NANE BIANCHE

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

NANE BIANCHE. Nelle stelle normali la pressione del gas obbedisce l'equazione di stato di un gas ideale. All'interno delle stelle del gas è completamente ionizzato, ovvero è costituito plasma di ioni ed elettroni liberi. Le pressioni parziali degli ioni e degli elettroni unitamente alla pressione di radiazione, importante nelle stelle calde, forniscono la forza totale di bilanciamento della gravità. Ma quando la stella esaurisce il suo combustibile nucleare, la densità all'interno aumenta, ma la temperatura non cambia molto. Gli elettroni diventano degeneri, e la pressione totale è principalmente dovuta alla pressione del gas di elettroni degeneri invece la pressione dovuta agli ioni e alla radiazione è trascurabile. A questo punto la stella diventa una nana bianca. Si può dimostrare che il raggio di un stella degenere è inversamente proporzionale alla radice cubica della massa. Quindi a differenza di una stella normale se la massa aumenta il raggio diminuisce.

La prima nana bianca ad essere scoperta è stato Sirio B, la compagna di Sirio. La sua particolare natura è stata evidente nel 1915, quando si è scoperto che la sua temperatura effettiva era molto elevata. Ma la sua magnitudine è molto elevata (11.4) e questo significava che il suo raggio doveva essere molto piccolo, leggermente inferiore a quella della Terra. La massa di Sirio B era poi noto per essere circa pari a quella del Sole, così la sua densità doveva essere estremamente grande. L'alta densità di Sirio B è stata confermata nel 1925, quando fu misurato il redshift gravitazionale delle sue linee spettrali . Questa misura ha fornito anche un sostegno osservazionale alla Teoria Generale della Relatività di Einstein.

Nane bianche si osservano sia come singole stelle che in sistemi binari . Le loro linee spettrali sono allargate dal forte campo gravitazionale superficiale. In alcune nane bianche le linee spettrali sono ulteriormente allargate dalla rapida rotazione. Sono stati osservati anche forti campi magnetici . Le nane bianche non hanno fonti interne di energia e un'ulteriore contrazione gravitazionale è impedita dalla pressione del gas degenere di elettroni . Irradiando via il calore residuo, le nane bianche lentamente si raffreddano, cambiando di colore dal bianco al rosso ed infine al nero. Il tempo di raffreddamento è paragonabile all'età dell' Universo, e anche le più antiche nane bianche dovrebbero essere ancora osservabili. Cercare le più deboli nane bianche è stato usato come un modo per impostare un limite inferiore dell'età del Universo.

VARIABILI CATACLISMICHE. Quando una nana bianca è componente di un sistema binario stretto, può, a un certo punto della sua evoluzione, accrescere la sua massa a spese della stella compagna. Il caso più interessante è quando una stella nella sequenza principale si è espansa fino al suo lobo di Roche assumendo il suo più grande volume senza avere trasferito materiale alla sua compagna. Ma quando si espande ulteriormente comincia a perdere massa e comincia ad accrescere la primaria nana bianca. Stelle binarie di questo tipo sono note come variabili cataclismiche. La definizione attuale della classe di variabili cataclismiche si è gradualmente evoluta, e di conseguenza molti tipi di sistemi che sono stati in precedenza visti come separati sono ora classificati come variabili cataclismiche.

In linea di principio, anche le supernove di tipo Ia dovrebbero essere considerate variabili cataclismiche. Nelle eruzioni maggior parte del gas catturato viene espulso in un guscio, ma se il trasferimento di massa continua nel sistema possono verificarsi ulteriori eruzioni, dando luogo alle nove ricorrenti. Infine, variabili cataclismiche senza eruzioni, per esempio pre-nove o post-nove, sono classificati come variabili nova-like.

Le nane nove sono variabili nova-like prodotte da un meccanismo particolare. Nel loro caso le esplosioni non sono causate da reazioni termonucleari, ma da instabilità nel flusso accrescimento di massa attorno la nana bianca. Anche se i dettagli del meccanismo di sfogo non sono ancora del tutto chiaro, il quadro di base è che il disco di accrescimento ha due stati possibili, uno caldo e uno freddo. In alcune condizioni il disco non può rimanere permanentemente in uno di questi stati, e passa, velocemente tra lo stato quiescente, freddo, allo stato, esplosivo, caldo.

Un altro particolare tipo di variabili nova-like sono le variabili cataclismiche magnetiche . Nelle variabili polari campo magnetico è così forte che il gas catturato non può stabilirsi in un disco di accrescimento. Invece è costretto a seguire le linee di campo magnetico, formando una colonna di accrescimento. Quando il gas colpisce la superficie della nana bianca si riscalda fortemente dando luogo a emissione di raggi X luminosi, che è una caratteristica delle variabili polari. I sistemi con un campo magnetico leggermente più debole sono chiamati variabili polari intermedie. Questi sistema mostrano sia emissione di raggi X e le variazioni di luminosità ottica a causa del disco di accrescimento.