Sirius B è stata la prima nana bianca scoperta nel 1862. La sorgente luminosa in questa immagine di Chandra è Sirius B che brilla in raggi X a bassa energia a ~ 25.000 Kelvin. Sirio A (una stella normale due volte più massiccia del Sole) è la debole sorgente in alto a destra. In un’immagine ottica, Sirius A apparirebbe 10.000 volte più luminoso di Sirius B.
Credito: NASA / CXC / SAO

Le nane bianche segnano il punto finale evolutivo del basso a stelle di massa intermedia come il nostro Sole. I processi di fusione nei nuclei di queste stelle cessano una volta che l’elio è stato convertito in carbonio, poiché il nucleo di carbonio che si contrae non raggiunge una temperatura abbastanza alta da infiammarsi. Invece, si contrae fino a comprimere tutti i suoi elettroni nello spazio più piccolo possibile che possono occupare. La pressione dell’elettrone risultante è dovuta agli effetti della meccanica quantistica e impedisce alla gravità di comprimere ulteriormente il nucleo. Una nana bianca è quindi supportata dalla pressione degli elettroni piuttosto che dalla generazione di energia nel suo nucleo.

Una volta che il nucleo ha smesso di contrarsi, la nana bianca ha una temperatura di oltre 100.000 Kelvin e brilla attraverso il calore residuo. Queste giovani nane bianche illuminano tipicamente gli strati esterni della stella originale espulsa durante la fase della gigante rossa e creano una nebulosa planetaria. Questa continua radiazione dalla nana bianca, unita alla mancanza di una fonte di energia interna, significa che la nana bianca inizia a raffreddarsi. Alla fine, dopo centinaia di miliardi di anni, la nana bianca si raffredderà a temperature alle quali non è più visibile e diventerà una nana nera. Con tempi di raffreddamento così lunghi (dovuti principalmente alla piccola superficie attraverso la quale la stella si irradia) e con l’età dell’Universo attualmente stimata in 13,7 miliardi di anni, anche le nane bianche più antiche irradiano ancora a temperature di poche migliaia di Kelvin, e le nane nere rimangono entità ipotetiche.

A causa delle loro alte temperature e delle loro piccole dimensioni, le nane bianche si trovano sotto la sequenza principale nel diagramma Hertzsprung-Russell.

Le stelle nane bianche sono estreme oggetti che hanno all’incirca le stesse dimensioni della Terra. Hanno densità tipicamente intorno a 109 kg / m3 (la Terra ha una densità di circa 5 × 103 kg / m3), il che significa che un cucchiaino di materiale nano bianco peserebbe diverse tonnellate. Il modo più semplice per immaginarlo è immaginare di spremere la massa del Sole in un oggetto delle dimensioni della Terra! Il risultato è che la gravità sulla superficie della nana bianca è oltre 100.000 volte quella che sperimentiamo qui sulla Terra, e questo trascina l’atmosfera della stella in uno strato superficiale estremamente sottile alto solo poche centinaia di metri.

Le nane bianche nell’ammasso globulare M4, sono molto più deboli del stelle rosse e gialle dominanti. Si prevede che l’ammasso contenga circa 40.000 nane bianche.
Credit: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC

Un’altra curiosa proprietà del bianco nani è che più massa hanno, più piccoli sono. Il limite di Chandrasekhar di circa 1,4 masse solari è il limite superiore teorico alla massa che una nana bianca può avere e rimanere ancora una nana bianca. Al di là di questa massa, la pressione dell’elettrone non può più sostenere la stella e collassa in uno stato ancora più denso: una stella di neutroni o un buco nero. La nana bianca più pesante osservata ha una massa di circa 1,2 masse solari, mentre la più leggera pesa solo circa 0,15 masse solari.

Non tutte le nane bianche esistono in isolamento e una nana bianca che sta accumulando materiale da un compagno stella in un sistema binario può dare origine a diversi fenomeni eruttivi. Le variabili cataclismiche derivano dall’accumulo di uno strato superficiale pesante di idrogeno su una nana bianca o dall’instabilità nel processo di accrescimento, mentre si pensa che le supernove di tipo Ia siano l’esplosione di una stella nana bianca che ha superato il limite di Chandrasekhar.