Quando il Sole morirà diventerà una nana bianca: le caratteristiche di questo “cadavere stellare”

Una nana bianca è un “cadavere stellare” (cioè quello rimane di una stella giunta al termine della propria vita) di dimensioni ridotte, caratterizzata da un basso livello di luminosità e da un colore tendenzialmente più bianco rispetto alle altre stelle di pari massa. Rappresenta lo stadio evolutivo finale di stelle di massa inferiore alle 8 masse solari e al loro interno non avvengono reazioni nucleari come nelle stelle vere e proprie. Anche il nostro Sole, al termine della sua vita tra circa 5 miliardi di anni, si trasformerà in una nana bianca. La peculiarità di questi oggetti risiede nel fatto che essi hanno una massa simile a quella del Sole, ma concentrata in un volume pari a quello della Terra. Di conseguenza, le nane bianche sono oggetti che presentano condizioni estreme di densità e gravità. La nana bianca piú vicina alla Terra è Sirio b, la compagna della stella Sirio a 8,6 anni luce da noi.

Le caratteristiche principali delle nane bianche

Alla fine delle loro lunghe vite, le stelle di massa piccola e intermedia inferiori alle 8 masse solari si trasformano in nane bianche.  Siccome le stelle di massa inferiore alle 8 masse solari rappresentano la vasta maggioranza delle stelle presenti nell'Universo, e il nostro Sole ne è un tipico esempio, ne consegue che la trasformazione in nana bianca è anche il destino ultimo che attende il Sole tra circa 5 miliardi di anni quando avrà esaurito tutto il combustibile per generare energia attraverso le reazioni di fusione nucleare.

Le nane bianche hanno generalmente bassa luminosità ed una massa di poco inferiore a quella del Sole, ma concentrata in un volume pari a quello della Terra. Ciò rende le nane bianche degli oggetti estremi in cui la gravità ha compresso la materia a tal punto da rendere la pressione centrale milioni di volte maggiore di quella al centro del Sole, a fronte di una temperatura di decine di milioni di gradi.

non perderti questo articolo

Il Sole: definizione, caratteristiche, storia e curiosità sulla nostra stella

Di Filippo Bonaventura

Le nane bianche sono costituite da un nucleo di carbonio e ossigeno completamente ionizzati al cui interno si muovono elettroni liberi. Intorno a questo nucleo, abbiamo uno strato sottile di elio e al di sopra un altro strato sottile di idrogeno, residui del combustibile per le fusioni nucleari della stella.

Il termine nane bianche è in realtà improprio. Sebbene sia vero che queste stelle sono più bianche di quelle di pari massa in altri stadi evolutivi, in realtà esse si presentano in diversi colori. Difatti, le nane bianche possono avere temperature superficiali che vanno dai 5000 agli 80000 gradi ed è proprio la temperatura superficiale a determinare il colore di una stella: temperature superficiali più basse corrispondono a colori delle stelle tendenti al rosso, mentre man mano che la temperatura superficiale cresce il colore si sposta verso il blu.

Quando una stella diventa una nana bianca

Una volta esaurito l'idrogeno nel nucleo, le stelle di massa inferiore alle 8 masse solari si trasformano in giganti rosse bruciando in maniera sequenziale elementi sempre più pesanti, alternando le fusioni nucleari tra il nucleo e un guscio esterno al nucleo stesso. Ad un certo punto, la forza gravitazionale che tende a comprimere la stella non è sufficiente ad innescare la fusione nucleare dell'ossigeno e del carbonio nel nucleo in elementi più pesanti. La stella si ritrova così con un nucleo altamente compresso al centro e con reazioni di fusione nucleare che avvengono in strati via via più esterni al nucleo. Questi inneschi via via più esterni di reazioni nucleari causano l‘espulsione degli strati più esterni della stella fino a che tutto ciò che rimane è uno strato sottile residuo di idrogeno ed elio che circonda un nucleo di carbonio e ossigeno. Ecco che si è così formata una nana bianca. 

Il materiale degli strati più esterni espulsi dalla stella si espande attorno alla nana bianca formando una nebulosa planetaria, il cui nome deriva dalla forma simile a giganti gassosi che questi oggetti mostravano nelle prime osservazioni al telescopio. La luce ultravioletta emessa dalla nana bianca centrale viene assorbita dagli atomi del gas e ri-emessa sotto forma di luce visibile. Le nebulose planetarie, espandendosi ad una velocità di circa 30 chilometri al secondo, si dissipano in circa 10000 anni, arricchendo il mezzo interstellare di elementi più pesanti dell'idrogeno da cui si formano nuove generazioni di stelle.

Cosa impedisce alla gravità di comprimerle ulteriormente?

L'esistenza delle nane bianche e delle loro peculiari caratteristiche di massa e dimensioni fu appurata negli anni '20 del secolo scorso grazie alle campagne osservative di astronomi quali Arthur Eddington. Tuttavia, gli astronomi erano perplessi su come una massa simile a quella del Sole potesse esistere all'interno di un volume grande quanto un pianeta. In una situazione del genere, la forza gravitazionale è estremamente intensa e dovrebbe comprimere la stella sempre di più in assenza di forze che si oppongono, come quella delle reazioni di fusione nucleare.

Eddington e Ralph Fowler arrivarono a comprendere la natura delle nane bianche grazie allo sviluppo della teoria della meccanica quantistica che proprio in quegli anni veniva elaborata e a cui contribuì anche l'italiano Enrico Fermi. I due scienziati compresero che le nane bianche non sono costituite da atomi chimicamente legati, ma piuttosto da un plasma fatto di nuclei (atomi completamente ionizzati) di carbonio e ossigeno e di elettroni liberi, quindi non legati ad un singolo atomo, ma liberi di fluire all'interno del plasma.

Proprio gli elettroni sono i responsabili della pressione che si oppone alla forza di gravità e che rende le nane bianche degli oggetti stabili, impedendo un ulteriore collasso. Questa pressione è nota come "pressione di degenerazione degli elettroni" e trova la sua ragione fisica nelle leggi della meccanica quantistica secondo cui, all'aumentare delle densità, gli elettroni devono progressivamente occupare gli stati energetici a minima energia. Ulteriori elettroni non possono occupare gli stessi stati energetici, ma solo quelli ad energia più elevata. Il risultato netto è che questi elettroni resistono fortemente ad una ulteriore compressione poiché non possono spostarsi a livelli energetici inferiori già occupati.

Per semplicistica analogia, immaginate un autobus vuoto in cui i sedili più vicini al conducente sono gli stati a minima energia e in cui ogni passeggero rappresenta un elettrone. Ogni sedile può essere occupato da un solo passeggero. Man mano che la densità di passeggeri nel bus aumenta, ogni passeggero va ad occupare un sediolino (stato di energia) partendo da quelli davanti a minima energia. Ad un certo punto tutti i sediolini vengono occupati e il conducente reagisce applicando una "pressione" che impedisce a nuovi passeggeri di stiparsi all'interno dell'autobus.

Che fine fa una nana bianca: le due possibili evoluzioni

Le nane bianche possono andare incontro ad un duplice destino, a seconda che interagiscano o meno con un secondo oggetto. Nel caso in cui esse evolvono come un sistema isolato, allora la temperatura cambierà nel tempo in maniera prevedibile teoricamente. Mancando infatti una fonte di energia continua come le reazioni di fusione nucleare, le nane bianche hanno scambi termici con lo spazio circostante che causano una graduale diminuzione della temperatura delle stelle. Questa diminuzione causa anche un cambiamento del colore delle nane bianche che man mano che si raffreddano diventano sempre più rosse. Col tempo, lo scambio termico è tale che le nane bianche si raffreddano fino allo stadio di nana nera, un limite teorico di temperatura che non è mai stato osservato sperimentalmente dato che per essere raggiunto ha bisogno di un tempo superiore all'età dell'Universo.

Nel caso in cui invece le nane bianche interagiscono con un secondo oggetto scambiandosi materia, le nane bianche possono andare incontro ad un destino più esplosivo. La pressione di degenerazione elettronica non può controbilanciare la gravità per sempre, ma esiste un limite, noto come limite di Chandrasekhar e pari a 1,44 masse solari, oltre il quale nemmeno la pressione di degenerazione degli elettroni è in grado di contrastare la gravità. Se quindi le nane bianche acquisiscono abbastanza materiale da superare questo limite, la nana bianca esplode in una supernova di tipo Ia lasciando dietro di se una stella di neutroni.