Nane Bianche

Le nane bianche costituiscono la fase evolutiva finale della maggior parte delle stelle, quelle con massa iniziale compresa fra circa 0.08 e 8 volte la massa del Sole. Si tratta di oltre il 97% delle stelle della nostra Galassia. Ecco perché le nane bianche sono una componente fondamentale di tutte le popolazioni stellari evolute.

La figura illustra l’evoluzione del Sole dallo stato attuale (fase di Sequenza Principale, a sinistra) allo stato successivo di Gigante Rossa, fino allo stato finale di Nana Bianca (destra). Notare che il disegno NON è in scala: il raggio attuale del Sole, di circa 700.000 km, si dilaterà fino a raggiungere valori prossimi a 100 milioni di chilometri nella fase di Gigante Rossa (inglobando Mercurio, mentre Marte e la Terra dovrebbero migrare più all’esterno), per poi ridursi a poco meno di 10.000 km nello stadio finale di Nana Bianca.

Anche il Sole, fra circa 5 miliardi di anni, si trasformerà in una nana bianca.Le nane bianche sono stelle che hanno definitivamente esaurito il combustibile nucleare e vanno lentamente raffreddandosi.
Sono oggetti estremamente compatti con densità medie elevatissime, dell’ordine di una tonnellata per centimetro cubo e sono dei laboratori naturali dove studiare la fisica degli elettroni degeneri.

Scienza

L’evoluzione finale di una stella è governata dalla sua massa iniziale, cioè dalla quantità di materia con cui si è formata.
Stelle di grande massa terminano il loro percorso evolutivo formando buchi neri (per valori superiori a 20-30 volte la massa del Sole) o stelle di neutroni (fra circa 20 e 8 volte il Sole). Per masse più piccole, da 8 fino a 0.07-0.08 masse solari, le stelle terminano il loro percorso evolutivo come nane bianche. Dunque anche il Sole, fra circa 5 miliardi di anni, si trasformerà in una nana bianca. Per masse inferiori a 0.07-0.08 volte il Sole, la temperatura del nucleo non raggiunge valori sufficienti (attorno a 10 milioni di gradi) a innescare il bruciamento dell’idrogeno; in queste condizioni solo alcune reazioni nucleari preliminari possono innescarsi per poi spegnersi velocemente. Una stella vera e propria non può formarsi e si crea una cosiddetta Nana Bruna. Per valori ancora più piccoli, sotto a circa 0.014 volte il Sole (o 13-14 volte la massa di Giove), non c’è alcuna reazione nuclerare che possa attivarsi e siamo in presenza di un pianeta.
Le nane bianche si formano alla fine del percorso evolutivo delle stelle, quando gran parte della materia esterna (l’inviluppo) viene eiettata nello spazio circostante formando quegli oggetti peculiari, con forme e colori molto vari e di grande bellezza che si chiamano nebulose planetarie. Una piccola frazione di nane bianche (dell’ordine del 1%) proviene invece da un canale evolutivo diverso e si forma dalle cosiddette subnane calde, stelle di estremo braccio orizzontale che hanno già perso gran parte dell’inviluppo precedentemente, durante o appena dopo la fase di gigante rossa. Il motivo di questa intensa perdita di massa non è chiaro ed è probabilmente legato a binarietà e/o venti stellari particolarmente intensi. Le subnane calde, una volta esaurita la combustione di elio nel core, formano nane bianche di piccola massa (circa 0.5 masse solari).

Un altro esempio di nebulosa planetaria: la nebulosa bipolare Mz3. Questa immagine è ottenuta dalla combinazione di tre immagini HST nei filtri Halfa, NII e OI

Una volta esaurite le reazioni nucleari ed eiettato nello spazio l’inviluppo ricco di idrogeno, ciò che rimane è un nucleo compatto di carbonio e ossigeno che va lentamente raffreddandosi a volume praticamente costante. Per masse più piccole di circa 0.45 masse solari (o più grandi di circa 1.1) ci si aspetta un core di puro elio (o di ossigeno e neon).
Le Nane Bianche sono stelle standard: i meccanismi che regolano l’eiezione dell’inviluppo nella fase di nebulosa planetaria fanno si che alla fine del processo la massa di una nana bianca abbia un valore abbastanza costante, di circa 0.6 masse solari, con estremi che vanno da circa 0.5 a 1.2 volte il Sole.
Il limite inferiore è legato all’età della galassia: nane bianche con masse più piccole non possono essersi formate (ad eccezione dei sistemi binari) perché non ne hanno avuto il tempo (l’evoluzione di una stella è tanto più lenta quanto minore è la sua massa). Il limite superiore esprime il ben noto limite di Chandrasekhar: oltre a circa 1.4 masse solari la nana bianca collassa in una stella di neutroni dato che la pressione degli elettroni degeneri non è più sufficiente a sostenere la gravità.
Le nane bianche sono stelle estremamente compatte: la loro massa è confinata in un volume molto piccolo (il raggio tipico è di circa 9000 km, cioè poco più della nostra Terra), con densità medie che raggiungono valori elevatissimi, dell’ordine di una tonnellata per centimetro cubo! In queste condizioni estreme la materia si trova in uno stato particolare, detto di degenerazione elettronica, e presenta proprietà molto peculiari. Ad esempio la relazione massa-raggio fa si che una nana bianca di 1.2 masse solari abbia un raggio più piccolo (circa metà) di una WD di 0.6 masse solari, cosicché la sua densità è 16 volte maggiore! Dunque le nane bianche costituiscono anche un laboratorio naturale dove studiare questi particolari stati fisici.

La compagna di Sirio A (stella di classe A1 con una massa di 2.0 masse solari, un raggio di 1.7 raggi solari, cioè circa 1.200.000 km, e una luminosità pari a 25.4 volte il Sole) è una nana bianca di 1.0 masse solari e un raggio di appena 5.700 Km, visibile in basso a sinistra in questa immagine HST. La differenza di magnitudine fra le due stelle nella banda visuale è di ben 10 magnitudini! Si stima che il progenitore di Sirio B dovesse avere una massa di circa 5 volte il Sole ed è per questo motivo che la sua evoluzione è stata più rapida rispetto a Sirio A.

Le nane bianche costituiscono la fase evolutiva finale della maggior parte delle stelle: oltre il 97% delle stelle della Galassia termineranno il loro ciclo evolutivo come nane bianche. Perciò costituiscono una componente essenziale delle popolazioni stellari evolute.
Anche gli oggetti più antichi della Galassia sono nane bianche (di seguito abbreviate con l’acronimo WD=White Dwarfs). Questi oggetti, prodotto dell’evoluzione finale della prima generazione di stelle della Galassia, sono molto freddi, molto deboli e quindi difficili da identificare e molto rari. Sono oggetti preziosi perché contengono informazioni sullo stato primordiale della Galassia. Dal loro studio si può ad esempio ricavare una stima dell’età del disco galattico (e potenzialmente dell’alone) tramite la cosiddetta funzione di luminosità delle nane bianche (WD Luminosity Function = WDLF). In altre parole si tratta di contare quante WD ci sono entro un determinato volume attorno al Sole e studiarle in dettaglio per stimarne la luminosità la massa e l’età. Le più deboli e antiche che si osservano sono proprio le stelle più antiche della galassia, e la loro età ci fornisce una stima diretta dell’età della galassia stessa. In particolare questa stima viene fatta per il disco galattico con risultati dell’ordine di 9-11 miliardi di anni, in buon accordo con valori ottenuti tramite altri metodi.
Attualmente la statistica delle cosiddette ultra-cool WDs (cioè le WD più antiche e fredde, con temperature effettive sotto a 4000 K) è assai povera con meno di una ventina di ogetti noti, molti dei quali scoperti dalla Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Questo perché occorrono osservazioni profonde di vaste zone di cielo per rivelarle e grossi telescopi per confermarne la natura spettroscopicamente. Miglioramenti significativi di questi studi sono aspettati nei prossimi anni grazie ai risultati di nuove surveys ottiche e nel vicino infrarosso (IR), ad esempio la survey pubblica multibanda KIDS-VIKING (ottico + vicino IR), che verrà realizzata con VST-VISTA. Fra le ultracool WDs ci sono anche alcuni oggetti che fanno parte dell’alone galattico che, trovandosi a distanze elevate dal Sole, sono particolarmente deboli. L’interesse per questi oggetti è accresciuto dal fatto che essi potrebbero contribuire, per una parte picccola ma significativa (fino al 5-10%), alla materia oscura galattica. Questa ipotesi è suggerita dall’esito degli esperimenti MACHO e EROS sul microlensing dai quali è emerso che gli oggetti lensanti hanno una massa tipica dell’ordine di 0.5 masse solari, valore molto vicino alla massa media delle WD.