore = [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]]}}</ref><ref name="he-core">{{cita pubblicazione | autore = M. J. Sarna, |autore2=E. Ergma, |autore3=J. Gerskevits| titolo = Helium core white dwarf evolution—including white dwarf companions to neutron stars| anno = 2001| rivista = Astronomische Nachrichten| volume = 322| numero = 5-6| pp = 405-410| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AN....322..405S}}</ref><ref>{{cita pubblicazione | autore = O. G. Benvenuto, |autore2=M. A. De Vito| titolo = The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II| anno = 2005| rivista = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume = 362| numero = 3| pp = 891-905| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.362..891B}}</ref> Si prevede che lo stesso fenomeno possa verificarsi anche allorquando attorno alla stella orbiti a distanza molto ravvicinata un [[pianeta]] molto massiccio (del tipo ''[[pianeta gioviano caldo|Hot Jupiter]]'') o una [[nana bruna]].<ref>{{cita web|editore = NewScientist.com news service | titolo = Planet diet helps white dwarfs stay young and trim| anno = 2008| url = http://space.newscientist.com/article/mg19726394.900-planet-diet-helps-white-dwarfs-stay-young-and-trim.html}}</ref>

Quando la stella esaurisce il processo di fusione dell'elio in carbonio, una serie di fenomeni di instabilità, accompagnati dall'emissione di un intenso vento stellare, provocano la progressiva espulsione degli strati esterni dell'astro che vanno a costituire la nebulosa planetaria, lasciando al centro il nucleo di carbonio e ossigeno che, dopo aver passato le fasi di ''nucleo della nebulosa planetaria'' e ''[[stella pre-degenere]]'', diviene una nana bianca C-O.<ref name="wernerarxiv">{{cita web| url= http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610746 |titolo= Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs| autore= S. D. Huegelmeyer, |autore2=S. Dreizler, |autore3=K. Werner, |autore4=J. Krzesinski, |autore5=A. Nitta, |autore6=S. J. Kleinman| editore= arXiv:astro-ph/0610746}}</ref> Si stima che una stella simile al Sole espelle, nelle sue ultime fasi di vita, una quantità di materia pari al 40% della propria massa,<ref name="evolution"/> mentre il restante 60% andrà a costituire la stella degenere.

Le [[stella massiccia|stelle massicce]] (>8 M_☉) possiedono nel loro nucleo la giusta combinazione di temperatura e pressione necessaria a consentire la fusione di elementi più pesanti del carbonio e dell'ossigeno, come il [[silicio]] e, alla fine, il [[ferro]]. La massa del nucleo di tali stelle eccede la massa limite di Chandrasekhar; di conseguenza, il loro destino finale non è il passaggio verso lo stadio di nana bianca, ma la catastrofica esplosione in una [[supernova di tipo II]], con la formazione, in base alla massa del nucleo residuo, di una [[stella di neutroni]], di un [[buco nero stellare]] o di una qualunque altra [[stella esotica|forma esotica di stella degenere]].<ref name="evo." /><ref>{{cita pubblicazione| autore = Jürgen Schaffner-Bielich| titolo = Strange quark matter in stars: a general overview| anno = 2005| rivista = Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics| volume = 31| numero = 6| pp = S651-S657| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JPhG...31S.651S}}</ref> Tuttavia, alcune stelle la cui massa sia al limite tra quella di una stella di massa media e quella di una stella massiccia (tra 8 e 10 M_☉), possono riuscire a fondere il carbonio in neon anche se la loro massa non risulta sufficiente a [[processo di fusione del neon|fondere]] la totalità di quest'ultimo in ossigeno e magnesio; se questo si verifica, il nucleo non riesce a superare la massa di Chandrasekhar e il suo collasso dà luogo, anziché ad una stella di neutroni, ad una rarissima nana bianca all'ossigeno-neon-magnesio (O-Ne-Mg).<ref>{{cita pubblicazione| autore = Ken'ichi Nomoto| titolo = Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores| anno = 1984| rivista = The Astrophysical Journal| volume = 277| pp = 791-805| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...277..791N}}</ref><ref>{{cita pubblicazione| autore = S. E. Woosley, |autore2=A. Heger, |autore3=T. A. Weaver| titolo = The evolution and explosion of massive stars| anno = 2002| rivista = The Astrophysical Journal| volume = 74| numero = 4| pp = 1015-1071| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W}}</ref><ref name="oxne">{{cita conferenza| autore = K. Werner, |autore2=N. J. Hammer, |autore3=T. Nagel, |autore4=T. Rauch, |autore5=S. Dreizler| titolo = On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries| anno = 2004| conferenza = 14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel| pagine pp= 165| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ASPC..334..165W}}</ref><ref>{{cita pubblicazione| autore = K. Werner, |autore2=T. Rauch, |autore3=M. A. Barstow, |autore4=J. W. Kruk| titolo = Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H 1504+65| anno = 2004| rivista = Astronomy and Astrophysics| volume = 421| pp = 1169-1183| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...421.1169W}}</ref><ref name="ox-ne-mg">{{cita pubblicazione | autore = Mario Livio, |autore2=James W. Truran| titolo = On the interpretation and implications of nova abundances: an abundance of riches or an overabundance of enrichments| anno = 1994| rivista = The Astrophysical Journal| volume = 425| numero = 2| pp = 797-801| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...425..797L}}</ref>

In entrambi i casi, la porzione esterna dell'oggetto è ricoperta da una tenue atmosfera di elio e idrogeno, che, per via del proprio [[peso atomico]] minore, verrà a trovarsi al di sopra dello strato di elio.<ref name="mnras270">{{cita pubblicazione | autore=M. Barstow| coautoriautore2= J. B. Holberg, |autore3=D. Koester | titolo= Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno= 1994 | volume=270 | numero= 3 | p=516 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994MNRAS.270..516B |accesso=15 maggio 2007 }}</ref>

Si stima che la massa di una nana bianca vada da un minimo di 0,17<ref>{{cita pubblicazione | autore= M. Kulic | coautoriautore2= C. A. Prieto, |autore3=W. R. Brown, |autore4=D. Koester | anno=2007 | titolo=The Lowest Mass White Dwarf | rivista=The Astrophysical Journal | volume=660 | numero=2 | pp=1451-1461 | doi=10.1086/514327 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660.1451K |accesso=31 ottobre 2008 }}</ref> fino ad un massimo, seppur con alcune eccezioni (si veda il paragrafo [[#Relazione massa-raggio e limite di massa|Relazione massa-raggio e limite di massa]]), di 1,44<ref name="sdsswd">{{cita pubblicazione | autore= S. O. Kepler | coautoriautore2=S. J. Kleinman, |autore3=A. Nitta, |autore4=D. Koester, |autore5=B. G. Castanheira, |autore6=O. Giovannini, |autore7=A. F. M. Costa, |autore8=L. Althaus | anno=2007 | titolo=White dwarf mass distribution in the SDSS | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=375 | numero=4 | pp=1315-1324 | doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.375.1315K |accesso=31 ottobre 2008 }}</ref> masse solari (limite di Chandrasekhar), anche se la maggior parte delle nane bianche scoperte si colloca entro un valore medio, compreso fra 0,5 e 0,7 masse solari con un picco attorno a 0,6.<ref name="sdsswd" /> Il raggio stimato di una nana bianca è compreso fra 0,008 e 0,02 volte il [[raggio solare|raggio del Sole]]<ref>{{cita pubblicazione |autore= H. L. Shipman | anno=1979 | titolo=Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars | rivista=The Astrophysical Journal | volume=228 | pp=240-256 | doi=10.1086/156841 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJ...228..240S |accesso=31 ottobre 2008 }}</ref> ed è di conseguenza confrontabile con [[raggio terrestre|quello della Terra]] (0,009 R_ʘ). Le nane bianche quindi racchiudono una massa simile a quella del Sole in un volume che è normalmente un milione di volte più piccolo; ne consegue che la [[densità]] della materia in una nana bianca sia almeno un milione di volte più alta di quella all'interno del Sole (circa 10⁹&nbsp;kg m⁻³, ovvero 1 tonnellata per centimetro cubo).<ref name="osln" /> Le nane bianche sono costituite, infatti, da una delle forme di materia più dense conosciute: un gas degenere di elettroni, superato soltanto da oggetti compatti con densità ancora più estreme, come le [[stella di neutroni|stelle di neutroni]], i [[buco nero|buchi neri]] e le ipotetiche [[stella di quark|stelle di quark]].<ref>{{cita web | url=http://epubl.luth.se/1402-1757/2005/25/LTU-LIC-0525-SE.pdf | titolo=Exotic Phases of Matter in Compact Stars | autore=Fredrik Sandin| editore= Licentiate thesis'', Luleå University of Technology| data= 8 maggio 2005 | accesso=31 ottobre 2008 | formato=pdf | lingua=en }}</ref>

Dove <math>n_i</math> è il numero medio di particelle nello stadio di energia <math>\varepsilon_i</math>, <math>g_i</math> è la degenerazione dello stadio i-esimo, <math>\varepsilon_i</math> è l'energia dello stadio i-esimo, <math>\mu</math> è il [[potenziale chimico]], <math>T</math> è la temperatura e <math>k_B</math> è la [[costante di Boltzmann]].</ref> che permette di descrivere lo stato di un [[gas]] di particelle in condizioni di densità estreme, in modo da soddisfare il principio di esclusione di Pauli.<ref>{{cita pubblicazione | autore=Lillian H. Hoddeson, |autore2=G. Baym | titolo= The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900-28 |rivista=Proceedings of the Royal Society of London, Series A, Mathematical and Physical Sciences | data=10 giugno 1980 | volume=371 | pp=8-23 }}</ref> Il principio sancisce che gli elettroni non possono occupare tutti contemporaneamente il livello di energia più basso, nemmeno a temperature vicine allo [[zero assoluto]], ma sono costretti ad occupare livelli sempre più elevati all'aumentare della densità dell'astro; l'insieme dei livelli energetici occupati dagli elettroni in queste condizioni prende il nome di ''[[Liquido di Fermi|mare di Fermi]]''. Lo stato di questi elettroni viene chiamato ''[[elettrone degenere|degenere]]'', ed è in grado di fornire alla nana bianca l'energia necessaria a mantenere l'[[equilibrio idrostatico]] anche se questa si raffreddasse a temperature vicine allo zero assoluto.

Qualora una nana bianca superi la massa limite di Chandrasekhar e non intervenissero delle [[reazione nucleare|reazioni nucleari]], la pressione degli elettroni degenerati non riuscirebbe più a contrastare la [[forza di gravità]]; la stella allora collasserebbe in un [[stella degenere|oggetto ancora più denso]], come una [[stella di neutroni]] o addirittura un [[buco nero stellare]].<ref name="collapse">{{cita web| url= http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/9701225v1 |titolo= The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection| autore= R. Canal, |autore2=J. Gutierrez| editore= [[arXiv]]:astro-ph/9701225v1| data= 29 gennaio 1997}}</ref>

È abbastanza semplice riuscire a derivare una relazione tra la massa e il raggio di una nana bianca utilizzando un'equazione che consenta di minimizzare l'energia.<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...494..759P| titolo= Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS| autore= J. L. Provencal, |autore2=H. L. Shipman, |autore3=Erik Hog, |autore4=P. Thejll| rivista= The Astrophysical Journal| volume=494| data= 20 febbraio 1998| pp=759–767}}</ref>

Questa analisi è detta ''non relativistica'' poiché viene usata la [[energia cinetica|formulazione classica]] dell'energia cinetica. All'aumentare della massa della nana bianca aumenta la quantità di moto (e quindi la velocità) degli elettroni che la sostengono; avvicinandosi alla [[velocità della luce]], <math>c</math>, gli [[relatività ristretta|effetti relativistici]] non possono più essere trascurati e quando gli elettroni raggiungono [[velocità]] prossime a quella della luce, bisogna passare alla trattazione ultra-relativistica del problema. In questa approssimazione la quantità di moto e l'energia di una particella vengono espresse dal [[quadrivettore]] [[quadrimpulso|impulso]] <math>\begin{smallmatrix}p^\mu\,=\,(\frac{E}{c},\, \vec p)\end{smallmatrix}</math>, dove <math>E=\gamma mc^2</math> è l'energia relativistica, <math>\begin{smallmatrix} \vec p\,=\,\gamma m\vec v\end{smallmatrix}</math> il vettore tridimensionale dell'impulso e <math>\gamma</math> è il [[fattore di Lorentz]] <math>\begin{smallmatrix}\frac{1}{\sqrt{1-\frac{v^2}{c^2}}}\end{smallmatrix}</math>.<ref name="landau">{{cita libro| autore= [[Lev Davidovič Landau|L. D. Landau]]; [[Evgenij Mikhailovič Lifšic|E. M. Lifšic]]| titolo= Teoria dei campi| edizione= 2^a| città= Roma| editore= Editori Riuniti| anno= 1996| isbn= 88-359-3834-1}}</ref> Poiché in [[meccanica relativistica]] l'energia e l'impulso sono legati dalla relazione<ref name="landau"/>

Nel caso di una nana bianca rotante, l'equazione di equilibrio idrostatico deve essere modificata per tener conto anche della [[forza centrifuga]] della [[rotazione stellare|rotazione dell'astro]].<ref>{{cita web | url=http://www.phys.lsu.edu/astro/H_Book.current/H_Book.shtml | titolo=The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems | accesso=30 novembre 2008 | autore=Joel E. Tohline | lingua=en}}</ref> Per una nana bianca che ruota uniformemente, il limite di massa aumenta soltanto leggermente. Tuttavia, se la stella ruotasse in modo non uniforme e la [[viscosità]] fosse trascurabile, allora, come evidenziato da [[Fred Hoyle]] nel [[1947]],<ref>{{cita pubblicazione | autore= Fred Hoyle| anno=1947 | titolo=Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=107 | pp=231-236 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1947MNRAS.107..231H | accesso=30 novembre 2008 }}</ref> non ci sarebbe alcun limite di massa per una nana bianca in equilibrio idrostatico, anche se non tutti questi modelli sono dinamicamente stabili.<ref>{{cita pubblicazione | cognome=Ostriker | nome=J. P. | coautoriautore2=Bodenheimer, P. Bodenheimer | data=1968 | titolo=Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs | rivista=The Astrophysical Journal | volume=151 | pp=1089-1098 | doi=10.1086/149507 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...151.1089O |accesso=30 novembre 2008 }}</ref>

La [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura superficiale]] delle nane bianche sinora scoperte è compresa entro un campo di valori che va dagli oltre 150&nbsp;000 [[kelvin|K]]<ref name="villanovar4" /> fino a poco meno di 4&nbsp;000 K;<ref name="cool">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...489L.157H| titolo= WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus|autore= N. C. Hambly| coautoriautore2= S. J. Smartt, and |autore3=S. Hodgkin, | rivista= The Astrophysical Journal| volume= 489| mese=novembre|anno=1997| pp= L157–L160}}</ref><ref name="wden"/> tuttavia, la gran parte delle nane scoperte possiede una temperatura superficiale compresa fra 8&nbsp;000 e 40&nbsp;000 K.<ref name="sdssr4" /><ref name="villanovavizier">{{cita web| url= http://cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/Cat?III/235A |titolo= III/235A: A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs| autore= G.P. McCook, |autore2=E.M. Sion| editore= [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]]| accesso=9 maggio 2007}}</ref> Poiché per la legge di Stefan-Boltzmann la luminosità dipende dalla quarta [[potenza (matematica)|potenza]] della temperatura (secondo la [[relazione (matematica)|relazione]] <math>L = 4 \pi R^2 \sigma T^4 </math>, dove <math>4 \pi R^2</math> è la superficie della nana approssimata ad una [[sfera]] e <math>\sigma</math> la [[costante di Stefan-Boltzmann]]), un simile intervallo di temperatura corrisponde ad una luminosità che oscilla tra 10² e meno di 10⁻⁵ [[luminosità solare|L_☉]].<ref name="wden" /> In accordo con la [[legge di Wien]], il picco di emissione radiativa di un dato oggetto dipende dalla sua temperatura superficiale.

La radiazione visibile emessa dalle nane bianche varia lungo un'ampia gamma di tonalità, dal colore azzurro tipico delle [[nana blu|stelle di classe O V]] sino al rosso delle [[nane rosse|stelle di classe M V]];<ref name="sionspectra">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S |titolo= A proposed new white dwarf spectral classification system| autore= E. M. Sion| coautoriautore2= J. L. Greenstein, |autore3=J. D. Landstreet, |autore4=J. Liebert, |autore5=H. L. Shipman, e |autore6=G. A. Wegner| rivista = The Astrophysical Journal| volume=269| numero= 1 | mese=giugno| anno= 1983| pp=253–257}}</ref> le nane bianche più calde inoltre possono emettere anche [[raggi X]] a bassa energia (i cosiddetti raggi X ''molli'') o [[radiazione ultravioletta|ultravioletti]], il che rende possibile studiarne la composizione e la struttura atmosferica grazie anche ad [[astronomia a raggi X|osservazioni nei raggi X]] e [[Astronomia dell'ultravioletto|negli ultravioletti]].<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985SSRv...40...79H |titolo=X-ray emission from isolated hot white dwarfs| autore= J. Heise| rivista= Space Science Reviews | volume=40| mese=febbraio| anno=1985| pp=79–90}}</ref>

A meno che la nana bianca non si trovi in condizioni particolari (come l'[[accrescimento (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, |autore2=Maria Teresa Ruiz, |autore3=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|pp=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, |autore2=Maria Teresa Ruiz, |autore3=P. Bergeron| rivista= The Astrophysical Journal |volume= 497| mese=aprile| anno= 1998| pp= 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, |autore2=Geza Gyuk, |autore3=Hugh C. Harris, |autore4=Mark Subbarao, ''et al''|etal=si| rivista= The Astrophysical Journal| volume= 612| numero= 2 | mese=settembre| anno= 2004| pp= 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 (New York)| editore= Dover Publications| anno= 2004|cid= ISBN 0-486-43813-9}}</ref> infatti non c'è stato sinora tempo a sufficienza per far sì che le più antiche nane bianche si potessero raffreddare ulteriormente. Un indice, noto come [[funzione di luminosità (astronomia)#Funzione di luminosità delle nane bianche|funzione di luminosità delle nane bianche]], sfrutta il tasso di raffreddamento di questi oggetti, che può essere utilizzato per determinare il tempo in cui le stelle si iniziarono a formare in una determinata regione della Galassia; tale mezzo ha permesso di stimare l'età del [[disco galattico]] a circa 8 miliardi di anni.<ref name="disklf" />

Sebbene la materia che costituisce una nana bianca sia fondamentalmente allo stato di [[plasma (fisica)|plasma]], ossia un gas composto da [[nucleo atomico|nuclei atomici]] ed [[elettrone|elettroni]] liberi, è stato teoricamente predetto negli [[anni 1960|anni sessanta]] che durante il processo di raffreddamento possa aver luogo il passaggio dalla fase di plasma ad una fase solida degli strati interni della nana tramite il fenomeno della cristallizzazione, che avrebbe inizio a partire dal centro dell'oggetto.<ref name="metcalfe1">{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...605L.133M|titolo=Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093|autore=T. S. Metcalfe, |autore2=M. H. Montgomery, |autore3=A. Kanaan|rivista=The Astrophysical Journal|volume=605|numero=2|mese=aprile|anno=2004|pp=L133–L136}}</ref>

I modelli fisico-matematici ritengono che quando la temperatura superficiale della nana bianca raggiunge un valore prossimo ai 5&nbsp;000 K (considerando per la nana una massa di 0,6 M_☉ e un nucleo composto di C-O al 50:50 in massa) ha luogo la [[transizione di fase]] tra lo stato liquido e quello solido, che ha come effetto l'inizio del processo di cristallizzazione del nucleo.<ref name="pdf_wd">{{cita web| url= http://www.oacn.inaf.it/~silvotti/wd_web_4.pdf| titolo= Sismologia di Nane Bianche | accesso=7 marzo 2009}}</ref> Date le fortissime pressioni cui sono soggetti, nonostante la temperatura interna sia ancora piuttosto elevata, gli atomi iniziano a disporsi in un [[reticolo cristallino]], che assume la [[sistema cristallino|struttura]] di un [[sistema cubico]].<ref name="cosmochronology" /><ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988A&A...199L..15B |titolo=Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs|autore=J. L. Barrat, |autore2=J. P. Hansen |autore3=R. Mochkovitch|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=199|numero=1–2|mese=giugno|anno=1988|pp=L15–L18}}</ref> È necessario che l'ossigeno precipiti al centro della stella e cristallizzi prima del carbonio, di modo che la nana bianca inizi a differenziare un nucleo di ossigeno cristallino circondato da un mantello fluido di carbonio, con piccole quantità di ossigeno.

Questo fenomeno libera [[calore latente]] allungando i tempi di raffreddamento di circa 2 miliardi di anni.<ref>{{cita conferenza | autore= A. Coc, |autore2=M. Hernanz, |autore3=J. Isern, ''et al'' |etal=si| data= 16-20 settembre 1996 | titolo= Nucleosynthesis in Novae: Production of 26Al, 22Na and 7Be| conferenza= The Transparent Universe, Proceedings of the 2nd INTEGRAL Workshop| editore= C. Winkler, T. J.-L. Courvoisier, Ph. Durouchoux (European Space Agency)| città= St. Malo, Francia| paginepp= 101| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ESASP.382..101C| accesso=7 marzo 2009}}</ref> Tuttavia, per masse stellari prossime alla <math>M_{\rm Ch}</math>, la fase di cristallizzazione ha inizio molto prima a causa della densità elevata, sicché una nana bianca massiccia può trovarsi in gran parte cristallizzata già a temperature superficiali dell'ordine dei 12&nbsp;000 K.<ref name="pdf_wd"/>

Una serie di campagne osservative [[astrosismologia|astrosismologiche]] iniziate nel [[1995]] indussero a ritenere che le nane bianche pulsanti fossero un buon test per verificare o eventualmente confutare la teoria della cristallizzazione.<ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995BaltA...4..129W|titolo=The Status of White Dwarf Asteroseismology and a Glimpse of the Road Ahead|autore=D. E. Winget|rivista=Baltic Astronomy|volume=4|anno=1995|pp=129–136}}</ref> Sulla base di queste osservazioni astrosismologiche, nel [[2004]] un gruppo di ricercatori dell'[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] stimarono che circa il 90% della massa della nana [[BPM 37093]] fosse cristallizzata;<ref name="metcalfe1" /><ref name="lucy">{{cita pubblicazione|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3492919.stm|titolo=Diamond star thrills astronomers|autore=David Whitehouse|rivista=BBC News|mese=febbraio|giorno=16|anno=2004|accesso=6 gennaio 2007}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|url=http://www.cfa.harvard.edu/news/archive/pr0407.html|titolo=Press release|rivista=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|anno=2004}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0411199v1|titolo=Whole Earth Telescope observations of BPM 37093: a seismological test of crystallization theory in white dwarfs|autore=A. Kanaan, |autore2=A. Nitta, |autore3=D. E. Winget, |autore4=S. O. Kepler, |autore5=M. H. Montgomery, |autore6=T. S. Metcalfe, et al.|etal=si|rivista=arXiv:astro-ph/0411199v1|data=8 novembre 2004}}</ref> studi successivi hanno però ridimensionato questo valore, considerando la frazione di massa cristallizzata compresa fra il 32% e l'82%.<ref name="Brassard">{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622..572B|titolo=Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View|autore=P. Brassard and G. Fontaine|rivista=The Astrophysical Journal|volume=622|numero=1|mese=marzo|anno=2005|pp=572–576}}</ref>

Le nane bianche la cui classificazione primaria dello spettro è DA possiedono un'atmosfera dominata dall'idrogeno; questa tipologia costituisce la gran parte (circa i tre quarti) di tutte le nane bianche conosciute.<ref name="wden" /> Una piccola frazione (circa lo 0,1%) hanno atmosfere al carbonio, le cosiddette ''nane DQ calde'' (<math>T_{\rm eff}</math> ~15&nbsp;000 K);<ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.450..522D|titolo=White dwarf stars with carbon atmospheres|autore=Patrick Dufour, |autore2=James Liebert, |autore3=G. Fontaine, |autore4=N. Behara |rivista=Nature |volume=450 |numero=7169| mese=novembre| anno=2007|pp=522–524| doi=10.1038/nature06318}}</ref> le altre stelle (classificabili DB, DC, DO, DZ e le DQ fredde) hanno atmosfere dominate dall'elio. Qualora il carbonio e i metalli non siano presenti, la classificazione spettrale dipende dalla temperatura effettiva: fra i 100&nbsp;000 K e i 45&nbsp;000 K lo spettro viene classificato DO ed è dominato dall'elio ionizzato una volta; dai 30&nbsp;000 K ai 45&nbsp;000 K, lo spettro è classificato DB e mostra righe dell'elio neutro, mentre sotto i 12&nbsp;000 K lo spettro è privo di emissioni ed è classificato DC.<ref name="wden" /><ref name="kawaler" /> La ragione dell'assenza di nane bianche con un'atmosfera dominata dall'elio e una temperatura effettiva compresa fra 30&nbsp;000 K e 45&nbsp;000 K, chiamata ''DB gap'' (mancanza di DB), non è chiara; si sospetta che possa essere dovuta alla competizione di processi evolutivi atmosferici, come la separazione gravitazionale degli elementi e il rimescolamento convettivo.<ref name="wden" />

Negli anni sessanta<ref group="N">La presenza di [[campo magnetico stellare|campi magnetici]] sulla superficie delle nane bianche con intensità dell'ordine del milione di gauss (~100 T) era già stata ipotizzata nel [[1947]] da [[Patrick Maynard Stuart Blackett|P. M. S. Blackett]], che riteneva che un corpo non [[carica elettrica|carico]], in rotazione, potesse generare un [[campo magnetico]] proporzionale al suo [[momento angolare]]; tuttavia la sua teoria fu confutata dalla comunità scientifica. Da {{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1947Natur.159..658B |titolo= The magnetic field of massive rotating bodies| autore= P. M. S. Blackett| rivista=Nature| volume=159| numero=4046 |data= 17 maggio 1947|pp=658–666}}</ref> 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.<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2000PASP..112..873W | titolo= Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs| autore= D. T. Wickramasinghe, |autore2=Lilia Ferrario| rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume=112| numero=773| mese=luglio| anno= 2000| pp=873–924}}</ref> Secondo questa teoria, qualora la stella progenitrice avesse un campo magnetico originario di circa ~100 [[Gauss (unità di misura)|gauss]] (0,01 [[Tesla|T]]), il collasso in nana bianca farebbe variare il campo sino a ~(100×100)²=10⁶ gauss (100 T), dato che il raggio della stella diminuisce di un fattore 100.<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1969Ap&SS...4..464G |titolo= Coherent Mechanisms of Radio Emission and Magnetic Models of Pulsars| autore= V. L. Ginzburg, |autore2=V. V. Zheleznyakov, |autore3=V. V. Zaitsev| rivista=Astrophysics and Space Science| volume= 4| anno=1969|pp=464–504}}</ref> La prima nana magnetica ad essere osservata fu [[GJ 742]], il cui campo magnetico fu dedotto nel [[1970]] a partire dall'emissione di luce [[Polarizzazione della radiazione elettromagnetica#Polarizzazione lineare e circolare|circolarmente polarizzata]].<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...161L..77K |titolo= Discovery of Circularly Polarized Light from a White Dwarf| autore= James C. Kemp, |autore2=John B. Swedlund, |autore3=J. D. Landstreet, |autore4=J. R. P. Angel| rivista= The Astrophysical Journal | volume=161| mese=agosto| anno=1970| pp=L77–L79}}</ref><ref>La nana sembra possedere un campo magnetico di circa 300 milioni di gauss (30 kT).</ref> Da allora sono stati scoperti campi magnetici in oltre 100 nane bianche, con valori compresi tra 2×10³ e 10⁹ gauss (da 0,2 T a 100 kT); tuttavia, solo una minima parte delle nane bianche sinora conosciute è stata esaminata per misurarne il campo magnetico, e si stima che almeno il 10% di esse possieda dei campi con intensità superiori ad 1 milione di gauss (100 T).<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A&A...462.1097J | titolo=The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields| autore= S. Jordan, |autore2=R. Aznar Cuadrado, |autore3=R. Napiwotzki, |autore4=H. M. Schmid, |autore5=S. K. Solanki| rivista= Astronomy and Astrophysics | volume= 462| numero= 3| data= 11 febbraio 2007| pp= 1097–1101}}</ref><ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2003AJ....125..348L |titolo= The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs| autore=James Liebert, |autore2=P. Bergeron J. B. Holberg| rivista= Astronomical Journal| volume=125| numero=1 | mese=gennaio| anno= 2003| pp=348–353}}</ref>

La scoperta delle [[nana bianca pulsante|nane bianche pulsanti]] avvenne nel [[1965]]-[[1966|66]], quando l'astronomo [[Arlo U. Landolt]] osservò che la nana bianca [[HL Tau 76]], scoperta cinque anni prima da [[Guillermo Haro]] e Willem Luyten, mostrava una variazione della propria luminosità con un periodo di circa 12,5 minuti.<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...153..151L |titolo= A New Short-Period Blue Variable| autore= Arlo U. Landolt| rivista=The Astrophysical Journal| volume= 153| numero=1 |mese=luglio| anno=1968 |pp=151–164}}</ref> Tuttavia l'idea che potessero esistere delle nane bianche variabili risaliva già a qualche tempo prima, e si riteneva che potessero avere un periodo di variabilità dell'ordine dei 10 secondi;<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ApJ...148L.161L |titolo= Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1| autore= George M. Lawrence| coautoriautore2= Jeremiah P. Ostriker, |autore3=James E. Hesser| rivista = The Astrophysical Journal| volume= 148| numero=3 |mese=giugno| anno=1967| pp=L161–L163}}</ref> l'idea non trovò però riscontro sino alla scoperta di HL Tau 76.

* ''stelle GW Virginis'', a loro volta suddivise nei tipi ''DOV'' e ''PNNV'', con atmosfere abbondanti di elio, ossigeno, e carbonio.<ref name="quirion">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJS..171..219Q |titolo= Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram| autore= P.-O. Quirion, |autore2=G. Fontaine, |autore3=P. Brassard| rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series| volume=171| numero=1 | mese=luglio| anno= 2007| pp=219–248}}</ref><ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...426L..45N |titolo= Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209| autore= T. Nagel, |autore2=K. Werner| rivista = Astronomy and Astrophysics| volume= 426| anno=2004| pp= L45–L48}}</ref> Queste ultime non sono delle nane bianche in senso stretto, ma piuttosto una fase di passaggio tra la fase di stella del [[ramo asintotico delle giganti]] e la fase di nana bianca vera e propria; per questo motivo non sarebbe errato riferirsi a queste come ''pre-nane bianche''.<ref name="quirion" /><ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...532.1078O |titolo=The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip| autore= M. S. O'Brien| rivista = The Astrophysical Journal| volume= 532| numero= 2 | mese=aprile| anno= 2000| pp= 1078–1088}}</ref>

Le osservazioni spettroscopiche agli [[radiazione infrarossa|infrarossi]] condotte dal [[Telescopio spaziale Spitzer]] della [[NASA]] sulla porzione centrale della nebulosa planetaria [[New General Catalogue|NGC]] 7293 (la [[Nebulosa Elica]]) suggeriscono la presenza di un [[disco circumstellare|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. È inoltre probabile che l'emissione X della stella centrale sia dovuta alla caduta di una certa quantità di materiali dal disco sulla superficie della stella stessa.<ref>{{cita web|url= http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/6357765.stm |titolo=Comet clash kicks up dusty haze| editore= BBC News| data= 13 febbraio 2007| accesso=20 settembre 2007}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...657L..41S |titolo= A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?|autore= K. Y. L. Su|coautoriautore2= Y.-H. Chu, |autore3=G. H. Rieke, |autore4=P. J. Huggins, ''et al''|etal=si| rivista=The Astrophysical Journal| volume= 657| numero= 1 |mese=marzo| anno= 2007|pp=L41–L45}}</ref> Allo stesso modo, alcune osservazioni condotte nel [[2004]] indicarono la presenza di un disco di polveri attorno alla giovane nana bianca [[G29-38]] (originatasi circa 500 milioni di anni fa da una gigante AGB), che si sarebbe formato a causa della distruzione [[forze di marea|mareale]] di una cometa che sarebbe passata molto vicina alla nana bianca al suo [[apside|periastro]].<ref>{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L.161R |titolo= The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38| autore= William T. Reach| coautoriautore2= Marc J. Kuchner, |autore3=Ted von Hippel, |autore4=Adam Burrows, |autore5=Fergal Mullally, |autore6=Mukremin Kilic e |autore7=D. E. Winget| rivista= The Astrophysical Journal| volume= 635| numero=2| mese=dicembre| anno= 2005| pp= L161–L164}}</ref>

Se la nana bianca si trova in un sistema binario assieme ad una compagna [[stella gigante|gigante]], l'interazione tra le due stelle potrebbe dar luogo a diversi fenomeni: in primo luogo le [[variabile cataclismica|variabili cataclismiche]] (tra cui si annoverano le [[nova]]e e le [[supernova di tipo Ia|supernovae di tipo Ia]]); quindi le cosiddette [[sorgente di raggi X supermolli|sorgenti di raggi X supermolli]] (in inglese ''super-soft x-ray sources''), che si originano qualora la materia, sottratta alla stella compagna dalla nana bianca, precipiti sulla sua superficie con una velocità tale da mantenere costante un principio di fusione sulla superficie dell'oggetto compatto, che fa sì che l'idrogeno in caduta sull'oggetto venga subito convertito in elio. Fanno parte di questa categoria di oggetti le nane bianche più massicce caratterizzate da altissime temperature superficiali (comprese tra 0,5&nbsp;×&nbsp;10⁶ e 1&nbsp;×&nbsp;10⁶&nbsp;K<ref>{{cita conferenza | autore= N. Langer, |autore2=S.-C. Yoon, |autore3=S. Wellstein, |autore4=S. Scheithauer | editore = B. T. Gänsicke, K. Beuermann, K. Rein | titolo =On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf | conferenza =The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings | pagine pp=252 | organizzazione = Astronomical Society of the Pacific | anno= 2002 | città =San Francisco, California | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ASPC..261..252L | accesso=25 maggio 2007 }}</ref>).<ref>{{cita conferenza| autore=Rosanne Di Stefano | editore= J. Greiner | titolo= Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae | conferenza= Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources | organizzazione= Springer-Verlag | data= 28 febbraio–1º marzo 1996 | città= Garching, Germania | url=http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 | formato= PDF | accesso=19 maggio 2007 | isbn=3-540-61390-0 }}</ref>

La massa di una singola nana bianca, come già visto, non può superare il valore limite della <math>M_{\rm Ch}</math> (1,44 M_☉), valore che può aumentare se l'astro [[Rotazione stellare#Nane bianche|ruota]] velocemente e in maniera non uniforme.<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...419..623Y |titolo= Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation| autore= S.-C. Yoon| coautori= N. Langer| rivista = Astronomy and Astrophysics| volume= 419| numero= 2| mese=maggio| anno= 2004| pp= 623–644| accesso=30 maggio 2007}}.</ref> Tuttavia, in condizioni particolari, come la presenza di una compagna binaria [[stella gigante|gigante]], può aver luogo il fenomeno del trasferimento di massa, che 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 [[collasso gravitazionale|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]].<ref name="sniamodels">{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ARA&A..38..191H |titolo= Type IA Supernova Explosion Models| autore= Wolfgang Hillebrandt| coautori= Jens C. Niemeyer| rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics| volume=38| anno=2000| pp=191–230}}</ref>

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,<ref name="sniamodels" /> incrementando la propria massa e sottoponendo le parti centrali ad una [[pressione]] ancora superiore. Si ritiene che il riscaldamento, dovuto alla graduale [[Compressione (fisica)|compressione]] del nucleo residuo, inneschi la [[processo di fusione del carbonio|fusione del carbonio]] quando la massa della stella degenere raggiunge il valore della massa di Chandrasekhar.<ref name="thesis"/><ref name="sniamodels" /> La reazione termonucleare che ne deriva dilania la nana bianca in pochi secondi, producendo l'esplosione della supernova di tipo Ia.<ref name="osln" /><ref name="sniamodels" /><ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...453..229B |titolo= Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova| autore= S. I. Blinnikov| coautoriautore2= F. K. Röpke, |autore3=E. I. Sorokina, |autore4=C. Travaglio, ''et al.''|etal=si| rivista = Astronomy and Astrophysics| volume = 453| numero=1 |mese=luglio| anno= 2006| pp=229–240}}</ref>

Inizialmente due nane bianche di massa diversa (in genere la più massiccia al carbonio-ossigeno e la più leggera ricca in elio<ref name="he-star">{{cita web | url= http://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2006/0309.html | titolo= International team of astronomers discovers origins of 'extreme helium stars' | editore= The University of Texas McDonald Observatory | data= 9 marzo 2006 | accesso=22 gennaio 2009}}</ref>) 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 [[centro di massa|baricentro]] inizia a restringersi e a decadere a causa della progressiva perdita del [[momento angolare]], dovuta sia alle interazioni [[#Campi magnetici|magnetiche]] tra le due stelle e le loro [[#Atmosfere e spettri|atmosfere]], sia all'emissione di [[onda gravitazionale|onde gravitazionali]].<ref name="merg1">{{cita web| url= http://www.arm.ac.uk/~csj/movies/merger.html | titolo= Simulation of a binary white dwarf merger |autore=Hideyuki Saio, |autore2=Simon Jeffery|accesso=22 gennaio 2009}}</ref> 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 [[fisica del plasma|plasma]] quasi degenere in orbita attorno alla nana al carbonio-ossigeno.<ref name="merg1"/>

* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. | coautorietal= et alsi| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4}}

* {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| città= | anno= 1999| isbn= 0-7923-5909-7| lingua= en}}

* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}

* {{Cita libro|titolo=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe| autore= J. Craig Wheeler| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 2007| ed= 2|pagine= pagine 339|cid=Catastr|isbn=0-521-85714-7|lingua=en}}

* {{cita libro| autore= S. D. Kawaler|coautoriautore2= I. Novikov;|autore3= G. Srinivasan|titolo= Stellar remnants | editore= Springer| città= Berlino| anno= 1997|isbn= 3-540-61520-2}}

* {{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1967ApJ...148L.161L |titolo= Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1| autore= George M. Lawrence| coautoriautore2= Jeremiah P. Ostriker, |autore3=James E. Hesser| rivista = The Astrophysical Journal| volume= 148| numero=3 |mese=giugno| anno=1967| pp=L161–L163}}

* {{cita pubblicazione | cognome=Ostriker | nome=J. P. | coautoriautore2=Bodenheimer, P. Bodenheimer | data=1968 | titolo=Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs | rivista=The Astrophysical Journal | volume=151 | pp=1089-1098 | doi=10.1086/149507 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...151.1089O |accesso=30 novembre 2008 }}

* {{cita pubblicazione | cognome=McCook | nome=G. P. | coautoriautore2=Sion, E. M. Sion| anno=1999 | titolo=A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs | rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series | volume=121 | numero=1 | pp=1-130 | doi=10.1086/313186 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJS..121....1M | accesso=30 ottobre 2008 }}

* {{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2000PASP..112..873W | titolo= Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs| autore= D. T. Wickramasinghe, |autore2=Lilia Ferrario| rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume=112| numero=773| mese=luglio| anno= 2000| pp=873–924}}

* {{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2003AJ....125..348L |titolo= The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs| autore=James Liebert, |autore2=P. Bergeron |autore3=J. B. Holberg| rivista= Astronomical Journal| volume=125| numero=1 | mese=gennaio| anno= 2003| pp=348–353}}

* {{cita pubblicazione | autore = O. G. Benvenuto, |autore2=M. A. De Vito| titolo = The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II| anno = 2005| rivista = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume = 362| numero = 3| pp = 891-905| url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.362..891B}}

* {{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|coautoriautore2= James Liebert, |autore3=Hugh C. Harris, |autore4=S. J. Kleinman, ''et al''|etal=si|rivista = The Astrophysical Journal Supplement Series| volume= 167| numero= 1 |mese=novembre|anno= 2006|pp= 40–58}}

* {{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A&A...462.1097J | titolo=The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields| autore= S. Jordan, |autore2=R. Aznar Cuadrado, |autore3=R. Napiwotzki, |autore4=H. M. Schmid, |autore5=S. K. Solanki| rivista= Astronomy and Astrophysics | volume= 462| numero= 3| data= 11 febbraio 2007| pp= 1097–1101}}

* {{cita web| url= http://www.astronomy.villanova.edu/WDCatalog/index.html |editore= Villanova University |titolo= White Dwarf Catalogue (WD)| autore= G. P.McCook, |autore2=E. M. Sion|accesso=16 agosto 2008|lingua= en}}