Termine del Glossario Nana Bianca
Descrizione Si prevede che le stelle con una massa fino a otto volte quella del Sole terminino la loro vita come nane bianche. Tra queste c'è anche il nostro Sole. Le nane bianche hanno densità molto elevate, e una tipica nana bianca potrebbe avere la massa del Sole concentrata in una sfera poco più grande delle dimensioni della Terra. Una nana bianca non produce più energia dalle reazioni nucleari nel suo nucleo, ma brilla grazie all'energia residua. Quelle più calde appaiono blu o bianche a causa dell'energia che irradiano grazie alle altissime temperature della loro superficie. Il nucleo di una nana bianca può essere costituito da elio, carbonio-ossigeno, o ossigeno-neon-magnesio, a seconda della massa iniziale della stella. Non si contrae per gravità, a causa della resistenza opposta al suo interno dalla pressione di degenerazione degli elettroni, un fenomeno quantistico. La pressione di degenerazione può sostenere solo nane bianche con masse fino a 1,4 volte la massa del Sole. I resti stellari con masse superiori a questo limite (noto come limite di Chandrasekhar) sono stelle di neutroni o buchi neri.
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In Altre Lingue
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- Bengalese: সাদা বামন
- Tedesco: Weißer Zwerg
- Inglese: White Dwarf
- Spagnolo: Enana blanca
- Francese: Naine blanche
- Giapponese: 白色矮星 (external link)
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- Cinese semplificato: 白矮星
- Cinese tradizionale: 白矮星
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Sirio A con la sua debole compagna, la nana bianca Sirio B
Didascalia: Questa immagine del telescopio spaziale Hubble mette in risalto Sirio, la stella più luminosa del cielo notturno terrestre, che appare come un oggetto intensamente luminoso al centro, con evidenti raggi di diffrazione a forma di croce. Questi raggi, insieme al bagliore saturo attorno alla stella principale, sono causati dalla diffusione della luce di Sirio da parte del telescopio e della fotocamera utilizzati per realizzare questa immagine. Leggermente più in basso e a sinistra della stella principale, un minuscolo punto luminoso indica Sirio B, un oggetto molto più debole catturato grazie all’elevata sensibilità di Hubble.
Sirio A è una stella di tipo A, nota per la sua elevata temperatura superficiale e l'intensa luce bianco-azzurra, mentre Sirio B è una nana bianca compatta, il denso residuo di una stella che ha esaurito il proprio combustibile nucleare. Insieme, formano un ben noto sistema stellare binario situato a circa 8,6 anni luce dalla Terra.
Sirius B era originariamente una stella più massiccia e luminosa che ha consumato il proprio combustibile a base di idrogeno più rapidamente rispetto a Sirius A. Ciò ha portato Sirius B a evolversi in una gigante rossa e, infine, a concludere la propria vita come nebulosa planetaria, lasciando solo i resti del proprio nucleo sotto forma di una nana bianca in orbita attorno a Sirius A.
Crediti: NASA, ESA, H. Bond (STScI) e M. Barstow (Università di Leicester)
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Diagrami correlati
Diagramma di Hertzsprung-Russell
Didascalia: Questo diagramma mostra la temperatura e la luminosità di diverse stelle. La dimensione di ogni punto rappresenta il raggio della stella e il suo colore è il colore che l'occhio umano vedrebbe. Il colore delle stelle varia da un blu sbiadito a un arancione rossastro sbiadito. Nessuna stella ha un colore puro come il rosso, il verde o il blu, poiché gli spettri delle stelle includono la luce di molti colori diversi. Tuttavia, le stelle più rosse vengono comunemente chiamate rosse e quelle più blu blu. Il campione di stelle utilizzato per realizzare questo diagramma è stato scelto per mostrare un'ampia gamma di stelle di tipo diverso, quindi il numero relativo di ogni tipo di stella non è rappresentativo della frequenza di ciascun tipo.
Dall'alto a sinistra al basso a destra c'è una lunga fila di stelle che bruciano idrogeno nei loro nuclei. Questa è chiamata sequenza principale. Su questa linea si trovano le stelle Mintaka, Achenar, Sirio A, il Sole e Proxima Centauri. Gli oggetti intorno a Proxima Centauri, all'estremità inferiore destra della sequenza principale, sono noti come nane rosse. In basso a destra delle nane rosse si trovano Teide 1 e Kelu-1 A. Questi due oggetti sono nane brune, oggetti di massa troppo bassa per avere nuclei abbastanza caldi da fondere l'idrogeno per un periodo di tempo prolungato. Poiché non bruciano idrogeno, le nane brune non sono considerate stelle di sequenza principale. Il nome nana bruna non è legato al loro colore.
Al di sopra della sequenza principale troviamo le subgiganti, le giganti e le supergiganti. Si tratta di stelle che hanno finito di bruciare l'idrogeno nel loro nucleo e si sono evolute in oggetti più grandi. La luminosità di una stella dipende dalla sua temperatura e dalle sue dimensioni, quindi le stelle giganti sono più luminose di quelle con un raggio minore ma con la stessa temperatura. Col tempo questi oggetti si avviano verso la fine della loro vita e passano alla fase di nebulosa planetaria o diventano supernove. Le stelle che terminano la loro vita con una fase di nebulosa planetaria diventano un tipo di stella residua chiamato nana bianca. Questi oggetti sono molto più piccoli delle stelle della stessa temperatura, quindi sono più deboli e si trovano significativamente al di sotto della sequenza principale. Le stelle che terminano la loro vita come supernove diventano buchi neri o stelle di neutroni. Queste ultime non sono rappresentate in questo grafico.
Crediti: IAU OAE/Niall Deacon
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Stellar Evolution
Didascalia: This diagram shows the life cycle of stars of different masses. The mass of the different types of star increases from bottom to top with time going from left to right.
The life cycle of a star depends on its mass, with lower mass stars have longer lifetimes. All stars form from clouds of gas that collapse under their own gravity. As the star collapses, its core becomes hotter and denser. If the star has a mass greater than 0.08 solar masses (0.08 times the mass of the Sun), the pressure of the star’s mass pushing down on its core creates a high enough core temperature for hydrogen fusion to ignite. This burns hydrogen into helium in the star’s core, providing a heat source to power the star and to stop its core from collapsing further. If the collapsing object has a mass below 0.08 solar masses then it does not ignite hydrogen fusion in its core. It continues to cool and slowly contract. Such substellar objects are known as brown dwarfs, shown here in the lowest row.
After stars have formed, they burn hydrogen in their cores and begin their so-called main sequence phase. The most massive stars (>25 solar masses, shown here at the top) have very high core temperatures and thus burn through their hydrogen fuel more quickly. This means they may only spend a few million years on the main sequence burning hydrogen in their cores. Once the hydrogen in the core is exhausted the star’s core contracts, becomes hotter and helium burning starts in the core. While the core contracts, the outer layers of the star expand and it becomes a supergiant. For the most massive stars strong stellar winds strip off the cooler outer layers, leading to the star being very large and very hot, a blue supergiant. Once helium is exhausted in the core, carbon is burned, and then heavier elements. Eventually the star ends with an iron core. Fusing iron into heavier elements does not generate energy so at this point fusion stops in the core. Once this core of iron is massive enough, it and the surrounding matter suddenly collapses to form a black hole and the outer layers are flung off in a supernova explosion.
Slightly lower mass stars (between 8 and 25 solar masses, seen here second top) evolve in a similar way although they do not have strong enough winds to push their outer layers away and become blue supergiants, instead it evolves into a red supergiant. While such stars also collapse and create supernova explosions. The remnant of the star’s core is not massive enough to collapse into a black hole. Instead, its electrons and protons combine to form neutrons and it is supported by a quantum mechanical effect called neutron degeneracy pressure. This results in the remnant of the star being a tiny neutron star, several solar masses in mass but only a few kilometres across.
For stars similar in mass to the Sun (between 0.4 and 8 solar masses, seen here in the middle row), the star burns hydrogen in its core until the hydrogen in its core is exhausted. At this point a hydrogen burning shell forms around the core. Eventually the core will become hot enough to burn helium into carbon and oxygen. After this the star is left with a carbon and oxygen core surrounded by shells burning helium and hydrogen. These shells are unstable producing thermal pulsations that convulse the star. Eventually these pulsations become so extreme that the star’s outer layers are thrown off. This leaves the carbon and oxygen core as a white dwarf supported by electron degeneracy pressure. The outer layers of the star form what is known as a planetary nebula (which doesn’t actually have anything to do with planets despite the name).
The lowest mass stars (seen here in the second bottom row) are so low in mass that their evolutionary timescales are much longer than the age of the universe. This means that none have evolved beyond the main-sequence. Low mass stars are fully convective meaning material in the core is constantly being mixed with material above. This means that all the hydrogen in the star would eventually be burned in the core, but this will take trillions of years.
Crediti: Danielle Futselaar/IAU OAE
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