Nana bianca: differenze tra le versioni

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&nbsp;[[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&nbsp;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&nbsp;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=14 dicembre 2005 | url=http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=897&Itemid=2 | accesso=4 agosto 2006 | urlmorto=sì | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120419044727/http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=897&Itemid=2 | dataarchivio=19 aprile 2012 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione| autore=M. A. Barstow, Howard E. Bond, J. B. Holberg, M. R. Burleigh, I. Hubeny, and D. Koester | titolo=Hubble Space Telescope spectroscopy of the Balmer lines in Sirius B | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=2005 | volume=362 |numero =4 | pp=1134–1142 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.tmp..739B | accesso=13 ottobre 2007 | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x }}</ref><ref name="apj_630">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/w2005ApJ...630L..69L |titolo= The Age and Progenitor Mass of Sirius B| autore= James Liebert|coautori= Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg e Kurtis A. Williams| rivista= The Astrophysical Journal| volume= 630| numero= 1 |mese=settembre|anno= 2005|pp= L69–L72}}</ref>

 

 

In seguito furono scoperte diverse altre stelle bianche dalle proprietà simili a quelle delle nane classiche, per giunta caratterizzate da alti valori di [[moto proprio]]. Simili valori dovevano indicare che, nonostante si trovassero molto vicine al sistema solare,<ref group="N">Alti valori di moto proprio indicano che una stella si trova in una regione della galassia prossima al Sole; invece, quanto più il valore del moto proprio è alto, tanto maggiore è la distanza della stella rispetto al Sole.</ref> queste stelle avessero una luminosità intrinseca molto bassa, e quindi che si trattasse di vere e proprie nane bianche; tuttavia si dovette attendere sino agli [[anni 1930|anni trenta]] del [[XX secolo]] perché la prima nana bianca non appartenente al gruppo delle ''classiche'' venisse riconosciuta come tale.<ref name="holberg" /> Si ritiene che sia stato [[Willem Luyten]] a coniare il termine ''nana bianca'' quando esaminò questa classe di stelle nel [[1922]];<ref name="holberg" /><ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..156L |titolo= The Mean Parallax of Early-Type Stars of Determined Proper Motion and Apparent Magnitude| autore= Willem J. Luyten| rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 34| numero= 199| mese=giugno| anno=1922| pp= 156–160}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34...54L |titolo= Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions| autore= Willem J. Luyten| rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 34| numero= 197 |mese=febbraio| anno= 1922|pp= 54–55}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..132L |titolo= Additional Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions| autore= Willem J. Luyten| rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 34| numero= 198 |mese=aprile|anno= 1922|p= 132}}</ref><ref>{{cita pubblicazione| url= http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-journal_query?volume=34&plate_select=NO&page=356&journal=PASP. |titolo= Third Note on Faint Early Type Stars with Large Proper Motion| autore= Willem J. Luyten| rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 34| numero= 202| mese=dicembre| anno= 1922| pp= 356–357}}</ref> il termine fu in seguito reso popolare dall'[[astrofisico]] inglese [[Arthur Eddington]].<ref name="holberg" /><ref name="eddington">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1924MNRAS..84..308E |titolo= On the relation between the masses and luminosities of the stars| autore= A. S. Eddington| rivista= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]| volume= 84| mese=marzo| anno= 1924| pp= 308–332}}</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.

 

 

Un modo per comprendere come gli elettroni non possano occupare tutti lo stesso stato sfrutta il [[principio di indeterminazione]]: l'alta densità degli elettroni in una nana bianca implica che la loro posizione sia abbastanza localizzata, creando una corrispondente incertezza nella [[quantità di moto]]. Quindi alcuni elettroni dovranno avere quantità di moto molto elevate e, conseguentemente, un'alta [[energia cinetica]].<ref name="fowler" /><ref name="scibits">{{cita web | titolo=Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition | url=http://www.sciencebits.com/StellarEquipartition | accesso=25 ottobre 2008 | lingua=en}}</ref>