Nana bianca: differenze tra le versioni
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Una '''nana bianca''' (o '''nana degenere''') è una [[stella]] di piccole dimensioni, con una bassissima [[luminosità (fisica)|luminosità]] e un colore tendente al bianco. Nonostante le ridotte dimensioni, paragonabili a quelle della [[Terra]], la [[massa (fisica)|massa]] dell'astro è simile o lievemente superiore a [[massa solare|quella]] del [[Sole]]; è quindi un [[oggetto celeste|oggetto]] molto [[Stella degenere|compatto]], dotato di un'elevatissima [[densità]] e [[accelerazione di gravità|gravità superficiale]].<ref name="Shapiro">{{cita libro|autore= Stuart L. Shapiro |coautori= Saul A. Teukolsky| titolo= Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects| città = New York| editore= Wiley| anno= 1983|isbn= 0-471-87317-9}}</ref>
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|autore2=James Liebert|autore3=Hugh C. Harris|autore4=S. J. Kleinman|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
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|autore2=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]].
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|urlmorto = sì|urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070424181611/http://www.arm.ac.uk/~csj/astnow.html|dataarchivio = 24 aprile 2007}}</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" />
Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, un'alta [[temperatura di colore]] ed una [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]] altrettanto elevata, la quale diminuisce gradualmente in funzione degli scambi termici con lo [[spazio (astronomia)|spazio]] circostante.<ref name="Shapiro"/> 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]];<ref name="rln" /> si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è ancora stata scoperta alcuna 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]].<ref name="cosmochronology"/><ref name="osln" /><ref name="aou"/>
Data la loro bassa luminosità, ma alta temperatura, le nane bianche occupano la parte inferiore sinistra del [[diagramma Hertzsprung-Russell]].<ref>{{cita web |url= http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/hrd.html |titolo= The Hertzsprung-Russell (HR) diagram
== Storia delle osservazioni ==
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Nel corso del [[XIX secolo]] i progressi conseguiti nell'ambito delle tecniche [[astrometria|astrometriche]] permisero di ottenere misure abbastanza precise della posizione degli astri, tali da riuscire a determinare minime variazioni (dell'ordine di alcuni [[secondo d'arco|secondi d'arco]]) del moto di alcune stelle. L'astronomo tedesco [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]] si servì di tali misure per scoprire che Sirio e [[Procione (astronomia)|Procione]] subivano delle oscillazioni nel loro moto spaziale molto simili a quelle riscontrate nelle [[stella binaria|stelle doppie]], sebbene i due astri non sembrassero avere dei compagni; Bessel imputò dunque simili oscillazioni a delle «compagne invisibili».<ref name="fwbessel">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1844MNRAS...6..136. |titolo= On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius''| autore= F. W. Bessel| rivista= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume= 6 |mese=dicembre|anno=1844 |pp= 136–141}}</ref> L'astronomo stimò il [[periodo orbitale]] della compagna di Sirio in circa 50 anni,<ref name="fwbessel" /> mentre [[Christian Heinrich Friedrich Peters|Christian H. F. Peters]] ne calcolò i parametri orbitali nel [[1851]].<ref name="flammarion">{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1877AReg...15..186F |titolo= The Companion of Sirius| autore= Camille Flammarion| rivista=The Astronomical Register| volume=15| numero= 176 |mese=agosto|anno= 1877|pp=186–189}}</ref> Tuttavia fu necessario attendere sino al 31 gennaio [[1862]] prima che [[Alvan Graham Clark]] riuscisse ad osservare una debole stellina mai vista in precedenza nei pressi di Sirio, identificata in seguito come la compagna predetta da Bessel.<ref name="flammarion" /> Applicando la [[leggi di Keplero|terza legge di Keplero]], gli astronomi calcolarono che la [[massa (fisica)|massa]] del nuovo oggetto, denominato [[Sirio B]], dovesse essere compresa tra 0,75 e 0,95 volte [[massa solare|quella]] del [[Sole]]; tuttavia, l'oggetto risultava meno luminoso della nostra stella. Poiché la [[luminosità (fisica)|luminosità]] ''L'' di un [[oggetto celeste|corpo celeste]] dipende dal quadrato del suo [[raggio (geometria)|raggio]] ''R'' (in conformità con la [[legge di Stefan-Boltzmann]]), questi dati dovevano necessariamente implicare che le dimensioni della stella fossero molto ridotte.
Walter S. Adams annunciò nel [[1915]] che lo spettro della piccola stella, ribattezzata affettuosamente ''Il Cucciolo'', presentava caratteristiche assimilabili a quelle di Sirio A, che suggerivano che la [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura superficiale]] dell'oggetto dovesse essere prossima ai 9000 [[Kelvin|K]].<ref name="w.s.adams">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PASP...27..236A |titolo= The Spectrum of the Companion of Sirius| autore= W. S. Adams| rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 27| numero= 161 |mese=dicembre|anno= 1915|pp= 236–237}}</ref> Combinando poi il valore della temperatura con la luminosità, Adams riuscì a risalire al valore del diametro di Sirio B, che risultò essere di soli 36 000 [[chilometro|km]].<ref name=univ>{{cita|AA.VV.|p. 107, vol 4|univ}}</ref> Misure più accurate, svolte nel [[2005]] attraverso il [[Telescopio spaziale Hubble]], hanno mostrato che la stella possiede, in realtà, un diametro minore (circa un terzo di quello stimato da Adams), equivalente a quello [[Terra|terrestre]] (circa 12 000 [[chilometro|km]]), ed una [[Massa (fisica)|massa]] pari a circa il 98% di quella solare.<ref name="brown">{{cita web | autore=Dwayne Brown, Donna Weaver | data= 13 dicembre 2005 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/36/text/ | titolo=Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion | editore=[[NASA]] | accesso=13 ottobre 2007}}</ref><ref name="mcgourty">{{cita news | nome=Christine | cognome=McGourty | titolo=Hubble finds mass of white dwarf | editore=BBC News | data=14 dicembre 2005 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4528586.stm | accesso=13 ottobre 2007}}</ref><ref name="bond">{{cita news | autore=Peter Bond | titolo=Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion | editore=Royal Astronomical Society | data=
Nel [[1917]] [[Adriaan Van Maanen]] scoprì nella costellazione dei [[Pesci (costellazione)|Pesci]] una terza nana bianca, ribattezzata in suo onore ''[[Gliese 35|stella di Van Maanen]]''.<ref>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1917PASP...29..258V |titolo= Two Faint Stars with Large Proper Motion| autore= A. van Maanen| rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 29| numero= 172 |mese=dicembre|anno= 1917|pp= 258–259}}</ref> Queste tre nane bianche, le prime ad esser state scoperte, vengono dette ''nane bianche classiche''.<ref name="schatzman"/>
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La composizione chimica di una nana bianca dipende dai residui della [[fusione nucleare]] della stella progenitrice, e quindi dalla sua massa originaria. La composizione può variare anche a seconda della porzione di oggetto che si prende in considerazione.
Le nane bianche all'elio, che si formano dalle stelle meno massicce, possiedono un nucleo di elio, circondato da una tenue [[#Atmosfere e spettri|atmosfera]] costituita da idrogeno quasi puro.<ref name="helium.dwarf"/><ref name="whitedw"/><ref name="he-core"/> Le nane bianche al carbonio-ossigeno possiedono invece un nucleo totalmente costituito da carbonio e ossigeno,<ref name="vd1"/><ref name="Salpeter"/> mentre le rare nane bianche O-Ne-Mg possiedono un nucleo di ricco in neon e magnesio, con una discreta abbondanza di ossigeno, circondato da un mantello ricco di carbonio e ossigeno.<ref name="adsabs.harvard.edu"/><ref>{{cita pubblicazione | autore= S. E. Woosley | coautori= A. Heger | titolo= The Evolution and Explosion of Massive Stars | rivista= Reviews of Modern Physics | anno= 2002 | volume= 74 | numero= 4 | pp= 1015–1071 | url= http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf | formato= PDF | accesso= 30 maggio 2007 | doi= 10.1103/RevModPhys.74.1015 | urlmorto= sì | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20070929091739/http://www.ucolick.org/~alex/Preprints/RMP.pdf | dataarchivio= 29 settembre 2007 }}</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|autore2=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>
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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|autore2=Y.-H. Chu|autore3=G. H. Rieke|autore4=P. J. Huggins|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|autore2=Marc J. Kuchner|autore3=Ted von Hippel|autore4=Adam Burrows|autore5=Fergal Mullally|autore6=Mukremin Kilic|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 × 10<sup>6</sup> e 1 × 10<sup>6</sup> 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 |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 | urlmorto= sì | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20071023075217/http://www.citebase.org/fulltext?format=application%2Fpdf&identifier=oai%3AarXiv.org%3Aastro-ph%2F9701199 | dataarchivio= 23 ottobre 2007 }}</ref>
=== Variabili cataclismiche ===
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