La Fine di una Stella Nane Bianche e Novae (Evoluzione Stellare Parte VII)

Le Nane Bianche Le Nane Bianche rappresentano lo stadio evolutivo finale di stelle di piccola massa. Maggiore è la massa della stella, minore è il suo raggio finale. La stella è piccola, densa e compatta, in rapida rotazione. Emette luce bianca. Una nana bianca ha massa confrontabile con quella del Sole (M  1.4 M(o) ) e dimensioni di un pianeta come la Terra. Il gas è degenere, ad eccezione di uno strato superficiale che si trova allo stato ordinario: prevalentemente idrogeno ed elio. Il prototipo di queste stelle è Sirio B, la compagna della più nota stella Sirio, con la quale forma un sistema binario. Durante e dopo la fase di gigante rossa, come abbiamo visto, la stella si spoglia dei suoi strati esterni e la parte restante va incontro ad un rapido collasso. Se la massa rimanente, quella del nucleo stellare, è inferiore ad un certo limite critico, pari a 1.44 volte la massa del Sole, il collasso ad un certo punto si arresta e la stella trova una configurazione di equilibrio stabile, diventando una nana bianca. La degenerazione di un gas (di elettroni, di neutroni o di ioni) si instaura quando esso viene compresso oltre una certa densità critica. In un gas degenere, nello spazio normalmente occupato da un solo atomo si trovano centinaia di migliaia di particelle. In una nana bianca, la materia è compressa fino a densità di 109 - 1010 Kg per m3: a queste densità, una quantità di materia delle dimensioni di una zolletta di zucchero peserebbe più di un'automobile qui sulla Terra. Pur essendo così compressa, la materia al suo interno si trova allo stato gassoso (obbedisce alla statistica quantistica), contrariamente a quanto avverrebbe per la materia normale, che ad alte pressioni solidifica. Un gas degenere e' estremamente resistente ad un’ulteriore compressione, perché esercita esso stesso una fortissima pressione che sostiene la nana bianca. La stella non può più contrarsi ed innescare la fusione nucleare al suo interno: una nana bianca perciò e' una stella "morta", destinata a splendere a spese della sua energia interna, senza poterne produrre di nuova. D'altra parte, la temperatura iniziale di una nana bianca può raggiungere i 100.000 gradi ed il suo raffreddamento, fino a temperature prossime allo zero, richiede svariati miliardi di anni; tenendo conto che l'età dell'universo e' di 15-20 miliardi di anni, è probabile che nessuna nana bianca sia ancora giunta alla sua "morte termica". Se in un sistema binario una delle due stelle è una nana bianca, può verificarsi il fenomeno della nova. Il limite per una NB è 0.t masse solari e 1000 Km di raggio, oltre collassa in un Buco Nero.

Nane Bianche in M4

Le Novae Fenomeno dovuto all’esplosione di stelle non visibili. L’esplosione, meno violenta di una supernova, non distrugge la stella. Le novae sono compatte, poco brillanti (nane bianche), fanno parte di sistemi binari con compagne espanse come Giganti Rosse, dalle quali fluisce materia in un disco. L’accrescimento continua fino ad un valore limite oltre il quale la stella libera parte della materia guadagnata in modo esplosivo. La luminosità cresce, il gas espulso diventa meno denso e raffredda formando una piccola nebulosa. Il fenomeno può ripetersi: “nova ricorrente”. La luminosità cresce di 11-12 magnitudini, passando da un valore tipico intorno a +4 o +5 fino a circa -7.5 al massimo dello splendore. Nell'esplosione gli strati esterni della stella, che possiedono temperature di 10-15.000 gradi, vengono espulsi con velocità fino a 3.000 Km/s. Allontanandosi dalla stella. Tipicamente, una nova emette nell'esplosione tanta energia quanta il Sole ne emette in 100.000 anni. La massa espulsa, invece, è una piccola frazione della massa totale della stella, all'incirca 1/100.000. Dopo qualche anno la stella che ha subito l'esplosione ritorna più o meno quella di prima.

Simulazione di una Nova La stella compagna di una GR, tipicamente una stella di neutroni, assorbe materia in un disco di accrescimento per poi riemetterla in modo esplosivo.

N-Cygni 1992: La Nova Cygni (costellazione del Cigno), esplosa il 19 febbraio del 1992. A destra, l'immagine del Telescopio Spaziale Hubble che rivela una struttura ellittica ad anello, molto sottile, ciò che resta del gas emesso durante l’esplosione. Un’immagine del 31 maggio 1993 (a sinistra) ha fornito le prime informazioni sull’anello e su una strana struttura a forma di barra, non risolta.