Stella nana bianca, una qualsiasi delle classi di stelle deboli che rappresenta il punto finale dell’evoluzione delle stelle di massa intermedia e bassa. Le nane bianche, così chiamate per il colore bianco delle prime scoperte, sono caratterizzate da una bassa luminosità, una massa dell’ordine di quella del Sole e un raggio paragonabile a quello della Terra. A causa della loro grande massa e delle loro piccole dimensioni, tali stelle sono oggetti densi e compatti con densità medie che si avvicinano a 1.000.000 di volte quella dell’acqua.

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star: White nani

Tutte le stelle sembrano evolversi attraverso la fase di gigante rossa fino al loro stato finale lungo un percorso diretto. Nella maggior parte dei casi, soprattutto …

A differenza della maggior parte delle altre stelle che sono supportate contro la propria gravitazione dalla normale pressione del gas, nana bianca le stelle sono sostenute dalla pressione di degenerazione del gas elettronico al loro interno. La pressione di degenerazione è la maggiore resistenza esercitata dagli elettroni che compongono il gas, a seguito della contrazione stellare (vedi gas degenerato). L’applicazione della cosiddetta statistica di Fermi-Dirac e della relatività speciale allo studio della struttura di equilibrio delle stelle nane bianche porta all’esistenza di una relazione massa-raggio attraverso la quale un raggio unico viene assegnato a una nana bianca di un dato massa; maggiore è la massa, minore è il raggio. Inoltre, è prevista l’esistenza di una massa limite, al di sopra della quale non può esistere una nana bianca stabile. Questa massa limite, nota come limite di Chandrasekhar, è dell’ordine di 1,4 masse solari. Entrambe le previsioni sono in ottimo accordo con le osservazioni delle nane bianche.

La regione centrale di una tipica stella nana bianca è composta da una miscela di carbonio e ossigeno. Intorno a questo nucleo c’è un sottile involucro di elio e, nella maggior parte dei casi, uno strato ancora più sottile di idrogeno. Pochissime nane bianche sono circondate da un sottile involucro di carbonio. Solo gli strati stellari più esterni sono accessibili alle osservazioni astronomiche.

Le nane bianche si evolvono da stelle con una massa iniziale fino a tre o quattro masse solari o addirittura superiore. Dopo le fasi quiescenti di idrogeno ed elio che bruciano nel suo nucleo, separate da una prima fase di gigante rossa, la stella diventa una gigante rossa per la seconda volta. Verso la fine di questa seconda fase di gigante rossa, la stella perde il suo involucro esteso in un evento catastrofico, lasciando dietro di sé un nucleo denso, caldo e luminoso circondato da un guscio sferico luminoso. Questa è la fase della nebulosa planetaria. Durante l’intero corso della sua evoluzione, che in genere richiede diversi miliardi di anni, la stella perderà una frazione importante della sua massa originale a causa dei venti stellari nelle fasi giganti e attraverso il suo inviluppo espulso. Il nucleo caldo della nebulosa planetaria ha una massa di 0,5-1,0 massa solare e alla fine si raffredderà per diventare una nana bianca.

Le nane bianche hanno esaurito tutto il loro combustibile nucleare e quindi non hanno fonti residue di energia nucleare. La loro struttura compatta impedisce inoltre un’ulteriore contrazione gravitazionale. L’energia irradiata nel mezzo interstellare è quindi fornita dall’energia termica residua degli ioni non degenerati che ne compongono il nucleo. Quell’energia si diffonde lentamente verso l’esterno attraverso l’involucro stellare isolante e la nana bianca si raffredda lentamente. A seguito del completo esaurimento di questo serbatoio di energia termica, un processo che richiede diversi miliardi di anni in più, la nana bianca smette di irradiarsi e ha raggiunto la fase finale della sua evoluzione e diventa un residuo stellare freddo e inerte. Un tale oggetto è talvolta chiamato nana nera.

Le stelle nane bianche si trovano occasionalmente in sistemi binari, come nel caso della nana bianca compagna della stella più luminosa nel cielo notturno, Sirio.Le nane bianche svolgono anche un ruolo essenziale nelle supernove di tipo Ia e nelle esplosioni di novae e di altre stelle variabili cataclismiche.