Nana bianca: differenze tra le versioni

Una nana bianca (o nana degenere) è una stella di piccole dimensioni, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco. Nonostante le piccole dimensioni, paragonabili a quelle della Terra, la massa dell'astro è simile o lievemente superiore a quella del Sole; è quindi un oggetto molto compatto e dotato di un'elevatissima densità.^[1]

La prima nana bianca fu scoperta verso la fine del XVIII secolo, ma la reale natura di tali oggetti venne riconosciuta per la prima volta solamente nel 1910;^[2] il termine stesso nana bianca fu coniato nel 1922.^[3] Si conoscono oltre 11000 oggetti appartenenti a questa peculiare classe stellare,^[4] di cui fa parte anche il 6% delle stelle più vicine al Sole.^[5]

Si ritiene che le nane bianche siano l'ultima fase dell'evoluzione delle stelle di massa piccola e medio-piccola,^[6] le quali costituirebbero oltre il 97% delle stelle della Galassia.^[7]^[8] Tali stelle, dopo aver concluso la sequenza principale e le fasi di instabilità ad essa successive, espellono i propri strati più esterni lasciando solamente i propri nuclei inerti, che vanno a costituire le nane bianche.^[9] Non essendo più soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte;^[10] l'unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degeneri. La fisica della materia degenere impone per una nana bianca una massa limite, il limite di Chandrasekhar, che, per un oggetto che non compie una veloce rotazione su se stesso, equivale a 1,44 M_☉.^[11] Nel caso di una nana bianca al carbonio-ossigeno, il tipo più comune di nana bianca nell'universo,^[12]^[13]^[14] l'avvicinamento ed eventualmente il superamento di tale limite, che normalmente avviene a causa del trasferimento di massa in un sistema binario, ne può provoca l'esplosione in una nova o in una supernova di tipo Ia.^[8]^[9]

Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, un'alta temperatura di colore ed un'altrettanto elevata temperatura effettiva, la quale diminuisce gradualmente in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante.^[1] Il graduale raffreddamento della stella la porta ad assumere un colore via via sempre più tendente al rosso, sino allo stadio terminale di nana nera;^[9] si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è ancora stata scoperta alcuna nana nera. Gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'universo.^[7]^[8]^[15]

Data la loro bassa luminosità ma alta temperatura, le nane bianche occupano la parte inferiore sinistra del diagramma Hertzsprung-Russell.^[16]

Storia delle osservazioni

La scoperta

La prima nana bianca fu scoperta nel sistema stellare di Keid (noto anche come ο² Eridani o 40 Eridani), situato nella costellazione di Eridano, dall'astronomo anglo-tedesco William Herschel.^[17] Il sistema, che consta di tre componenti, è costituito da una nana arancione di sequenza principale relativamente luminosa (Keid A), attorno alla quale orbita un sistema binario costituito dalle componenti B (una nana bianca) e C (una nana rossa). La coppia Keid B/C fu osservata per la prima volta da Herschel il 31 gennaio 1783; in seguito fu osservata anche da Friedrich von Struve nel 1827 e da suo figlio Otto nel 1851.^[18]^[19]
Nel 1910 Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering e Williamina Fleming scoprirono che, sebbene fosse una stella molto debole, Keid B presentava uno spettro dalle caratteristiche simili a quelle della classe spettrale A, dal tipico colore bianco;^[3] il tipo spettrale della nana bianca fu poi ufficialmente descritto nel 1914 da Walter Adams.^[20]

Nel corso del XIX secolo i progressi conseguiti nell'ambito delle tecniche astrometriche permisero di ottenere misure abbastanza precise della posizione degli astri, tali da riuscire a determinare minime variazioni (dell'ordine di alcuni secondi d'arco) del moto di alcune stelle. L'astronomo tedesco Friedrich Bessel si servì di tali misure per scoprire che Sirio (α Canis Majoris, la stella più brillante del cielo) e Procione (α Canis Minoris) subivano delle oscillazioni nel loro moto spaziale molto simili a quelle riscontrate nelle stelle doppie, che egli imputò a delle compagne invisibili.^[21] Bessel stimò il periodo orbitale della compagna di Sirio in circa 50 anni,^[21] mentre Christian H. F. Peters ne calcolò l'orbita nel 1851.^[22] Tuttavia fu necessario attendere sino al 31 gennaio 1862 prima che Alvan Graham Clark riuscisse ad osservare una piccola stella, in precedenza mai vista, nei pressi di Sirio, identificata in seguito come la compagna predetta da Bessel.^[22] Applicando la terza legge di Keplero, gli astronomi calcolarono che la massa di Sirio B dovesse essere compresa tra 0,75 e 0,95 volte quella del Sole; tuttavia, la nana bianca è molto meno luminosa della nostra stella. Poiché la luminosità L di una stella dipende anche dal quadrato del suo raggio R (in conformità con la legge di Stefan-Boltzmann), questi dati dovevano necessariamente implicare che le dimensioni della stella fossero molto ridotte.

Walter S. Adams annunciò nel 1915 che lo spettro della piccola stella, ribattezzata Sirio B (o, affettuosamente, Il Cucciolo), presentava caratteristiche assimilabili a quelle di Sirio A, che suggerivano che la temperatura superficiale dell'oggetto dovesse essere prossima ai 9000 K.^[23] Combinando poi il valore della temperatura con la luminosità, Adams riuscì a risalire al valore del raggio di Sirio B, che risultò essere di soli 18 000 km. Misure più accurate, svolte nel 2005 attraverso il Telescopio spaziale Hubble, hanno mostrato che la stella possiede, in realtà, un diametro equivalente a quello terrestre (circa 12 000 km) ed una massa pari a circa il 98% di quella solare.^[24]^[25]^[26]^[27]^[28]

Nel 1917 Adriaan Van Maanen scoprì una terza nana bianca, denominata in suo onore stella di Van Maanen, situata nella costellazione dei Pesci.^[29] Queste tre nane bianche, le prime ad esser state scoperte, vengono dette nane bianche classiche.^[2]

In seguito furono scoperte molte altre stelle dalle proprietà simili, caratterizzate da alti valori di moto proprio; per questo motivo gli astronomi ritennero che si trattasse di stelle poco luminose poste nelle vicinanze del sistema solare, e quindi di vere e proprie nane bianche. Nonostante tali sospetti, la prima nana bianca non appartenente al gruppo delle classiche fu riconosciuta definitivamente come tale solo negli anni trenta del XX secolo. Si ritiene che sia stato Willem Luyten a coniare il termine nana bianca quando esaminò questa classe di stelle nel 1922;^[3]^[30]^[31]^[32]^[33] il termine fu in seguito reso popolare dall'astrofisico inglese Arthur Eddington.^[3]^[34]

Prime indagini

Un'immagine di Sirio ripresa dal telescopio Lick; Sirio B si presenta come un globo luminoso che si diparte da uno dei raggi alla sinistra di Sirio A.

Il risultato delle rilevazioni di Adams e Luyten implicò l'introduzione di una nuova classe di stelle. Nel 1926 Arthur Eddington menzionò la scoperta di Sirio B e le analisi su di essa nel suo libro The Internal Constitution of Stars (La struttura interna delle stelle) con queste parole:

«Abbiamo identificato nel Cane Maggiore una stella di massa simile a quella del Sole ma di certo molto più piccola di Urano e Nettuno.»

Eddington riportò anche un'altra scoperta di Adams sulla compagna di Sirio, effettuata nel 1925:^[35] l'astronomo aveva misurato la lunghezza d'onda di alcune righe di emissione della stella (non ancora battezzata nana bianca) e aveva trovato che erano significativamente maggiori del previsto.^[36] Lo spostamento verso il rosso delle linee di assorbimento dello spettro di un corpo celeste per effetto della propria forza di gravità (redshift gravitazionale) è una delle conseguenze previste dalla teoria della relatività generale,^[37] formulata pochi anni prima da Albert Einstein.^[37] In particolare, l'entità del redshift gravitazionale dipenderebbe dal rapporto tra la massa M e il raggio R dell'oggetto e quindi dalla sua densità. Applicando il procedimento inverso, Adams potè calcolare dal redshift osservato il rapporto ${\begin{smallmatrix}{\frac {M}{R}}\end{smallmatrix}}$ per Sirio B. Dal momento che la massa era già nota attraverso lo studio dei parametri orbitali del sistema binario, tale calcolo permetteva di risalire direttamente al valore del raggio della stella. La stima era ancora incerta ma concordava con il valore ottenuto anni prima e con la natura compatta di Sirio B.^[37]

Così scrive Eddington:

«Il professor Adams ha preso due piccioni con una fava: da una parte ha condotto un nuovo esperimento sulla teoria di Einstein, dall'altra ha confermato il nostro sospetto che non solo possa esistere materia duemila volte più densa del platino, ma che questa materia è effettivamente presente nell'Universo.»

Dato che i corpi più caldi irradiano una quantità di energia superiore a quella dei corpi più freddi, la luminosità superficiale di una stella è determinabile dalla sua temperatura effettiva e quindi dal suo spettro; nota la distanza, può essere calcolata anche la luminosità intrinseca dell'astro. Inoltre il rapporto tra la temperatura effettiva e la luminosità permette di calcolarne il raggio. Ragionando in questi termini, gli astronomi del tempo erano giunti a ritenere che Sirio B e Keid B dovessero essere estremamente dense. Quando Ernst Öpik stimò la densità di un gran numero di binarie visuali nel 1916, egli scoprì che Keid B aveva una densità di oltre 25 000 volte quella del Sole, un dato che egli ritenne «impossibile».^[38] Così scrisse Eddington nel 1927:

«Apprendiamo nozioni sulle stelle ricevendo ed interpretando i dati che la loro luce porta con sé. Il messaggio della Compagna di Sirio, quando è stato registrato, diceva: "Sono costituita da materia 3 000 volte più densa di qualunque altra tu abbia mai visto; una tonnellata della mia materia sarebbe una piccola pepita che tu potresti mettere in una scatola di fiammiferi." Che risposta si può dare ad un simile messaggio? La risposta che la gran parte di noi diede nel 1914 fu: "Sta' zitta! Non dire assurdità!"»

La scoperta della natura degenere delle nane bianche

Nonostante l'esistenza delle nane bianche risultasse ormai solidamente appurata, la loro natura era ancora un mistero. In particolare, gli astronomi non riuscivano a capacitarsi di come una massa grande come quella del Sole potesse coesistere in un volume tanto piccolo.

Nell'ultima parte del suo libro dedicato alla struttura stellare, Eddington conclude così:

«Sembra che l'equazione di stato dei gas perfetti perda di valore a queste elevate densità e che le stelle come quella studiata da Adams non siano costituite da gas allo stato ordinario.»

Secondo Eddington, una spiegazione possibile per raggiungere densità così elevate era che la materia che costituiva le nane bianche non fosse formata da atomi legati chimicamente l'uno con l'altro, ma da un plasma formato da nuclei atomici completamente ionizzati e da elettroni liberi. In questo modo era possibile comprimere i nuclei in spazi più ristretti di quanto potesse avvenire nel caso degli atomi, dove la maggior parte dello spazio è vuoto e costellato da elettroni posizionati nei loro orbitali.^[37]^[39]

Ralph H. Fowler perfezionò questo modello nel 1926, applicando i principi della meccanica quantistica e la statistica di Fermi-Dirac, introdotta nell'agosto dello stesso anno da Enrico Fermi e Paul Dirac. Alfred Fowler riuscì, nello stesso anno, a spiegare la struttura stabile delle nane bianche identificando nella pressione degli elettroni degeneri il meccanismo che permetteva alla stella di non collassare completamente su se stessa.

L'esistenza di una massa limite che nessuna nana bianca può oltrepassare è una delle conseguenze di una struttura la cui pressione è sostenuta dalla materia degenere, nella fattispecie dagli elettroni. Le prime stime di questo limite furono pubblicate nel 1929 da Wilhelm Anderson ^[40] e nel 1930 da Edmund Clifton Stoner.^[41]

Studi più completi della struttura interna delle nane bianche, che tenevano conto anche degli effetti relativistici dell'equazione di stato della materia degenere, vennero compiuti in quegli anni dall'astrofisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar. Nel suo articolo del 1931, The maximum mass of ideal white dwarfs,^[42]^[43] Chandrasekhar affermò che la massa limite di una nana bianca (detta oggi in suo onore limite di Chandrasekhar) dipende dalla propria composizione chimica.^[11]^[44] Questo ed altri studi sulla struttura e l'evoluzione delle stelle valsero all'astrofisico indiano il Premio Nobel per la Fisica nel 1983.^[45]

Al di là dell'importanza di aver trovato un valore ben preciso, la scoperta di una massa limite per una nana bianca è stata di fondamentale importanza nella comprensione degli stadi terminali dell'evoluzione delle stelle in base alla loro massa. Lo stesso Chandrasekhar disse in un discorso a Washington nel 1934:^[46]

«La storia di una stella di massa piccola deve essere essenzialmente differente da quella di una stella di grande massa. Per una stella di piccola massa lo stadio naturale di nana bianca rappresenta il primo passo verso la totale estinzione dell'astro. Una stella di grande massa non può attraversare questo stadio e siamo liberi di speculare su eventuali altre possibilità.»

La stima di tale massa limite, difatti, aprì la strada ad altre ipotesi sull'esistenza di oggetti ancora più compatti delle nane bianche, che si sarebbero originati dal collasso di stelle più massicce.^[46] La scoperta nel 1932 da parte di James Chadwick di una nuova particella subatomica, il neutrone,^[47] e lo studio dei decadimenti nucleari, portarono l'anno seguente Walter Baade e Fritz Zwicky a teorizzare l'esistenza di stelle costituite da questa nuova particella,^[48] che potevano contenere in spazi ancora più ristretti masse anche maggiori di quelle possedute dalle nane bianche. L'ipotesi venne confermata nel 1965 con la scoperta delle pulsar.^[49]

La veridicità delle tesi sulla natura degenere delle nane bianche è stata recentemente confermata grazie allo studio astrosismologico delle pulsazioni di alcune nane bianche.^[50]

Nel 1939 furono scoperte 18 nuove nane bianche,^[2] mentre Luyten ed altri astronomi si dedicarono alla ricerca di tali stelle nel corso degli anni quaranta. Al 1950 si conoscevano oltre cento nane bianche,^[51] mentre nel 1999 il numero era salito ad oltre 2000.^[52] Da allora, grazie alle immagini della Sloan Digital Sky Survey, sono state scoperte altre 9000 nane bianche, quasi tutte di recente formazione.^[4]

Formazione ed evoluzione

La formazione di una nana bianca è un processo progressivo e non violento, che riguarda tutte le stelle con massa compresa tra 0,08 ed 8-10 volte la massa della nostra stella che abbiano concluso la fase di stabilità della sequenza principale e le fasi di instabilità ad essa successiva.^[53]^[7] Tali fasi di instabilità si diversificano a seconda della massa dell'astro.

Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,5 masse solari, le nane rosse,^[54] si riscaldano, accelerando la velocità delle reazioni nucleari e divenendo per breve tempo delle stelle azzurre; quando tutto l'idrogeno è stato convertito in elio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio. Tuttavia, poiché la durata della sequenza principale per una stella di questo tipo si aggira sugli 80 miliardi - 1 bilione di anni,^[55]^[56]^[57] tenuto conto che l'attuale età dell'universo si aggira sui 13,7 miliardi di anni,^[15] questo scenario evolutivo rimane ancora in gran parte ipotetico.^[58]^[59]

Le stelle la cui massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura, mentre gli strati più esterni, in reazione al vasto surplus energetico che ricevono dal nucleo in contrazione,^[60] si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso.^[55] La stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di subgigante, si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.^[61]

Una complessa serie di contrazioni e collassi gravitazionali provoca il forte innalzamento della temperatura nucleare sino ad oltre 100 milioni di kelvin, che segna l'innesco della fusione dell'elio in carbonio e ossigeno tramite il processo tre alfa, mentre negli strati immediatamente superiori la grande temperatura sprigionata dal collasso del nucleo innesca il processo di fusione dell'idrogeno residuo in elio.^[62]^[61]^[63] La stella, raggiungendo questo stadio evolutivo, si contrae leggermente passando al ramo orizzontale delle giganti del diagramma H-R.^[63]

Non appena l'elio è stato completamente esaurito all'interno del nucleo, lo strato attiguo, che in precedenza ha fuso l'idrogeno in elio, inizia a fondere quest'ultimo in carbonio, mentre sopra di esso un altro strato continua a fondere parte dell'idrogeno restante in elio; la stella entra così nel ramo asintotico delle giganti (AGB, acronimo di Asymptotic Giant Branch).^[64] Gli strati più esterni di una gigante rossa o di una stella AGB possono estendersi per diverse centinaia di volte il diametro del Sole, arrivando ad avere raggi dell'ordine dei 10⁸ km (alcune unità astronomiche),^[64] come nel caso di Mira (ο Ceti), una gigante del ramo asintotico con un raggio di 5 × 10⁸ km (3 U.A.).^[65]

Se la stella ha una massa sufficiente (non superiore ad 8-9 M_☉^[63]), col tempo è possibile l'innesco anche della fusione di una parte del carbonio in ossigeno, neon e magnesio.^[63]^[55]^[66]

In seguito ai progressivi collassi e riscaldamenti susseguitisi durante le fasi sopra descritte, il nucleo della stella ha assunto una forma degenere,^[67] da cui ha origine la nana bianca. Quando nel nucleo cessa completamente la fusione del combustibile nucleare, la stella può seguire due diverse vie a seconda della massa. Se ha una massa compresa tra 0,08 e 0,5 masse solari, la stella morente dà luogo ad una nana bianca di elio senza alcuna fase intermedia, espellendo gli strati esterni sotto forma di vento stellare.^[67]^[55] Se invece la sua massa è compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, si generano delle violente pulsazioni termiche all'interno dell'astro che causano l'espulsione dei suoi strati più esterni in una sorta di "supervento" ^[68] che assorbe la radiazione ultravioletta emessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma di luce visibile dall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire una nebulosità in espansione, la nebulosa protoplanetaria prima e planetaria poi, al cui centro rimane il cosiddetto nucleo della nebulosa planetaria (PNN, dall'inglese Planetary Nebula Nucleus), che diverrà poi la nana bianca.^[69]

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 miloni di K,^[67] che diminuisce in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo di nana nera^[70] (l'irraggiamento termico è trattato più approfonditamente nel paragrafo Temperature superficiali e dispersione dell'energia termica). L'esistenza di simili oggetti è molto lunga: la loro vita sarebbe simile a quella del tempo di vita media del protone, la cui durata raggiungerebbe i 10³² – 10⁴⁹ anni secondo alcune teorie della grande unificazione, mentre sarebbe superiore a 10²⁰⁰ anni secondo altre teorie.^[70]

Tipologie

Esistono diverse tipologie di nane bianche, che differiscono tra loro per diversi aspetti, ma principalmente per quanto riguarda composizione chimica e masse. Non considerando la classificazione spettrale delle atmosfere, che verrà trattata in una sezione specifica, è possibile suddividere le nane bianche in tre sottogruppi, a seconda della massa posseduta dalle stelle da cui traggono origine e, di conseguenza, della composizione chimica interna:^[53]

nane bianche all'elio;
nane bianche al carbonio-ossigeno;
nane bianche all'ossigeno-neon.^[71]

Stelle di piccola massa (< 0,5 M_☉): nane He

Le stelle di piccola massa (<0,5 M_☉), per via delle proprie caratteristiche fisiche, hanno la capacità di fondere solamente l'idrogeno in elio. Alla conclusione di questo processo, gli elettroni del nucleo stellare degenerano molto prima che l'astro possa raggiungere temperature in grado di innescare la fusione dell'elio; per questa ragione, la nana bianca che ne risulterà sarà costituita esclusivamente da elio. Ma poiché, come si è visto, la durata della sequenza principale di tali stelle è di gran lunga superiore all'età dell'universo,^[57]^[15] sembra ragionevole che nessuna di esse abbia avuto modo di arrivare alla fine della propria vita.^[59]

Tuttavia, è stata scoperta l'esistenza di oggetti che presentano le medesime caratteristiche delle, fin'ora ipotetiche, nane bianche all'elio.^[72] Gli astronomi escludono, per i motivi già visti, che esse derivino da stelle di piccola massa giunte alla fine della loro esistenza; ipotizzano pertanto che esse si originino dall'interazione di due stelle in un sistema binario, costituito da una stella compatta (probabilmente una stella di neutroni) ed una stella uscita dalla sequenza principale in procinto di evolvere verso la fase di gigante rossa.^[73] Quando quest'ultima raggiunge dimensioni tali da colmare il proprio lobo di Roche, si innesca un rapido processo di trasferimento di massa ^[73] che priva la stella dello strato esterno di idrogeno, lasciando scoperto il nucleo degenere di elio.^[3]^[9]^[74]^[12]^[75]^[76] Lo stesso fenomeno può verificarsi anche allorché attorno alla stella orbiti a distanza molto ravvicinata un pianeta molto massiccio (del tipo Hot Jupiter) o una nana bruna.^[77]

Stelle di massa media (0,5-8 M_☉): nane C-O

Le nane bianche al carbonio-ossigeno (C-O) costituiscono la tipologia di nana bianca più diffusa nell'universo.^[12]^[13]^[14]

Si formano a partire da stelle con massa compresa tra 0,5 ed 8 masse solari, nei cui nuclei si raggiungono le condizioni di temperatura e pressione necessarie a fondere l'elio in carbonio e ossigeno tramite il processo tre alfa,^[62]^[61]^[63] così chiamato perché il carbonio-12, prodotto della reazione, viene sintetizzato mediante l'unione di tre particelle alfa (ovvero nuclei di elio, costituiti da due protoni e due neutroni). Il processo sfrutta come intermedio il berillio-8 e rilascia un'energia complessiva di 7,275 MeV per nucleo di carbonio prodotto.^[78]

Il progressivo aumento della quantità di carbonio aumenta la possibilità che una piccola parte di esso sia convertita in ossigeno; tuttavia è ancora sconosciuta l'esatta proporzione dei due elementi, in quanto non è ancora stata stabilita la quantità effettiva di carbonio che si converte in ossigeno.^[78]

Quando la stella esaurisce il processo di fusione dell'elio in carbonio, una serie di fenomeni di instabilità, accompagnati dall'emissione di un intenso vento stellare, provocano la progressiva espulsione degli strati esterni dell'astro che vanno a costituire la nebulosa planetaria, lasciando al centro il nucleo di carbonio e ossigeno che, dopo aver passato le fasi di nucleo della nebulosa planetaria e stella pre-degenere, diviene una nana bianca C-O.^[79] Si stima che una stella simile al Sole espelle, nelle sue ultime fasi di vita, una quantità di materia pari al 40% della propria massa,^[63] mentre il restante 60% andrà a costituire la stella degenere.

Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M_☉): nane O-Ne-Mg

Le stelle massicce (>8 M_☉) possiedono nel loro nucleo la giusta combinazione di temperatura e pressione necessaria a consentire la fusione di elementi più pesanti del carbonio e dell'ossigeno, come il silicio e, alla fine, il ferro. La massa del nucleo di tali stelle eccede la massa limite di Chandrasekhar; di conseguenza, il loro destino finale non è il passaggio verso lo stadio di nana bianca, ma la catastrofica esplosione di una supernova di tipo II, con la formazione, in base alla massa del nucleo residuo, di una stella di neutroni, di un buco nero stellare o di una qualunque altra forma esotica di stella degenere.^[53]^[80] Tuttavia, alcune stelle la cui massa sia al limite tra quella di una stella di massa media e quella di una stella massiccia (tra 8 e 10 M_☉) possono riuscire a fondere il carbonio in neon, però la loro massa non risulta sufficiente a fondere la totalità di quest'ultimo in ossigeno e magnesio; se questo si verifica, il nucleo non riesce a superare la massa di Chandrasekhar e il suo collasso dà luogo, anziché ad una stella di neutroni, ad una rarissima nana bianca all'ossigeno-neon-magnesio (O-Ne-Mg).^[81]^[82]^[83]^[84]^[85]

Un problema cui si trovano di fronte gli astrofisici riguarda la precisa determinazione dei range di massa delle stelle che danno luogo a tali oggetti, per via dell'alto tasso di perdita di massa cui vanno incontro tali oggetti nelle fasi finali della loro evoluzione. Questo rende difficile simulare matematicamente con precisione quali stelle terminino i processi di fusione con la nucleosintesi del carbonio, quali con la sintesi di ossigeno e neon e quali proseguano sino alla sintesi del ferro; è possibile per altro che il valore preciso della massa possa dipendere anche dalla metallicità dell'astro.^[83]^[85]

Caratteristiche

Composizione e struttura

La composizione chimica di una nana bianca dipende dai residui della fusione nucleare della stella progenitrice, e quindi dalla sua massa originaria. La composizione si differenzia anche a seconda dello strato dell'oggetto che si prende in considerazione.

Le nane bianche all'elio, che si formano dalle stelle meno massicce, possiedono un core di elio, circondato da una tenue atmosfera costituita da idrogeno quasi puro.^[72]^[73]^[75] Le nane bianche al carbonio-ossigeno possiedono invece un nucleo totalmente costituito da carbonio e ossigeno,^[13]^[78] mentre le rare nane bianche O-Ne-Mg possiedono un nucleo di ricco in neon e magnesio, con una discreta abbondanza di ossigeno, circondato da un mantello ricco di carbonio e ossigeno.^[86]^[87]

In entrambi i casi, la porzione esterna dell'oggetto è ricoperta da una tenue atmosfera di elio e idrogeno, che, per via del proprio peso atomico minore, verrà a trovarsi al di sopra dello strato di elio.^[88]

Dimensioni

Si stima che la massa di una nana bianca vada da un minimo di 0,17^[89] fino ad un massimo di 1,44^[90] masse solari (limite di Chandrasekhar), anche se la maggior parte delle nane bianche scoperte ha una massa compresa fra 0,5 e 0,7 masse solari, con un picco attorno a 0,6.^[90] Il raggio stimato di una nana bianca è compreso fra 0,008 e 0,02 volte il raggio del Sole^[91] ed è di conseguenza confrontabile con quello della Terra (0,009 R_ʘ). Le nane bianche quindi racchiudono una massa simile a quella del Sole in un volume che è normalmente un milione di volte più piccolo: la densità della materia in una nana bianca è almeno un milione di volte più alta di quella del Sole (circa 10⁶ g cm⁻³, ovvero 1 tonnellata per centimentro cubo)^[8]. Le nane bianche sono costituite, infatti, da una delle forme di materia più dense conosciute: un gas degenere di elettroni, superato soltanto da oggetti compatti con densità ancora più estreme, come le stelle di neutroni, i buchi neri e le ipotizzate stelle di quark.^[92]

Pressione degli elettroni degeneri

La compressione di una nana bianca aumenta la densità degli elettroni in un dato volume; poiché essi obbediscono al principio di esclusione di Pauli, due elettroni non possono occupare il medesimo stato quantico; di conseguenza essi devono obbedire alla statistica di Fermi-Dirac, che permette di descrivere lo stato di un gas di particelle in condizioni di densità estreme, in modo da soddisfare il principio di Pauli.^[93] A causa di quest'ultimo gli elettroni non possono occupare tutti contemporaneamente il livello di energia più basso, nemmeno a temperature vicine allo zero assoluto, ma sono costretti ad occupare livelli via via più elevati all'aumentare della densità dell'astro; l'insieme dei livelli energetici occupato dagli elettroni in queste condizioni prende il nome di mare di Fermi. Lo stato di questi elettroni viene chiamato degenere, ed è in grado di fornire alla nana bianca l'energia necessaria a mantenere l'equilibrio idrostatico anche se questa si raffreddasse a temperature vicine allo zero assoluto.

Un modo per comprendere come gli elettroni non possano occupare tutti lo stesso stato sfrutta il principio di indeterminazione: l'alta densità degli elettroni in una nana bianca implica che la loro posizione sia abbastanza localizzata, creando una corrispondente incertezza nella quantità di moto. Quindi alcuni elettroni dovranno avere quantità di moto molto elevate e, conseguentemente, un'alta energia cinetica.^[39]^[95]

Applicando sia il principio di esclusione di Pauli sia il principio di indeterminazione è possibile vedere come all'aumentare del numero degli elettroni aumenti anche la loro energia cinetica, e dunque la pressione stessa:^[39]^[96] è quella che viene definita pressione degli elettroni degeneri, la quale mantiene in equilibrio la nana bianca contro il collasso gravitazionale cui sarebbe naturalmente soggetta; è quindi un effetto quantistico che limita la quantità di materia che può essere alloggiata in un determinato volume. Tale pressione dipende solamente dalla densità e non dalla temperatura della materia. La materia degenere è relativamente comprimibile; ciò sta a significare che la densità di una nana bianca di massa elevata sia decisamente superiore rispetto a quella di una nana bianca di massa inferiore. Di conseguenza, il raggio di una nana bianca è inversamente proporzionale alla sua massa.^[8]

Qualora una nana bianca superi la massa limite di Chandrasekhar e non intervenissero delle reazioni nucleari, la pressione degli elettroni degeneri non riuscirebbe più a contrastare la forza di gravità; la stella allora collasserebbe in un oggetto ancora più denso, come una stella di neutroni o addirittura un buco nero.^[97]

Relazione massa-raggio e limite di massa

È abbastanza semplice riuscire a derivare una sommaria relazione tra la massa e il raggio di una nana bianca utilizzando una relazione che consenta di minimizzare l'energia.^[98]

In prima approssimazione, l'energia di una nana bianca è data dalla somma della sua energia potenziale gravitazionale e della sua energia cinetica. L'energia potenziale gravitazionale per unità di massa dell'astro, $E_{g}$ , è dell'ordine di ${\begin{smallmatrix}-G{\frac {M}{R}}\end{smallmatrix}}$ , dove $G$ è la costante di gravitazione universale, $M$ è la massa complessiva della nana bianca ed $R$ il suo raggio. L'energia cinetica per unità di massa, $E_{k}$ , proviene soprattutto dal moto degli elettroni e quindi equivale a circa ${\begin{smallmatrix}N{\frac {p^{2}}{2m_{e}}}\end{smallmatrix}}$ , dove $p$ è la quantità di moto degli elettroni, $m_{e}$ la loro massa ed $N$ il loro numero per unità di massa.

Poiché gli elettroni sono degeneri, la loro quantità di moto $p$ può essere stimata sfruttando il principio di indeterminazione che afferma, nel caso del moto delle particelle, che non è possibile conoscere contemporaneamente con precisione infinita sia la loro posizione che la loro quantità di moto. In formule questo vuol dire che il prodotto delle due incertezze sulla quantità di moto e sulla posizione, $\Delta p\Delta x$ , è in prima approssimazione uguale alla costante di Planck ridotta (ħ).

$\Delta x$ ha lo stesso ordine di grandezza della distanza media fra gli elettroni, che è all'incirca uguale a ${\begin{smallmatrix}n^{-{\frac {1}{3}}}\end{smallmatrix}}$ , ovvero all'inverso della radice cubica della densità $n$ degli elettroni nell'unità di volume. Poiché all'interno di una nana bianca sono presenti ${\begin{smallmatrix}N\cdot M\end{smallmatrix}}$ elettroni e il suo volume è dello stesso ordine di grandezza di $R^{3}$ , $n$ può essere approssimato a ${\begin{smallmatrix}N{\frac {M}{R^{3}}}\end{smallmatrix}}$ .^[95]

Utilizzando queste approssimazioni, l'energia cinetica per unità di massa ( $E_{k}$ ) può essere espressa come:

E_{k}\approx {\frac {N(\Delta p)^{2}}{2m_{e}}}\approx {\frac {N\hbar ^{2}n^{\frac {2}{3}}}{2m_{e}}}\approx {\frac {M^{\frac {2}{3}}N^{\frac {5}{3}}\hbar ^{2}}{2m_{e}R^{2}}}

La nana bianca è in equilibrio quando la sua energia totale $E_{g}+E_{k}$ è la minima possibile, ovvero quando l'energia cinetica e l'energia potenziale gravitazionale raggiungono valori comparabili fra di loro (energia totale uguale a zero); è pertanto possibile derivare una relazione massa-raggio, seppure approssimativa, uguagliando le due grandezze:

|E_{g}|\approx {\frac {GM}{R}}=E_{k}\approx {\frac {M^{\frac {2}{3}}N^{\frac {5}{3}}\hbar ^{2}}{2m_{e}R^{2}}}

Risolvendo questa equazione per il raggio $R$ della nana bianca, si ottiene:^[95]

R\approx {\frac {N^{\frac {5}{3}}\hbar ^{2}}{2m_{e}GM^{\frac {1}{3}}}}

Trascurando $N$ , che dipende soltanto dalla composizione chimica della nana bianca, e le costanti universali ħ, $m_{e}$ e $G$ , rimane una relazione che lega la massa e il raggio dell'astro:

R\sim {\frac {1}{M^{\frac {1}{3}}}}

ovvero il raggio di una nana bianca è inversamente proporzionale alla radice cubica della sua massa.

Questa analisi è detta non relativistica poiché viene usata la formulazione classica dell'energia cinetica. All'aumentare della massa della nana bianca aumenta la quantità di moto (e quindi la velocità) degli elettroni che la sostengono; avvicinandosi alla velocità della luce, $c$ , gli effetti relativistici non possono più essere trascurati e quando gli elettroni raggiungono velocità prossime a quella della luce, bisogna passare alla trattazione ultra-relativistica del problema. In questa approssimazione la quantità di moto e l'energia di una particella vengono espresse dal quadrivettore impulso ${\begin{smallmatrix}p^{\mu }\,=\,({\frac {E}{c}},\,{\vec {p}})\end{smallmatrix}}$ , dove $E=\gamma mc^{2}$ è l'energia relativistica, ${\begin{smallmatrix}{\vec {p}}\,=\,\gamma m{\vec {v}}\end{smallmatrix}}$ il vettore tridimensionale dell'impulso e $\gamma$ è il fattore di Lorentz ${\begin{smallmatrix}{\frac {1}{\sqrt {1-v^{2}/c^{2}}}}\end{smallmatrix}}$ .^[99] Poiché in meccanica relativistica l'energia e l'impulso sono legati dalla relazione^[99]

{\frac {E^{2}}{c^{2}}}=p^{2}+m^{2}c^{2}

è possibile ricavare un'espressione approssimata dell'energia degli elettroni degeneri nel caso ultra-relativistico. Infatti, quando la loro energia diventa molto grande rispetto all'energia a riposo $mc^{2}$ , il termine $m^{2}c^{2}$ dell'equazione precedente può essere trascurato e l'energia degli elettroni può essere approssimata semplicemente dal termine $pc$ .^[99]

Sostituendo, quindi, l'espressione classica ${\begin{smallmatrix}N{\frac {p^{2}}{2m_{e}}}\end{smallmatrix}}$ con quella ultra-relativistica $pc$ , la formula dell'energia cinetica diventa:

E_{k\ {\rm {rel}}}\approx {\frac {M^{\frac {1}{3}}N^{\frac {4}{3}}\hbar c}{R}}

Come nel caso non relativistico, si procede uguagliando l'energia cinetica con il valore assoluto di $E_{g}$ , con la differenza che, in questo caso, $R$ sparisce dall'espressione. Il risultato finale è un valore caratteristico di massa che è proprio il valore limite di Chandrasekhar

M_{\rm {lim}}\approx N^{2}\left({\frac {\hbar c}{G}}\right)^{\frac {3}{2}}

Da questa espressione si può vedere come, a parte le costanti universali ħ, $c$ e $G$ , la massa limite dipenda soltanto dalla composizione chimica della nana bianca.^[95]

Un calcolo più rigoroso della relazione massa-raggio e del limite di massa delle nane bianche può essere fatto utilizzando l'equazione di stato che descrive la relazione fra densità e pressione del gas dell'astro. Esprimendo queste due grandezze in funzione del raggio della stella, è possibile risolvere il sistema formato dalle equazioni di equilibrio idrostatico e di stato per ricavare la struttura delle nane bianche in condizioni di equilibrio. Nel caso non relativistico si trova che il raggio è inversamente proporzionale alla radice cubica della massa,^[44] come nel calcolo semplificato fatto precedentemente. Il modello relativistico introduce un limite di massa, come nella rispettiva trattazione semplificata, al quale la stella tende al tendere del raggio a zero: tale massa limite, il cosiddetto limite di Chandrasekhar, è la massa oltre la quale la struttura delle nane bianche non può più essere sostenuta dalla pressione degli elettroni degeneri. I modelli considerati finora assumono che le nane bianche siano sistemi non rotanti.

Il grafico a sinistra mostra il risultato di questi calcoli: la curva blu e quella verde mostrano la variazione del raggio in funzione della massa rispettivamente nei due modelli non relativistico e relativistico. Entrambi i modelli assumono che le nane bianche siano formate da un gas di Fermi freddo in equilibrio idrostatico; il peso molecolare medio per elettrone, $\mu _{e}$ , è stato posto uguale a 2, il raggio è espresso in chilometri e in raggi solari mentre la massa solamente in masse solari.^[100]^[44]

Per una nana bianca non rotante questo limite è pari, approssimativamente, a ${\begin{smallmatrix}{\frac {5,7}{\mu _{e}^{2}}}\end{smallmatrix}}$ masse solari, dove $\mu _{e}$ rappresenta il peso molecolare medio per elettrone della stella.^[44] Nel caso specifico di una nana bianca al carbonio-ossigeno, costituita prevalentemente dagli isotopi carbonio-12 (¹²C) e ossigeno-16 (¹⁶O), che hanno un peso atomico pari al doppio del loro numero atomico, $\mu _{e}$ è uguale a 2;^[95] conseguentemente la massa limite risultante è pari a circa 1,4 masse solari, che rappresenta il valore comunemente adottato per questo tipo di stelle. Da notare come invece, nei primi decenni del XX secolo, si pensava che le stelle fossero composte principalmente da elementi pesanti;^[41] così Chandrasekhar nel suo articolo del 1931 suppose che il peso molecolare medio per elettrone di una nana bianca fosse uguale a 2,5, trovando un valore più basso, 0,91 masse solari, per la massa limite delle nane bianche.^[41]

Nel caso di una nana bianca rotante, l'equazione di equilibrio idrostatico deve essere modificata per tener conto anche della forza centrifuga della rotazione dell'astro.^[101] Per una nana bianca che ruota uniformemente, il limite di massa aumenta soltanto leggermente. Tuttavia, se la stella ruotasse in modo non uniforme e la viscosità fosse trascurabile, allora, come evidenziato da Fred Hoyle nel 1947,^[102] non ci sarebbe alcun limite di massa per una nana bianca in equilibrio idrostatico, anche se non tutti questi modelli sono dinamicamente stabili.^[103]

Temperature superficiali e dispersione dell'energia termica

La temperatura superficiale delle nane bianche sin'ora scoperte è compresa entro un range che va dagli oltre 150 000 K ^[52] fino a poco meno di 4 000 K;^[104]^[105] tuttavia, la gran parte delle nane bianche scoperte possiede una temperatura superficiale compresa fra 8 000 e 40 000 K.^[4]^[106] Poiché per la legge di Stefan-Boltzmann la luminosità dipende dalla quarta potenza della temperatura (oltre che dal quadrato del raggio secondo la relazione $L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}$ ), un simile range termico corrisponde ad una luminosità che oscilla tra 100 e meno di 1/10 000 della luminosità solare.^[105] In accordo con la legge di Wien, l'emissione radiativa dell'oggetto dipende dalla sua temperatura superficiale.

La radiazione visibile emessa dalle nane bianche varia lungo un'ampia gamma di tonalità, dal colore azzurro tipico delle stelle di classe O V sino al rosso delle stelle di classe M V;^[107] le nane bianche più calde inoltre possono emettere anche raggi X a bassa energia (i cosiddetti raggi X molli) o ultravioletti, il che rende possibile studiarne la composizione e la struttura atmosferica grazie anche ad osservazioni nei raggi X e negli ultravioletti.^[108]

Il progressivo raffreddamento di una nana bianca, accompagnato dalla cristallizzazione delle parti centrali.

A meno che la nana bianca non si trovi in condizioni particolari (come l'accrescimento di materia da una stella compagna o da un'altra sorgente), la grande energia termica irradiata dall'astro deriva dal calore accumulato mentre nella stella originaria erano attivi i processi di fusione nucleare. Poiché questi oggetti hanno un'area superficiale estremamente piccola, il tempo necessario ad irradiare e disperdere il calore è molto lungo.^[9] Il processo di raffreddamento della nana bianca comporta, oltre ad una ovvia riduzione della temperatura superficiale, una diminuzione della quantità di il tempo radiazioni emesse e dunque della luminosità; dato che tali oggetti non hanno altri modi per disperdere l'energia al di fuori dell'irraggiamento, ne consegue che il raffreddamento sia un processo che rallenta col tempo.^[109] Per fare un esempio, una nana C-O di 0,59 masse solari, con un'atmosfera di idrogeno, si raffredda fino a raggiungere una temperatura superficiale di 7140 K in un miliardo e mezzo di anni. Per perdere ulteriori 500 K e raggiungere i 6590 K occorrerebbero circa 0,3 miliardi di anni, mentre per perdere successivamente altri 500 K di temperatura sarebbe necessario un tempo variabile fra 0,4 e 1,1 miliardi di anni;^[109] quindi, quanto più la temperatura dell'oggetto è alta, tanto più è alta la velocità di dissipazione dell'energia termica.^[110]

Questa tendenza sembra arrestarsi quanso si raggiungono temperature piuttosto basse: infatti, sono note solo pochissime nane bianche con una temperatura superficiale al di sotto dei 4000 K,^[111] tra cui WD 0346+246, che possiede una temperatura superficiale di circa 3900 K.^[104] La ragione per cui non si osservano nane bhianche a temperature inferiori risiede nell'età dell'universo, che è finita:^[112] infatti non c'è stato sin'ora tempo a sufficienza per far sì che le più antiche nane bianche si potessero raffreddare ulteriormente. Un indice, noto come funzione di luminosità delle nane bianche, sfrutta il tasso di raffreddamento di questi oggetti, che può essere utilizzato per determinare il tempo in cui le stelle si iniziarono a formare in una determinata regione della Galassia; tale mezzo ha permesso di stimare l'età del disco galattico in circa 8 miliardi di anni.^[110]

Il processo di raffreddamento di una nana bianca prosegue, in ottemperanza al secondo principio della termodinamica, sino al raggiungimento dell'equilibrio termico con la radiazione cosmica di fondo, diventando quella che di fatto è nota come nana nera; tuttavia, dato il lungo tempo previsto perché una nana bianca giunga a questa fase, si pensa che non esistano ancora delle nane nere.^[8]

Campi magnetici

Negli anni sessanta ^[113] è stato proposto che le nane bianche potessero avere dei campi magnetici generati dalla conservazione del flusso magnetico totale superficiale durante l'evoluzione di una normale stella di piccola massa in una nana bianca.^[114] Qualora la stella progenitrice avesse avuto un campo magnetico originario di circa ~100 gauss (0,01 T), quando essa fosse collassata in nana bianca avrebbe fatto variare il campo sino a ~100×100²=10⁶ gauss (100 T), dato che il raggio della stella è diminuito di un fattore 100.^[115] La prima nana magnetica ad essere osservata fu GJ 742, il cui campo magnetico fu dedotto nel 1970 a partire dall'emissione di luce circolarmente polarizzata.^[116]^[117] Da allora sono stati scoperti campi magnetici in oltre 100 nane bianche, con valori compresi tra 2×10³ e 10⁹ gauss (da 0,2 T a 100 kT); tuttavia, delle nane bianche sin'ora conosciute solo una minima parte è stata esaminata per misurarne il campo magnetico, e si stima che almeno il 10% di esse possieda dei campi con intensità superiori ad 1 milione di gauss (100 T).^[118]^[119]

Nane bianche variabili

Classificazione delle nane bianche pulsanti^[120]^[121]
DAV (GCVS: ZZA)	classe DA: linee di assorbimento di H
DBV (GCVS: ZZB)	classe DB: linee di assorbimento di He
GW Virginis (GCVS: ZZO)	linee di C, He e O; suddivisibile nei tipi DOV e PNNV

Pur essendo arrivate al termine della loro esistenza, le nane bianche non sono esattamente stelle "tranquille". La loro struttura interna, infatti, attraversa più fasi di assestamento in seguito alle quali la stella inizia a manifestare fenomeni di instabilità, principalmente pulsazioni dovute alla propagazione di onde gravitazionali non radiali. Queste provocano una variazione periodica della superficie radiante della stella, e quindi una corrispondente modulazione dell'intensità luminosa; la variazione di luminosità è però piuttosto piccola, compresa tra l'1% e il 30%. L'osservazione di tali variazioni permette di determinare da un punto di vista astrosismologico la struttura interna di tali oggetti.^[122]

La scoperta delle nane bianche pulsanti avvenne nel 1965-66, quando l'astronomo Arlo U. Landolt osservò che la nana bianca HL Tau 76, scoperta cinque anni prima da Guillermo Haro e William Luyten, mostrava una variazione della propria luminosità con un periodo di circa 12,5 minuti.^[123] Tuttavia l'idea che potessero esistere delle nane bianche variabili risaliva già a qualche tempo prima, e si riteneva che potessero avere un periodo di variabilità dell'ordine dei 10 secondi;^[124] l'idea non trovò però riscontro sino alla scoperta di HL Tau 76.

Le nane bianche pulsanti sono suddivise in tre principali sottogruppi a seconda delle loro caratteristiche spettrali:

DAV, o stelle ZZ Ceti (di cui fa parte HL Tau 76), di tipo spettrale DA e caratterizzate da atmosfere particolarmente ricche di idrogeno;
DBV, o stelle V777 Herculis, di classe spettrale DB e caratterizzate da atmosfere particolarmente ricche di elio;^[105]
stelle GW Virginis, a loro volta suddivise nei tipi DOV e PNNV, con atmosfere abbondanti di elio, ossigeno, e carbonio.^[120]^[125] Queste ultime non sono delle nane bianche in senso stretto, ma piuttosto una fase di passaggio tra la fase di stella del ramo asintotico delle giganti e la fase di nana bianca vera e propria; per questo motivo non sarebbe errato riferirsi a queste come pre-nane bianche.^[120]^[126]

Nei sistemi stellari e planetari

Le nane bianche si trovano, oltre che singolarmente, anche in associazione con altre stelle o addirittura con sistemi planetari, che vengono ereditati dalla stella progenitrice e possono interagire con la nana in vari modi. Numerosi sono i sistemi stellari di cui fanno parte delle nane bianche: ad esempio Sirio (α Canis Majoris, la stella più brillante del cielo), attorno a cui orbita la nana bianca Sirio B, la più vicina al sistema solare,^[5] o ancora Procione, Keid, IK Pegasi ed altri.

La Nebulosa Occhio di Gatto; immagine composita costituita da immagini nel visibile (Telescopio spaziale Hubble) e nei raggi X (Chandra X-ray Observatory).

Le osservazioni spettroscopiche agli infrarossi condotte dal Telescopio spaziale Spitzer della NASA sulla porzione centrale della nebulosa planetaria NGC 7293 (la Nebulosa Elica) suggeriscono la presenza di un disco circumstellare di polveri, che potrebbe esser stato originato dalle collisioni di alcune comete che erano in orbita attorno alla stella progenitrice. È inoltre probabile che l'emissione X della stella centrale sia dovuta alla caduta di una certa quantità di materiali dal disco sulla superficie della stella stessa.^[127]^[128] Allo stesso modo, alcune osservazioni condotte nel 2004 indicarono la presenza di un disco di polveri attorno alla giovane nana bianca G29-38 (originatasi circa 500 milioni di anni fa da una gigante AGB), che si sarebbe formato a causa della distruzione mareale di una cometa che sarebbe passata molto vicina alla nana bianca al suo periastro.^[129]

Probabile testimonianza di interazioni in un sistema binario è la Nebulosa Occhio di Gatto (NGC 6543), la cui peculiare forma sarebbe dovuta all'esistenza di un disco di accrescimento causato dal trasferimento di massa tra le due componenti del sistema, che può aver generato i getti polari che interagiscono con la materia espulsa precedentemente. Nel tempo la direzione dei getti polari può variare a causa della precessione. ^[130]

Se la nana bianca si trova in un sistema binario assieme ad una compagna gigante, l'interazione tra le due stelle potrebbe dar luogo a diversi fenomeni: in primo luogo le variabili cataclismiche (tra cui si annoverano le novae e le supernovae di tipo Ia); quindi le cosiddette sorgenti di raggi X supermolli (in inglese super-soft x-ray sources), che si originano qualora la materia, sottratta alla stella compagna dalla nana bianca, precipiti sulla sua superficie con una velocità tale da mantenere costante un principio di fusione sulla superficie dell'oggetto compatto, che fa sì che l'idrogeno in caduta sull'oggetto venga subito convertito in elio. Fanno parte di questa categoria di oggetti le nane bianche più massicce caratterizzate da altissime temperature superficiali (comprese tra 0,5 × 10⁶ e 1 × 10⁶ K^[131]).^[132]

Variabili cataclismiche

I sistemi binari costituiti da una nana bianca che assume materia dalla compagna prendono il nome di variabili cataclismiche.^[8]^[133]^[134]^[135]
Quando il processo di accrescimento della nana dovuto al trasferimento di massa nel sistema binario non è in grado di fare avvicinare la nana al limite di Chandrasekhar, la materia ricca di idrogeno accresciuta sulla superficie della nana può andare incontro ad un'esplosione termonucleare.^[134] Finché il nucleo della nana bianca resta integro, tali esplosioni superficiali possono andare incontro a recidività fin tanto che il processo di accrescimento va avanti; tali periodici fenomeni cataclismici prendono il nome di novae classiche.^[134]^[135] Esiste anche una particolare tipologia di novae, le cosiddette novae nane, le quali hanno dei picchi di luminosità più frequenti ma meno intensi rispetto alle novae tradizionali; si ritiene che si formino non dalla fusione nucleare della materia accumulata in superficie ma dal violento rilascio dell'energia potenziale gravitazionale durante il processo di accrescimento.^[135]

Oltre alle novae e alle novae nane, esistono diverse altre classi di variabili cataclismiche,^[8]^[133]^[134]^[135] tutte caratterizzate da improvvise variazioni nella luminosità e da emissioni X.^[135]

Supernovae di tipo Ia

Immagine composita a diverse lunghezze di SN 1572 (la *Nova di Tycho*), ciò che resta di una supernova di tipo Ia osservata nel 1572 dall'astronomo danese Tycho Brahe.

La massa di una singola nana bianca non può superare il limite di Chandrasekhar di 1,44 masse solari, valore che può aumentare se l'astro ruota velocemente e in maniera non uniforme.^[136] Le nane bianche nei sistemi binari possono acquisire ulteriore materia dalla stella compagna, aumentando sia la propria massa che la propria densità. Se la massa si avvicina o supera il limite di Chandrasekhar, la nana può teoricamente o collassare in una stella di neutroni oppure andare incontro una violenta ed incontrollata ignizione della fusione nucleare all'interno della nana (detonazione del carbonio) che ne determina l'esplosione in supernova di tipo Ia.^[133]

La teoria più accreditata in merito alla formazione di tali supernovae, detta della singola degenerazione, considera una nana bianca al carbonio-ossigeno che assume materia da una stella gigante in un sistema binario,^[133] incrementando la propria massa e sottoponendo le parti centrali ad una pressione ancora superiore. Si ritiene che il riscaldamento, dovuto alla graduale compressione del nucleo residuo, inneschi la fusione del carbonio quando la massa della stella degenere raggiunge il valore della massa di Chandrasekhar.^[11]^[133] La reazione termonucleare che ne deriva dilania la nana bianca in pochi secondi, producendo l'esplosione della supernova di tipo Ia.^[8]^[133]^[137]

Le supernovae del tipo Ia possono generarsi, secondo una teoria detta della doppia generazione, anche a seguito della coalescenza di due nane bianche al carbonio ossigeno.^[11] Se una coppia di stelle di questo tipo si fonde andando a creare un oggetto con massa superiore al limite di Chandrasekhar, si innesca la violenta fusione del carbonio e l'oggetto risultante esplode immediatamente.^[133]

Lo studio delle supernovae Ia riveste una particolare importanza nell'astrofisica, per via della loro utilità come candele standard per misurare le distanze extragalattiche: infatti, poiché tutte le supernovae di tipo Ia hanno all'incirca la stessa luminosità, la loro magnitudine apparente dipende quasi esclusivamente dalla distanza cui si trova l'oggetto preso in considerazione.^[138]

Collisione e fusione di due nane bianche

File:116658main dwarf collage lg.gif

Sequenza che mostra le diverse fasi della collisione tra due nane bianche. NASA

L'evoluzione di un sistema binario più portare, qualora le due stelle che lo costituiscono abbiano una massa adeguata, alla formazione di un sistema costituito da due nane bianche. La scoperta di simili sistemi e l'osservazione, soprattutto nei raggi X, delle interazioni reciproche tra le due componenti del sistema hanno portato allo sviluppo di modelli sui meccanismi che potrebbero condurre alla fusione di due nane bianche.^[139]

Inizialmente due nane bianche di massa diversa (in genere la più massiccia al carbonio-ossigeno e la più leggera ricca in elio ^[140]) si trovano ad una distanza piuttosto piccola l'una dall'altra. Nel corso di migliaia di anni, l'orbita delle due stelle attorno al comune baricentro inizia a restringersi e a decadere a causa della progressiva perdita del momento angolare, dovuta sia alle interazioni magnetiche tra le due stelle e le loro atmosfere, sia all'emissione di onde gravitazionali.^[141] La progressiva diminuzione dell'ampiezza dell'orbita e il conseguente aumento dell’attrazione gravitazionale tra le due componenti provoca lo smembramento della nana all'elio; il processo di rottura è estremamente complesso e porterebbe alla formazione di un disco di plasma quasi degenere in orbita attorno alla nana al carbonio-ossigeno.^[141]

Man mano che perdono il loro momento angolare, le particelle del disco precipitano sulla superficie della nana superstite, accrescendone la massa. Quando il processo di accrescimento ha portato sulla superficie della stella una massa sufficiente si ha l'innesco delle reazioni nucleari, che causano un'espansione dell'astro.^[141] Ovviamente, perché si possa verificare questo fenomeno, è necessario che la massa complessiva delle due nane bianche non ecceda la massa limite di Chandrasekhar.

L'oggetto così formato fa parte di una particolare tipologia di stelle, denominate stelle estreme all'elio.^[140] Si tratta di astri meno massicci del Sole ma molto più estesi, con dimensioni paragonabili a quelle di una stella gigante, e caldi. Il motivo che ha portato gli astrofisici a ritenere che questa particolare classe stellare tragga origine non da una nube di idrogeno molecolare ma dalla fusione di due nane bianche sta proprio nella particolare composizione chimica: infatti sono costituite prevalentemente da elio, con una consistente presenza di carbonio, azoto ed ossigeno e tracce di tutti gli altri elementi stabili, mentre l'idrogeno è quasi assente.^[140]

Tali stelle presentano anche una certa variabilità, associata a pulsazioni radiali della superficie stellare.^[142]

Note

^ ^a ^b Stuart L. Shapiro, Saul A. Teukolsky, Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects, New York, Wiley, 1983, ISBN 0471873179.
^ ^a ^b ^c E. Schatzman, White Dwarfs, Amsterdam, North-Holland, 1958.
^ ^a ^b ^c ^d ^e J. B. Holberg, How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 37, dicembre 2005, p. 1503.
^ ^a ^b ^c Daniel J. Eisenstein, James Liebert, Hugh C. Harris, S. J. Kleinman, et al, A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 167, n. 1, novembre 2006, pp. 40–58.
^ ^a ^b Todd J. Henry, The One Hundred Nearest Star Systems, su chara.gsu.edu, RECONS, 11 aprile 2007. URL consultato il 4-05-2007.
^ Per stelle di piccola massa si intendono quegli astri la cui massa non supera le 0,5 masse solari; le stelle di massa media non superano invece le 8-10 masse solari.
^ ^a ^b ^c G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron, The Potential of White Dwarf Cosmochronology, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 113, n. 782, aprile 2001, pp. 409–435.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ Jennifer Johnson, Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars (PDF), su astronomy.ohio-state.edu, Astronomy 162, Ohio State University. URL consultato il 3-05-2007.
^ ^a ^b ^c ^d ^e Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars, su spiff.rit.edu, Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. URL consultato il 3-05-2007.
^ D. Koester, G. Chanmugam, Physics of white dwarf stars, in Reports on Progress in Physics, vol. 53, 1990, pp. 837–915.
^ ^a ^b ^c ^d Dave Gentile (Master's thesis), White dwarf stars and the Chandrasekhar limit, DePaul University, 1995.
^ ^a ^b ^c Simon Jeffery, Stars Beyond Maturity, su arm.ac.uk. URL consultato il 3-05-2007.
^ ^a ^b ^c shef.ac.uk, http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_lowmass.html Titolo mancante per url url (aiuto). Formato sconosciuto: lecture notes (aiuto)
^ ^a ^b shef.ac.uk, http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_highmass.html Titolo mancante per url url (aiuto). Formato sconosciuto: lecture notes (aiuto)
^ ^a ^b ^c D. N. Spergel, R. Bean, O. Doré, M. R. Nolta, et al, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology, su arxiv.org, arXiv:astro-ph/0603449v2, 27 febbraio 2007. Errore nelle note: Tag <ref> non valido; il nome "aou" è stato definito più volte con contenuti diversi
^ Jim Kaler, The Hertzsprung-Russell (HR) diagram, su astro.uiuc.edu. URL consultato il 05-05-2007.
^ William Herschel, Catalogue of Double Stars, in Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 75, 1785, pp. 40–126^{, p. 73}.
^ W. H. van den Bos, The orbit and the masses of 40 Eridani BC, in Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, vol. 3, n. 98, 8 luglio 1926, pp. 128–132.
^ W. D. Heintz, Astrometric study of four visual binaries, in Astronomical Journal, vol. 79, n. 7, luglio 1974, pp. 819–825.
^ Walter S. Adams, An A-Type Star of Very Low Luminosity, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 26, n. 155, ottobre 1914, p. 198.
^ ^a ^b F. W. Bessel, On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 6, dicembre 1844, pp. 136–141.
^ ^a ^b Camille Flammarion, The Companion of Sirius, in The Astronomical Register, vol. 15, n. 176, agosto 1877, pp. 186–189.
^ W. S. Adams, The Spectrum of the Companion of Sirius, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 27, n. 161, dicembre 1915, pp. 236–237.
^ Dwayne Brown, Donna Weaver, Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion, su hubblesite.org, NASA, 13 dicembre 2005. URL consultato il 13-10-2007.
^ Christine McGourty, Hubble finds mass of white dwarf, BBC News, 14 dicembre 2005. URL consultato il 13-10-2007.
^ Peter Bond, Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion, Royal Astronomical Society, 14 dicembre 2005. URL consultato il 4-08-2006.
^ M. A. Barstow, Howard E. Bond, J. B. Holberg, M. R. Burleigh, I. Hubeny, and D. Koester, Hubble Space Telescope spectroscopy of the Balmer lines in Sirius B, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 362, 2005, pp. 1134–1142, DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x. URL consultato il 13-10-2007.
^ James Liebert, Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg e Kurtis A. Williams, The Age and Progenitor Mass of Sirius B, in The Astrophysical Journal, vol. 630, n. 1, settembre 2005, pp. L69–L72.
^ A. van Maanen, Two Faint Stars with Large Proper Motion, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 29, n. 172, dicembre 1917, pp. 258–259.
^ Willem J. Luyten, The Mean Parallax of Early-Type Stars of Determined Proper Motion and Apparent Magnitude, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 199, giugno 1922, pp. 156–160.
^ Willem J. Luyten, Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 197, febbraio 1922, pp. 54–55.
^ Willem J. Luyten, Additional Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 198, aprile 1922, p. 132.
^ Willem J. Luyten, Third Note on Faint Early Type Stars with Large Proper Motion, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 202, dicembre 1922, pp. 356–357.
^ A. S. Eddington, On the relation between the masses and luminosities of the stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 84, marzo 1924, pp. 308–332.
^ Walter S. Adams, The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius, in Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, vol. 11, n. 7, luglio 1925, pp. 382–387.
^ Eddington: The Internal Constitution of Stars, p. 146
^ ^a ^b ^c ^d A. S. Eddington, On the relation between the masses and luminosities of the stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 84, 1924, pp. 308-332.
^ E. Öpik, The Densities of Visual Binary Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 44, dicembre 1916, pp. 292–302.
^ ^a ^b ^c R. H. Fowler, On Dense Matter, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 87, 1926, pp. 114-122.
^ W. Anderson, Über die Grenzdichte der Materie und der Energie, in Zeitschrift für Physik, vol. 56, n. 11-12, 1929, pp. 851-856.
^ ^a ^b ^c E. C. Stoner, The Equilibrium of Dense Stars, in Philosophical Magazine (7th series), vol. 9, 1930, pp. 944-963.
^ L'articolo rappresenta il primo utilizzo del termine nana bianca come titolo di un trattato ufficiale di astronomia.
^ S. Chandrasekhar, The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs, in The Astrophysical Journal, vol. 74, n. 1, 1931, pp. 81-82. URL consultato il 30-10-2008.
^ ^a ^b ^c ^d S. Chandrasekhar, The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 95, 1935, pp. 207-225. URL consultato il 30-10-2008.
^ (EN) Premio Nobel per la Fisica del 1983, su nobelprize.org, Nobel Foundation. URL consultato il 30-10-2008.
^ ^a ^b Paolo Magionami, Buchi neri. Da Mitchell alla teoria delle stringhe, l'evoluzione di un'idea (PDF), p. 9. URL consultato il 01-11-2008.
^ James Chadwick, On the possible existence of a neutron, in Nature, vol. 129, 1932, p. 312, DOI:10.1038/129312a0.
^ Walter Baade, Fritz Zwicky, Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays, in Phys. Rev., vol. 46, pp. 76–77, DOI:10.1103/PhysRev.46.76.2.
^ Hewish and Okoye, Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula, in Nature, vol. 207, 1965, p. 59, DOI:10.1038/207059a0.
^ (EN) White dwarfs pulsation modes, su whitedwarf.org, Sul sito http://www.whitedwarf.org. URL consultato il 30-10-2008.
^ W. J. Luyten, The search for white dwarfs, in Astronomical Journal, vol. 55, 1950, pp. 86-89, DOI:10.1086/106358. URL consultato il 30-10-2008.
^ ^a ^b G. P. McCook, Sion, E. M., A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 121, n. 1, 1999, pp. 1-130, DOI:10.1086/313186. URL consultato il 30-10-2008.
^ ^a ^b ^c A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann, How Massive Single Stars End Their Life, in The Astrophysical Journal, vol. 591, n. 1, 2003, pp. 288-300.
^ A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine, An expanded set of brown dwarf and very low mass star models, in Astrophysical Journal, vol. 406, n. 1, 1993, pp. 158–171, DOI:10.1086/172427.
^ ^a ^b ^c ^d Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars, su spiff.rit.edu, Rochester Institute of Technology, 5 ottobre 2006. URL consultato il 07-06-2007.
^ Fred C. Adams, Gregory Laughlin, A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects, su arxiv.org.
^ ^a ^b Fred C. Adams, Gregory Laughlin; Genevieve J. M. Graves, Red Dwarfs and the End of the Main Sequence, Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, pp. 46–49. URL consultato il 24-06-2008.
^ Gary Hinshaw, The Life and Death of Stars, su map.gsfc.nasa.gov, NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006. URL consultato il 1º settembre 2006.
^ ^a ^b F. C. Adams, P. Bodenheimer, G. Laughlin, M dwarfs: planet formation and long term evolution, in Astronomische Nachrichten, vol. 326, n. 10, 2005, pp. 913–919, DOI:10.1002/asna.200510440.
^ Wheeler, p. 36
^ ^a ^b ^c Stellar Evolution & Death, su observe.arc.nasa.gov, NASA Observatorium. URL consultato l'8 giugno 2006.
^ ^a ^b Icko Iben Jr., Single and binary star evolution, in Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 76, 1991, pp. 55–114. URL consultato il 3 marzo 2007.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction, su chandra.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006. URL consultato il 10-08-2006.
^ ^a ^b H. J. Habing; Hans Olofsson, Asymptotic Giant Branch Stars, Springer, 2004, ISBN 0387008802.
^ D. Savage, T. Jones, Ray Villard, M. Watzke, Hubble Separates Stars in the Mira Binary System, su hubblesite.org, HubbleSite News Center, 6 agosto 1997. URL consultato il 01-03-2007.
^ David Darling, Carbon burning, su daviddarling.info, The Internet Encyclopedia of Sciencs. URL consultato il 15-08-2007.
^ ^a ^b ^c J. Liebert, White dwarf stars, in Annual review of astronomy and astrophysics, vol. 18, n. 2, 1980, pp. 363–398.
^ H. Oberhummer, A. Csótó, H. Schlattl, Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe, in Science, vol. 289, n. 5476, 2000, pp. 88–90, DOI:10.1126/science.289.5476.88, PMID 10884230. URL consultato il 07-06-2007.
^ Icko Iben Jr., Single and binary star evolution, in Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 76, 1991, pp. 55–114, DOI:10.1086/191565. URL consultato il 03-03-2007.
^ ^a ^b Fred C. Adams, Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics, vol. 69, n. 2, 1997, pp. 337-372, http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A Titolo mancante per url url (aiuto).
^ P. Gil-Pons, E. García-Berro, On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems, in Astronomy and Astrophysics, vol. 375, 2001, pp. 87–99, DOI:10.1051/0004-6361:20010828. URL consultato il 15-05-2007.
^ ^a ^b James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta, Jurek Krzesinski, A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass, in Astrophysical Journal Letters, vol. 606, 15 aprile 2004.
^ ^a ^b ^c O. G. Benvenuto, M. A. De Vito, The formation of a helium white dwarf in a close binary system with diffusion, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 352, n. 1, luglio 2004, pp. 249-257(9), DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07918.x. URL consultato il 27-01-2009.
^ Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf, su spaceflightnow.com, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. URL consultato il 17-04-2007.
^ ^a ^b M. J. Sarna, E. Ergma, J. Gerskevits, Helium core white dwarf evolution—including white dwarf companions to neutron stars, in Astronomische Nachrichten, vol. 322, n. 5-6, 2001, pp. 405-410.
^ O. G. Benvenuto, M. A. De Vito, The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 362, n. 3, 2005, pp. 891-905.
^ Planet diet helps white dwarfs stay young and trim, su space.newscientist.com, NewScientist.com news service, 2008.
^ ^a ^b ^c E. E. Salpeter, Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen, in The Astrophysical Journal, vol. 115, 1952, pp. 326–328, DOI:10.1086/145546.
^ S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta, S. J. Kleinman, Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs, su arxiv.org, arXiv:astro-ph/0610746.
^ Jürgen Schaffner-Bielich, Strange quark matter in stars: a general overview, in Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics, vol. 31, n. 6, 2005, pp. S651-S657.
^ Ken'ichi Nomoto, Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores, in The Astrophysical Journal, vol. 277, 1984, pp. 791-805.
^ S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver, The evolution and explosion of massive stars, in The Astrophysical Journal, vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015-1071.
^ ^a ^b K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch, S. Dreizler, On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries, 14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel, 2004, p. 165.
^ K. Werner, T. Rauch, M. A. Barstow, J. W. Kruk, Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H 1504+65, in Astronomy and Astrophysics, vol. 421, 2004, pp. 1169-1183.
^ ^a ^b Mario Livio, James W. Truran, On the interpretation and implications of nova abundances: an abundance of riches or an overabundance of enrichments, in The Astrophysical Journal, vol. 425, n. 2, 1994, pp. 797-801.
^ P. Gil-Pons, E. García-Berro, On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems, in Astronomy and Astrophysics, vol. 375, 2001, pp. 87–99, DOI:10.1051/0004-6361:20010828. URL consultato il 15-05-2007.
^ S. E. Woosley, A. Heger, The Evolution and Explosion of Massive Stars (PDF), in Reviews of Modern Physics, vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015–1071, DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015. URL consultato il 30-05-2007.
^ M. Barstow, J. B. Holberg, D. Koester, Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 270, n. 3, 1994, p. 516. URL consultato il 15-05-2007.
^ M. Kulic, C. A. Prieto, W. R. Brown, D. Koester, The Lowest Mass White Dwarf, in The Astrophysical Journal, vol. 660, n. 2, 2007, pp. 1451-1461, DOI:10.1086/514327. URL consultato il 31-10-2008.
^ ^a ^b S. O. Kepler, S. J. Kleinman, A. Nitta, D. Koester, B. G. Castanheira, O. Giovannini, A. F. M. Costa, L. Althaus, White dwarf mass distribution in the SDSS, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 375, n. 4, 2007, pp. 1315-1324, DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x. URL consultato il 31-10-2008.
^ H. L. Shipman, Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars, in The Astrophysical Journal, vol. 228, 1979, pp. 240-256, DOI:http://dx.doi.org/10.1086/156841. URL consultato il 31-10-2008.
^ (EN) Fredrik Sandin, Exotic Phases of Matter in Compact Stars (PDF), su epubl.luth.se, Licentiate thesis, Luleå University of Technology, 8 maggio 2005. URL consultato il 31-10-2008.
^ Lillian H. Hoddeson, G. Baym, The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900-28, in Proceedings of the Royal Society of London, Series A, Mathematical and Physical Sciences, vol. 371, 10 giugno 1980, pp. 8-23.
^ White dwarfs, su imagine.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato l'11-10-2008.
^ ^a ^b ^c ^d ^e (EN) Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition, su sciencebits.com. URL consultato il 25/10/2008.
^ Rachel Bean, Lecture 12 - Degeneracy pressure (PDF), su astro.cornell.edu, Lecture notes, Astronomy 211, Cornell University. URL consultato il 21-09-2007.
^ R. Canal, J. Gutierrez, The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection, su arxiv.org, arXiv:astro-ph/9701225v1, 29 gennaio 1997.
^ J. L. Provencal, H. L. Shipman, Erik Hog, P. Thejll, Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS, in The Astrophysical Journal, vol. 494, 20 febbraio 1998, pp. 759–767.
^ ^a ^b ^c L. D. Landau; E. M. Lifšic, Teoria dei campi, 2^a, Roma, Editori Riuniti, 1996, ISBN 8835938341.
^ (EN) Standards for Astronomical Catalogues, Version 2.0, in The VizieR Catalogue Service, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 30-11-2008.
^ (EN) Joel E. Tohline, The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems, su phys.lsu.edu. URL consultato il 30 novembre 2008.
^ Fred Hoyle, Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 107, 1947, pp. 231-236. URL consultato il 30-11-2008.
^ J. P. Ostriker, Bodenheimer, P., Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs, in The Astrophysical Journal, vol. 151, 1968, pp. 1089-1098, DOI:10.1086/149507. URL consultato il 30-11-2008.
^ ^a ^b N. C. Hambly, S. J. Smartt, and S. Hodgkin,, WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus, in The Astrophysical Journal, vol. 489, novembre 1997, pp. L157–L160.
^ ^a ^b ^c Gilles Fontaine, François Wesemael, White dwarfs, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001, ISBN 0333750888. Errore nelle note: Tag <ref> non valido; il nome "wden" è stato definito più volte con contenuti diversi
^ G.P. McCook, E.M. Sion, III/235A: A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs, su cdsweb.u-strasbg.fr, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 9-05-2007.
^ E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, e G. A. Wegner, A proposed new white dwarf spectral classification system, in The Astrophysical Journal, vol. 269, n. 1, giugno 1983, pp. 253–257.
^ J. Heise, X-ray emission from isolated hot white dwarfs, in Space Science Reviews, vol. 40, febbraio 1985, pp. 79–90.
^ ^a ^b P. Bergeron, Maria Teresa Ruiz, S. K. Leggett, The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 108, n. 1, gennaio 1997, pp. 339–387.
^ ^a ^b S. K. Leggett, Maria Teresa Ruiz, P. Bergeron, The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk, in The Astrophysical Journal, vol. 497, aprile 1998, pp. 294–302.
^ Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, et al, Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey, in The Astrophysical Journal, vol. 612, n. 2, settembre 2004, pp. L129–L132.
^ James S. Trefil, The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe, Mineola, New York, Dover Publications, 2004, ISBN 0486438139. Parametro url vuoto o mancante (aiuto)
^ La presenza di campi magnetici sulla superficie delle nane bianche con intensità dell'ordine del milione di gauss (~100 T) era già stata ipotizzata nel 1947 da P. M. S. Blackett, che riteneva che un corpo non carico, in rotazione, potesse generare un campo magnetico proporzionale al suo momento angolare; tuttavia la sua teoria fu confutata dalla comunità scientifica. Da P. M. S. Blackett, The magnetic field of massive rotating bodies, in Nature, vol. 159, n. 4046, 17 maggio 1947, pp. 658–666.
^ D. T. Wickramasinghe, Lilia Ferrario, Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 112, n. 773, luglio 2000, pp. 873–924.
^ V. L. Ginzburg, V. V. Zheleznyakov, V. V. Zaitsev, Coherent Mechanisms of Radio Emission and Magnetic Models of Pulsars, in Astrophysics and Space Science, vol. 4, 1969, pp. 464–504.
^ James C. Kemp, John B. Swedlund, J. D. Landstreet, J. R. P. Angel, Discovery of Circularly Polarized Light from a White Dwarf, in The Astrophysical Journal, vol. 161, agosto 1970, pp. L77–L79.
^ La nana sembra possedere un campo magnetico di circa 300 milioni di gauss (30 kT).
^ S. Jordan, R. Aznar Cuadrado, R. Napiwotzki, H. M. Schmid, S. K. Solanki, The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields, in Astronomy and Astrophysics, vol. 462, n. 3, 11 febbraio 2007, pp. 1097–1101.
^ James Liebert, P. Bergeron J. B. Holberg, The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs, in Astronomical Journal, vol. 125, n. 1, gennaio 2003, pp. 348–353.
^ ^a ^b ^c P.-O. Quirion, G. Fontaine, P. Brassard, Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 171, n. 1, luglio 2007, pp. 219–248.
^ ZZ Ceti variables, su cdsweb.u-strasbg.fr, Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 6-06-2007.
^ D. E. Winget, Asteroseismology of white dwarf stars, in Journal of Physics: Condensed Matter, vol. 10, n. 49, 14 dicembre 1998, pp. 11247–11261, DOI:10.1088/0953-8984/10/49/014.
^ Arlo U. Landolt, A New Short-Period Blue Variable, in The Astrophysical Journal, vol. 153, n. 1, luglio 1968, pp. 151–164.
^ George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker, James E. Hesser, Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1, in The Astrophysical Journal, vol. 148, n. 3, giugno 1967, pp. L161–L163.
^ T. Nagel, K. Werner, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209, in Astronomy and Astrophysics, vol. 426, 2004, pp. L45–L48.
^ M. S. O'Brien, The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip, in The Astrophysical Journal, vol. 532, n. 2, aprile 2000, pp. 1078–1088.
^ Comet clash kicks up dusty haze, su news.bbc.co.uk, BBC News, 13 febbraio 2007. URL consultato il 20-09-2007.
^ K. Y. L. Su, Y.-H. Chu, G. H. Rieke, P. J. Huggins, et al, A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?, in The Astrophysical Journal, vol. 657, n. 1, marzo 2007, pp. L41–L45.
^ William T. Reach, Marc J. Kuchner, Ted von Hippel, Adam Burrows, Fergal Mullally, Mukremin Kilic e D. E. Winget, The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38, in The Astrophysical Journal, vol. 635, n. 2, dicembre 2005, pp. L161–L164.
^ Miranda, Solf, Long-slit spectroscopy of the planetary nebula NGC 6543 - Collimated bipolar ejections from a precessing central source?, in Astronomy and Astrophysics, vol. 260, 1992, pp. 397–410.
^ N. Langer, S.-C. Yoon, S. Wellstein, S. Scheithauer, Astronomical Society of the Pacific, On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf, The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings, San Francisco, California, B. T. Gänsicke, K. Beuermann, K. Rein, 2002, p. 252. URL consultato il 25-05-2007.
^ Rosanne Di Stefano, Springer-Verlag, Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae (PDF), Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources, Garching, Germania, J. Greiner, 28 febbraio–1° marzo 1996, ISBN 3540613900. URL consultato il 19-05-2007.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer, Type IA Supernova Explosion Models, in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 38, 2000, pp. 191–230.
^ ^a ^b ^c ^d Imagine the Universe! Cataclysmic Variables, su imagine.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato il 4-05-2007.
^ ^a ^b ^c ^d ^e Introduction to Cataclysmic Variables (CVs), su heasarc.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato il 4-05-2007.
^ S.-C. Yoon, N. Langer, Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation, in Astronomy and Astrophysics, vol. 419, n. 2, maggio 2004, pp. 623–644. URL consultato il 30-05-2007..
^ S. I. Blinnikov, F. K. Röpke, E. I. Sorokina, C. Travaglio, et al., Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova, in Astronomy and Astrophysics, vol. 453, n. 1, luglio 2006, pp. 229–240.
^ S. A. Colgate, Supernovae as a standard candle for cosmology, in Astrophysical Journal, vol. 232, n. 1, 1979, pp. 404–408, DOI:10.1086/157300. URL consultato il 01-02-2007.
^ Christopher Wanjek, Orbiting Stars Flooding Space With Exotic Gravitational Waves, su nasa.gov, NASA - Goddard Space Flight Center. URL consultato il 22-01-2009.
^ ^a ^b ^c International team of astronomers discovers origins of 'extreme helium stars', su mcdonaldobservatory.org, The University of Texas McDonald Observatory, 9 marzo 2006. URL consultato il 22-01-2009.
^ ^a ^b ^c Hideyuki Saio, Simon Jeffery, Simulation of a binary white dwarf merger, su arm.ac.uk. URL consultato il 22-01-2009.
^ Simon Jeffery, White dwarf merger origin for extreme helium star V652 Her, su arm.ac.uk. URL consultato il 23-01-2009.

Bibliografia

Titoli generali

(EN) George Forbes, History of Astronomy (Free e-book from [[Project Gutenberg]]), Londra, Watts & Co., 1909. Wikilink compreso nell'URL del titolo (aiuto)
H. L. Shipman, L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia, Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5.
H. Reeves, L'evoluzione cosmica, Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1.
(EN) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection, Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8.
AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8.
W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4.

Titoli specifici

Sulle stelle

(EN) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5.
(EN) Robert G. Aitken, The Binary Stars, New York, Dover Publications Inc., 1964.
(EN) Victor G. Szebehely, Richard B. Curran, Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies, Springer, 1985, ISBN 9027720460.
(EN) C. J. Lada, N. D. Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems, Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7.
(EN) Cliff Pickover, The Stars of Heaven, Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6.
A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5.
M. Hack, Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo, Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6.
J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici, Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3.
C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 8889150327.

Template:Bibliografia

Sulle nane bianche (in inglese)

S. Chandrasekhar, An Introduction to the Study of Stellar Structure, New York, Dover, 1939, ISBN 0486604136.
S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics, New York, Dover, 2005 (1° ed. 1942), ISBN 048644273X.
E. Schatzman, White Dwarfs, Amsterdam, North-Holland, 1958.
Stuart L. Shapiro, Saul A. Teukolsky, Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects, New York, Wiley, 1983, ISBN 0471873179.
S. D. Kawaler, I. Novikov; G. Srinivasan, Stellar remnants, Berlino, 1997, ISBN 3540615202.
(EN) Edward M. Sion; Stephane Vennes; Harry L. Shipman, White Dwarfs - Cosmological and Galactic probes, Dordrecht, Springer, 2005, ISBN 1-4020-3725-2.

Pubblicazioni scientifiche (in inglese)

S. Chandrasekhar, The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs, in The Astrophysical Journal, vol. 74, n. 1, 1931, pp. 81-82. URL consultato il 30-10-2008.
Fred Hoyle, Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 107, 1947, pp. 231-236. URL consultato il 30-11-2008.
W. J. Luyten, The search for white dwarfs, in Astronomical Journal, vol. 55, 1950, pp. 86-89, DOI:10.1086/106358. URL consultato il 30-10-2008.
George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker, James E. Hesser, Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1, in The Astrophysical Journal, vol. 148, n. 3, giugno 1967, pp. L161–L163.
J. P. Ostriker, Bodenheimer, P., Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs, in The Astrophysical Journal, vol. 151, 1968, pp. 1089-1098, DOI:10.1086/149507. URL consultato il 30-11-2008.
G. P. McCook, Sion, E. M., A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 121, n. 1, 1999, pp. 1-130, DOI:10.1086/313186. URL consultato il 30-10-2008.
D. T. Wickramasinghe, Lilia Ferrario, Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 112, n. 773, luglio 2000, pp. 873–924.
P. Gil-Pons, E. García-Berro, On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems, in Astronomy and Astrophysics, vol. 375, 2001, pp. 87–99, DOI:10.1051/0004-6361:20010828. URL consultato il 15-05-2007.
B. K. Gibson and C. Flynn, White Dwarfs and Dark Matter, in Science, vol. 292, n. 5525, 22 giugno 2001, p. 2211, DOI:10.1126/science.292.5525.2211a 10.1126/science.292.5525.2211a.
James Liebert, P. Bergeron J. B. Holberg, The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs, in Astronomical Journal, vol. 125, n. 1, gennaio 2003, pp. 348–353.
S.-C. Yoon, N. Langer, Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation, in Astronomy and Astrophysics, vol. 419, n. 2, maggio 2004, pp. 623–644. URL consultato il 30-05-2007.
O. G. Benvenuto, M. A. De Vito, The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 362, n. 3, 2005, pp. 891-905.
J. B. Holberg, How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 37, dicembre 2005, p. 1503.
Daniel J. Eisenstein, James Liebert, Hugh C. Harris, S. J. Kleinman, et al, A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 167, n. 1, novembre 2006, pp. 40–58.
S. Jordan, R. Aznar Cuadrado, R. Napiwotzki, H. M. Schmid, S. K. Solanki, The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields, in Astronomy and Astrophysics, vol. 462, n. 3, 11 febbraio 2007, pp. 1097–1101.

Carte celesti

Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0, 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5.
Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6.

Voci correlate

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Collegamenti esterni

Nane bianche e meccanica quantistica
(EN) Villanova University White Dwarf Catalogue WD, G. P.McCook and E. M. Sion.

Portale Astronomia

Portale Fisica

Portale Stelle

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[Shapiro-1] Stuart L. Shapiro, Saul A. Teukolsky, Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects, New York, Wiley, 1983, ISBN 0471873179.

[schatzman-2] E. Schatzman, White Dwarfs, Amsterdam, North-Holland, 1958.

[holberg-3] J. B. Holberg, How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs, in Bulletin of the American Astronomical Society, vol. 37, dicembre 2005, p. 1503.

[sdssr4-4] Daniel J. Eisenstein, James Liebert, Hugh C. Harris, S. J. Kleinman, et al, A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 167, n. 1, novembre 2006, pp. 40–58.

[nearer-5] Todd J. Henry, The One Hundred Nearest Star Systems, su chara.gsu.edu, RECONS, 11 aprile 2007. URL consultato il 4-05-2007.

[6] Per stelle di piccola massa si intendono quegli astri la cui massa non supera le 0,5 masse solari; le stelle di massa media non superano invece le 8-10 masse solari.

[cosmochronology-7] G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron, The Potential of White Dwarf Cosmochronology, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 113, n. 782, aprile 2001, pp. 409–435.

[osln-8] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ Jennifer Johnson, Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars (PDF), su astronomy.ohio-state.edu, Astronomy 162, Ohio State University. URL consultato il 3-05-2007.

[rln-9] Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars, su spiff.rit.edu, Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. URL consultato il 3-05-2007.

[10] D. Koester, G. Chanmugam, Physics of white dwarf stars, in Reports on Progress in Physics, vol. 53, 1990, pp. 837–915.

[thesis-11] Dave Gentile (Master's thesis), White dwarf stars and the Chandrasekhar limit, DePaul University, 1995.

[sj-12] Simon Jeffery, Stars Beyond Maturity, su arm.ac.uk. URL consultato il 3-05-2007.

[vd1-13] shef.ac.uk, http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_lowmass.html Titolo mancante per url url (aiuto). Formato sconosciuto: lecture notes (aiuto)

[vd2-14] shef.ac.uk, http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_highmass.html Titolo mancante per url url (aiuto). Formato sconosciuto: lecture notes (aiuto)

[aou-15] D. N. Spergel, R. Bean, O. Doré, M. R. Nolta, et al, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology, su arxiv.org, arXiv:astro-ph/0603449v2, 27 febbraio 2007. Errore nelle note: Tag <ref> non valido; il nome "aou" è stato definito più volte con contenuti diversi

[16] Jim Kaler, The Hertzsprung-Russell (HR) diagram, su astro.uiuc.edu. URL consultato il 05-05-2007.

[double-17] William Herschel, Catalogue of Double Stars, in Philosophical Transactions of the Royal Society of London, vol. 75, 1785, pp. 40–126^{, p. 73}.

[40_Eri_BC-18] W. H. van den Bos, The orbit and the masses of 40 Eridani BC, in Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, vol. 3, n. 98, 8 luglio 1926, pp. 128–132.

[binar-19] W. D. Heintz, Astrometric study of four visual binaries, in Astronomical Journal, vol. 79, n. 7, luglio 1974, pp. 819–825.

[w.adams-20] Walter S. Adams, An A-Type Star of Very Low Luminosity, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 26, n. 155, ottobre 1914, p. 198.

[fwbessel-21] F. W. Bessel, On the Variations of the Proper Motions of Procyon and Sirius, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 6, dicembre 1844, pp. 136–141.

[flammarion-22] Camille Flammarion, The Companion of Sirius, in The Astronomical Register, vol. 15, n. 176, agosto 1877, pp. 186–189.

[w.s.adams-23] W. S. Adams, The Spectrum of the Companion of Sirius, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 27, n. 161, dicembre 1915, pp. 236–237.

[brown-24] Dwayne Brown, Donna Weaver, Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion, su hubblesite.org, NASA, 13 dicembre 2005. URL consultato il 13-10-2007.

[mcgourty-25] Christine McGourty, Hubble finds mass of white dwarf, BBC News, 14 dicembre 2005. URL consultato il 13-10-2007.

[bond-26] Peter Bond, Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion, Royal Astronomical Society, 14 dicembre 2005. URL consultato il 4-08-2006.

[27] M. A. Barstow, Howard E. Bond, J. B. Holberg, M. R. Burleigh, I. Hubeny, and D. Koester, Hubble Space Telescope spectroscopy of the Balmer lines in Sirius B, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 362, 2005, pp. 1134–1142, DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x. URL consultato il 13-10-2007.

[apj_630-28] James Liebert, Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg e Kurtis A. Williams, The Age and Progenitor Mass of Sirius B, in The Astrophysical Journal, vol. 630, n. 1, settembre 2005, pp. L69–L72.

[29] A. van Maanen, Two Faint Stars with Large Proper Motion, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 29, n. 172, dicembre 1917, pp. 258–259.

[30] Willem J. Luyten, The Mean Parallax of Early-Type Stars of Determined Proper Motion and Apparent Magnitude, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 199, giugno 1922, pp. 156–160.

[31] Willem J. Luyten, Note on Some Faint Early Type Stars with Large Proper Motions, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 197, febbraio 1922, pp. 54–55.

[32] Willem J. Luyten, Additional Note on Faint Early-Type Stars with Large Proper-Motions, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 198, aprile 1922, p. 132.

[33] Willem J. Luyten, Third Note on Faint Early Type Stars with Large Proper Motion, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 34, n. 202, dicembre 1922, pp. 356–357.

[eddington-34] A. S. Eddington, On the relation between the masses and luminosities of the stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 84, marzo 1924, pp. 308–332.

[35] Walter S. Adams, The Relativity Displacement of the Spectral Lines in the Companion of Sirius, in Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, vol. 11, n. 7, luglio 1925, pp. 382–387.

[36] Eddington: The Internal Constitution of Stars, p. 146

[eddington1-37] A. S. Eddington, On the relation between the masses and luminosities of the stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 84, 1924, pp. 308-332.

[38] E. Öpik, The Densities of Visual Binary Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 44, dicembre 1916, pp. 292–302.

[fowler-39] R. H. Fowler, On Dense Matter, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 87, 1926, pp. 114-122.

[anderson-40] W. Anderson, Über die Grenzdichte der Materie und der Energie, in Zeitschrift für Physik, vol. 56, n. 11-12, 1929, pp. 851-856.

[stoner-41] E. C. Stoner, The Equilibrium of Dense Stars, in Philosophical Magazine (7th series), vol. 9, 1930, pp. 944-963.

[42] L'articolo rappresenta il primo utilizzo del termine nana bianca come titolo di un trattato ufficiale di astronomia.

[chandra1931-43] S. Chandrasekhar, The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs, in The Astrophysical Journal, vol. 74, n. 1, 1931, pp. 81-82. URL consultato il 30-10-2008.

[chandra2-44] S. Chandrasekhar, The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 95, 1935, pp. 207-225. URL consultato il 30-10-2008.

[nobel-45] (EN) Premio Nobel per la Fisica del 1983, su nobelprize.org, Nobel Foundation. URL consultato il 30-10-2008.

[magionami-46] Paolo Magionami, Buchi neri. Da Mitchell alla teoria delle stringhe, l'evoluzione di un'idea (PDF), p. 9. URL consultato il 01-11-2008.

[47] James Chadwick, On the possible existence of a neutron, in Nature, vol. 129, 1932, p. 312, DOI:10.1038/129312a0.

[48] Walter Baade, Fritz Zwicky, Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays, in Phys. Rev., vol. 46, pp. 76–77, DOI:10.1103/PhysRev.46.76.2.

[49] Hewish and Okoye, Evidence of an unusual source of high radio brightness temperature in the Crab Nebula, in Nature, vol. 207, 1965, p. 59, DOI:10.1038/207059a0.

[50] (EN) White dwarfs pulsation modes, su whitedwarf.org, Sul sito http://www.whitedwarf.org. URL consultato il 30-10-2008.

[51] W. J. Luyten, The search for white dwarfs, in Astronomical Journal, vol. 55, 1950, pp. 86-89, DOI:10.1086/106358. URL consultato il 30-10-2008.

[villanovar4-52] G. P. McCook, Sion, E. M., A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 121, n. 1, 1999, pp. 1-130, DOI:10.1086/313186. URL consultato il 30-10-2008.

[evo.-53] A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann, How Massive Single Stars End Their Life, in The Astrophysical Journal, vol. 591, n. 1, 2003, pp. 288-300.

[burrows-54] A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon, J. I. Lunine, An expanded set of brown dwarf and very low mass star models, in Astrophysical Journal, vol. 406, n. 1, 1993, pp. 158–171, DOI:10.1086/172427.

[richmond-55] Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars, su spiff.rit.edu, Rochester Institute of Technology, 5 ottobre 2006. URL consultato il 07-06-2007.

[adams.-56] Fred C. Adams, Gregory Laughlin, A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects, su arxiv.org.

[red_main_sequence-57] Fred C. Adams, Gregory Laughlin; Genevieve J. M. Graves, Red Dwarfs and the End of the Main Sequence, Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, pp. 46–49. URL consultato il 24-06-2008.

[hinshaw-58] Gary Hinshaw, The Life and Death of Stars, su map.gsfc.nasa.gov, NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006. URL consultato il 1º settembre 2006.

[Adams_2005-59] F. C. Adams, P. Bodenheimer, G. Laughlin, M dwarfs: planet formation and long term evolution, in Astronomische Nachrichten, vol. 326, n. 10, 2005, pp. 913–919, DOI:10.1002/asna.200510440.

[catastr1-60] Wheeler, p. 36

[evoluzione_stellare-61] Stellar Evolution & Death, su observe.arc.nasa.gov, NASA Observatorium. URL consultato l'8 giugno 2006.

[Iben-62] Icko Iben Jr., Single and binary star evolution, in Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 76, 1991, pp. 55–114. URL consultato il 3 marzo 2007.

[evolution-63] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction, su chandra.harvard.edu, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006. URL consultato il 10-08-2006.

[AGB-64] H. J. Habing; Hans Olofsson, Asymptotic Giant Branch Stars, Springer, 2004, ISBN 0387008802.

[65] D. Savage, T. Jones, Ray Villard, M. Watzke, Hubble Separates Stars in the Mira Binary System, su hubblesite.org, HubbleSite News Center, 6 agosto 1997. URL consultato il 01-03-2007.

[66] David Darling, Carbon burning, su daviddarling.info, The Internet Encyclopedia of Sciencs. URL consultato il 15-08-2007.

[Liebert-67] J. Liebert, White dwarf stars, in Annual review of astronomy and astrophysics, vol. 18, n. 2, 1980, pp. 363–398.

[68] H. Oberhummer, A. Csótó, H. Schlattl, Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe, in Science, vol. 289, n. 5476, 2000, pp. 88–90, DOI:10.1126/science.289.5476.88, PMID 10884230. URL consultato il 07-06-2007.

[apjs76-69] Icko Iben Jr., Single and binary star evolution, in Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 76, 1991, pp. 55–114, DOI:10.1086/191565. URL consultato il 03-03-2007.

[fate-70] Fred C. Adams, Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics, vol. 69, n. 2, 1997, pp. 337-372, http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A Titolo mancante per url url (aiuto).

[71] P. Gil-Pons, E. García-Berro, On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems, in Astronomy and Astrophysics, vol. 375, 2001, pp. 87–99, DOI:10.1051/0004-6361:20010828. URL consultato il 15-05-2007.

[helium.dwarf-72] James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta, Jurek Krzesinski, A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass, in Astrophysical Journal Letters, vol. 606, 15 aprile 2004.

[whitedw-73] O. G. Benvenuto, M. A. De Vito, The formation of a helium white dwarf in a close binary system with diffusion, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 352, n. 1, luglio 2004, pp. 249-257(9), DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07918.x. URL consultato il 27-01-2009.

[he2-74] Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf, su spaceflightnow.com, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. URL consultato il 17-04-2007.

[he-core-75] M. J. Sarna, E. Ergma, J. Gerskevits, Helium core white dwarf evolution—including white dwarf companions to neutron stars, in Astronomische Nachrichten, vol. 322, n. 5-6, 2001, pp. 405-410.

[76] O. G. Benvenuto, M. A. De Vito, The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 362, n. 3, 2005, pp. 891-905.

[77] Planet diet helps white dwarfs stay young and trim, su space.newscientist.com, NewScientist.com news service, 2008.

[Salpeter-78] E. E. Salpeter, Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen, in The Astrophysical Journal, vol. 115, 1952, pp. 326–328, DOI:10.1086/145546.

[wernerarxiv-79] S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta, S. J. Kleinman, Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs, su arxiv.org, arXiv:astro-ph/0610746.

[80] Jürgen Schaffner-Bielich, Strange quark matter in stars: a general overview, in Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics, vol. 31, n. 6, 2005, pp. S651-S657.

[81] Ken'ichi Nomoto, Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. I - Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores, in The Astrophysical Journal, vol. 277, 1984, pp. 791-805.

[82] S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver, The evolution and explosion of massive stars, in The Astrophysical Journal, vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015-1071.

[oxne-83] K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch, S. Dreizler, On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries, 14th European Workshop on White Dwarfs; Proceedings of a meeting held at Kiel, 2004, p. 165.

[84] K. Werner, T. Rauch, M. A. Barstow, J. W. Kruk, Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H 1504+65, in Astronomy and Astrophysics, vol. 421, 2004, pp. 1169-1183.

[ox-ne-mg-85] Mario Livio, James W. Truran, On the interpretation and implications of nova abundances: an abundance of riches or an overabundance of enrichments, in The Astrophysical Journal, vol. 425, n. 2, 1994, pp. 797-801.

[86] P. Gil-Pons, E. García-Berro, On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems, in Astronomy and Astrophysics, vol. 375, 2001, pp. 87–99, DOI:10.1051/0004-6361:20010828. URL consultato il 15-05-2007.

[87] S. E. Woosley, A. Heger, The Evolution and Explosion of Massive Stars (PDF), in Reviews of Modern Physics, vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015–1071, DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015. URL consultato il 30-05-2007.

[mnras270-88] M. Barstow, J. B. Holberg, D. Koester, Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 270, n. 3, 1994, p. 516. URL consultato il 15-05-2007.

[89] M. Kulic, C. A. Prieto, W. R. Brown, D. Koester, The Lowest Mass White Dwarf, in The Astrophysical Journal, vol. 660, n. 2, 2007, pp. 1451-1461, DOI:10.1086/514327. URL consultato il 31-10-2008.

[sdsswd-90] S. O. Kepler, S. J. Kleinman, A. Nitta, D. Koester, B. G. Castanheira, O. Giovannini, A. F. M. Costa, L. Althaus, White dwarf mass distribution in the SDSS, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 375, n. 4, 2007, pp. 1315-1324, DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11388.x. URL consultato il 31-10-2008.

[91] H. L. Shipman, Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars, in The Astrophysical Journal, vol. 228, 1979, pp. 240-256, DOI:http://dx.doi.org/10.1086/156841. URL consultato il 31-10-2008.

[92] (EN) Fredrik Sandin, Exotic Phases of Matter in Compact Stars (PDF), su epubl.luth.se, Licentiate thesis, Luleå University of Technology, 8 maggio 2005. URL consultato il 31-10-2008.

[93] Lillian H. Hoddeson, G. Baym, The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900-28, in Proceedings of the Royal Society of London, Series A, Mathematical and Physical Sciences, vol. 371, 10 giugno 1980, pp. 8-23.

[94] White dwarfs, su imagine.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato l'11-10-2008.

[scibits-95] (EN) Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition, su sciencebits.com. URL consultato il 25/10/2008.

[96] Rachel Bean, Lecture 12 - Degeneracy pressure (PDF), su astro.cornell.edu, Lecture notes, Astronomy 211, Cornell University. URL consultato il 21-09-2007.

[collapse-97] R. Canal, J. Gutierrez, The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection, su arxiv.org, arXiv:astro-ph/9701225v1, 29 gennaio 1997.

[98] J. L. Provencal, H. L. Shipman, Erik Hog, P. Thejll, Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS, in The Astrophysical Journal, vol. 494, 20 febbraio 1998, pp. 759–767.

[landau-99] L. D. Landau; E. M. Lifšic, Teoria dei campi, 2^a, Roma, Editori Riuniti, 1996, ISBN 8835938341.

[stds-100] (EN) Standards for Astronomical Catalogues, Version 2.0, in The VizieR Catalogue Service, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 30-11-2008.

[101] (EN) Joel E. Tohline, The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems, su phys.lsu.edu. URL consultato il 30 novembre 2008.

[102] Fred Hoyle, Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 107, 1947, pp. 231-236. URL consultato il 30-11-2008.

[103] J. P. Ostriker, Bodenheimer, P., Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs, in The Astrophysical Journal, vol. 151, 1968, pp. 1089-1098, DOI:10.1086/149507. URL consultato il 30-11-2008.

[cool-104] N. C. Hambly, S. J. Smartt, and S. Hodgkin,, WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus, in The Astrophysical Journal, vol. 489, novembre 1997, pp. L157–L160.

[wden-105] Gilles Fontaine, François Wesemael, White dwarfs, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001, ISBN 0333750888. Errore nelle note: Tag <ref> non valido; il nome "wden" è stato definito più volte con contenuti diversi

[villanovavizier-106] G.P. McCook, E.M. Sion, III/235A: A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs, su cdsweb.u-strasbg.fr, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 9-05-2007.

[sionspectra-107] E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, e G. A. Wegner, A proposed new white dwarf spectral classification system, in The Astrophysical Journal, vol. 269, n. 1, giugno 1983, pp. 253–257.

[108] J. Heise, X-ray emission from isolated hot white dwarfs, in Space Science Reviews, vol. 40, febbraio 1985, pp. 79–90.

[cooling.-109] P. Bergeron, Maria Teresa Ruiz, S. K. Leggett, The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 108, n. 1, gennaio 1997, pp. 339–387.

[disklf-110] S. K. Leggett, Maria Teresa Ruiz, P. Bergeron, The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk, in The Astrophysical Journal, vol. 497, aprile 1998, pp. 294–302.

[111] Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, et al, Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey, in The Astrophysical Journal, vol. 612, n. 2, settembre 2004, pp. L129–L132.

[112] James S. Trefil, The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe, Mineola, New York, Dover Publications, 2004, ISBN 0486438139. Parametro url vuoto o mancante (aiuto)

[113] La presenza di campi magnetici sulla superficie delle nane bianche con intensità dell'ordine del milione di gauss (~100 T) era già stata ipotizzata nel 1947 da P. M. S. Blackett, che riteneva che un corpo non carico, in rotazione, potesse generare un campo magnetico proporzionale al suo momento angolare; tuttavia la sua teoria fu confutata dalla comunità scientifica. Da P. M. S. Blackett, The magnetic field of massive rotating bodies, in Nature, vol. 159, n. 4046, 17 maggio 1947, pp. 658–666.

[114] D. T. Wickramasinghe, Lilia Ferrario, Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 112, n. 773, luglio 2000, pp. 873–924.

[115] V. L. Ginzburg, V. V. Zheleznyakov, V. V. Zaitsev, Coherent Mechanisms of Radio Emission and Magnetic Models of Pulsars, in Astrophysics and Space Science, vol. 4, 1969, pp. 464–504.

[116] James C. Kemp, John B. Swedlund, J. D. Landstreet, J. R. P. Angel, Discovery of Circularly Polarized Light from a White Dwarf, in The Astrophysical Journal, vol. 161, agosto 1970, pp. L77–L79.

[117] La nana sembra possedere un campo magnetico di circa 300 milioni di gauss (30 kT).

[118] S. Jordan, R. Aznar Cuadrado, R. Napiwotzki, H. M. Schmid, S. K. Solanki, The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields, in Astronomy and Astrophysics, vol. 462, n. 3, 11 febbraio 2007, pp. 1097–1101.

[119] James Liebert, P. Bergeron J. B. Holberg, The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs, in Astronomical Journal, vol. 125, n. 1, gennaio 2003, pp. 348–353.

[quirion-120] P.-O. Quirion, G. Fontaine, P. Brassard, Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 171, n. 1, luglio 2007, pp. 219–248.

[121] ZZ Ceti variables, su cdsweb.u-strasbg.fr, Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 6-06-2007.

[122] D. E. Winget, Asteroseismology of white dwarf stars, in Journal of Physics: Condensed Matter, vol. 10, n. 49, 14 dicembre 1998, pp. 11247–11261, DOI:10.1088/0953-8984/10/49/014.

[123] Arlo U. Landolt, A New Short-Period Blue Variable, in The Astrophysical Journal, vol. 153, n. 1, luglio 1968, pp. 151–164.

[124] George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker, James E. Hesser, Ultrashort-Period Stellar Oscillations. I. Results from White Dwarfs, Old Novae, Central Stars of Planetary Nebulae, 3C 273, and Scorpius XR-1, in The Astrophysical Journal, vol. 148, n. 3, giugno 1967, pp. L161–L163.

[125] T. Nagel, K. Werner, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209, in Astronomy and Astrophysics, vol. 426, 2004, pp. L45–L48.

[126] M. S. O'Brien, The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip, in The Astrophysical Journal, vol. 532, n. 2, aprile 2000, pp. 1078–1088.

[127] Comet clash kicks up dusty haze, su news.bbc.co.uk, BBC News, 13 febbraio 2007. URL consultato il 20-09-2007.

[128] K. Y. L. Su, Y.-H. Chu, G. H. Rieke, P. J. Huggins, et al, A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?, in The Astrophysical Journal, vol. 657, n. 1, marzo 2007, pp. L41–L45.

[129] William T. Reach, Marc J. Kuchner, Ted von Hippel, Adam Burrows, Fergal Mullally, Mukremin Kilic e D. E. Winget, The Dust Cloud around the White Dwarf G29-38, in The Astrophysical Journal, vol. 635, n. 2, dicembre 2005, pp. L161–L164.

[130] Miranda, Solf, Long-slit spectroscopy of the planetary nebula NGC 6543 - Collimated bipolar ejections from a precessing central source?, in Astronomy and Astrophysics, vol. 260, 1992, pp. 397–410.

[131] N. Langer, S.-C. Yoon, S. Wellstein, S. Scheithauer, Astronomical Society of the Pacific, On the evolution of interacting binaries which contain a white dwarf, The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects, ASP Conference Proceedings, San Francisco, California, B. T. Gänsicke, K. Beuermann, K. Rein, 2002, p. 252. URL consultato il 25-05-2007.

[132] Rosanne Di Stefano, Springer-Verlag, Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae (PDF), Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources, Garching, Germania, J. Greiner, 28 febbraio–1° marzo 1996, ISBN 3540613900. URL consultato il 19-05-2007.

[sniamodels-133] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer, Type IA Supernova Explosion Models, in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 38, 2000, pp. 191–230.

[nasa1-134] Imagine the Universe! Cataclysmic Variables, su imagine.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato il 4-05-2007.

[nasa2-135] Introduction to Cataclysmic Variables (CVs), su heasarc.gsfc.nasa.gov, NASA. URL consultato il 4-05-2007.

[136] S.-C. Yoon, N. Langer, Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation, in Astronomy and Astrophysics, vol. 419, n. 2, maggio 2004, pp. 623–644. URL consultato il 30-05-2007..

[137] S. I. Blinnikov, F. K. Röpke, E. I. Sorokina, C. Travaglio, et al., Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova, in Astronomy and Astrophysics, vol. 453, n. 1, luglio 2006, pp. 229–240.

[138] S. A. Colgate, Supernovae as a standard candle for cosmology, in Astrophysical Journal, vol. 232, n. 1, 1979, pp. 404–408, DOI:10.1086/157300. URL consultato il 01-02-2007.

[merge-139] Christopher Wanjek, Orbiting Stars Flooding Space With Exotic Gravitational Waves, su nasa.gov, NASA - Goddard Space Flight Center. URL consultato il 22-01-2009.

[he-star-140] International team of astronomers discovers origins of 'extreme helium stars', su mcdonaldobservatory.org, The University of Texas McDonald Observatory, 9 marzo 2006. URL consultato il 22-01-2009.

[merg1-141] Hideyuki Saio, Simon Jeffery, Simulation of a binary white dwarf merger, su arm.ac.uk. URL consultato il 22-01-2009.

[142] Simon Jeffery, White dwarf merger origin for extreme helium star V652 Her, su arm.ac.uk. URL consultato il 23-01-2009.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

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[20]

[21]

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[31]

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[36]

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[44]

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[51]

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[59]

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 [[Immagine:Sirius mouvement.jpg|thumb|left|200px|Illustrazione ottocentesca che mostra l'oscillazione del moto di Sirio, considerato qui nel periodo 1793-1889.]]
-Nel corso del [[XIX secolo]] i progressi conseguiti nell'ambito delle tecniche [[astrometria|astrometriche]] permisero di ottenere misure abbastanza precise della posizione degli astri, tali da riuscire a determinare minime variazioni (dell'ordine di alcuni [[secondo d'arco|secondi d'arco]]) del moto di alcune stelle. L'astronomo tedesco [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]] si servì di tali misure per scoprire che [[Sirio]] (α [[Cane Maggiore (costellazione)|Canis Majoris]], la [[lista delle stelle più brillanti del cielo|stella più brillante del cielo]]) e [[Procione (astronomia)|Procione]] (α [[Cane Minore (costellazione)|Canis Minoris]]) subivano delle oscillazioni nel loro moto spaziale molto simili a quelle riscontrate nelle [[stella binaria|stelle doppie]], che egli imputò a delle compagne invisibili.<ref name="fwbessel">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1844MNRAS...6..136. |titolo= On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius''| autore= F. W. Bessel| rivista= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume= 6 |mese= dicembre |anno=1844 |pagine= 136&ndash;141}}</ref> Bessel stimò il [[periodo orbitale]] della compagna di Sirio in circa 50 anni,<ref name="fwbessel" /> mentre [[Christian Heinrich Friedrich Peters|Christian H. F. Peters]] ne calcolò l'orbita nel [[1851]].<ref name="flammarion">{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1877AReg...15..186F |titolo= The Companion of Sirius| autore= Camille Flammarion| rivista=The Astronomical Register| volume=15| numero= 176 |mese= agosto |anno= 1877| pagine= 186&ndash;189}}</ref> Tuttavia fu necessario attendere sino al 31 gennaio [[1862]] prima che [[Alvan Graham Clark]] riuscisse ad osservare una piccola stella, in precedenza mai vista, nei pressi di Sirio, identificata in seguito come la compagna predetta da Bessel.<ref name="flammarion" /> Applicando la [[leggi di Keplero|terza legge di Keplero]], gli astronomi calcolarono che la [[massa (fisica)|massa]] di Sirio B dovesse essere compresa tra 0,75 e 0,95 volte [[massa solare|quella]] del [[Sole]]; tuttavia, la nana bianca è molto meno luminosa della nostra stella. Poiché la [[luminosità (fisica)|luminosità]] ''L'' di una stella dipende dal quadrato del suo [[raggio (geometria)|raggio]] ''R'' (oltre che dalla quarta potenza della [[temperatura]] ''T'' secondo la [[relazione (matematica)|relazione]] <math>L = 4 \pi R^2 \sigma T^4 </math>), questi dati dovevano necessariamente implicare che le dimensioni della stella fossero molto ridotte.
+Nel corso del [[XIX secolo]] i progressi conseguiti nell'ambito delle tecniche [[astrometria|astrometriche]] permisero di ottenere misure abbastanza precise della posizione degli astri, tali da riuscire a determinare minime variazioni (dell'ordine di alcuni [[secondo d'arco|secondi d'arco]]) del moto di alcune stelle. L'astronomo tedesco [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]] si servì di tali misure per scoprire che [[Sirio]] (α [[Cane Maggiore (costellazione)|Canis Majoris]], la [[lista delle stelle più brillanti del cielo|stella più brillante del cielo]]) e [[Procione (astronomia)|Procione]] (α [[Cane Minore (costellazione)|Canis Minoris]]) subivano delle oscillazioni nel loro moto spaziale molto simili a quelle riscontrate nelle [[stella binaria|stelle doppie]], che egli imputò a delle compagne invisibili.<ref name="fwbessel">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1844MNRAS...6..136. |titolo= On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius''| autore= F. W. Bessel| rivista= [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume= 6 |mese= dicembre |anno=1844 |pagine= 136&ndash;141}}</ref> Bessel stimò il [[periodo orbitale]] della compagna di Sirio in circa 50 anni,<ref name="fwbessel" /> mentre [[Christian Heinrich Friedrich Peters|Christian H. F. Peters]] ne calcolò l'orbita nel [[1851]].<ref name="flammarion">{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1877AReg...15..186F |titolo= The Companion of Sirius| autore= Camille Flammarion| rivista=The Astronomical Register| volume=15| numero= 176 |mese= agosto |anno= 1877| pagine= 186&ndash;189}}</ref> Tuttavia fu necessario attendere sino al 31 gennaio [[1862]] prima che [[Alvan Graham Clark]] riuscisse ad osservare una piccola stella, in precedenza mai vista, nei pressi di Sirio, identificata in seguito come la compagna predetta da Bessel.<ref name="flammarion" /> Applicando la [[leggi di Keplero|terza legge di Keplero]], gli astronomi calcolarono che la [[massa (fisica)|massa]] di Sirio B dovesse essere compresa tra 0,75 e 0,95 volte [[massa solare|quella]] del [[Sole]]; tuttavia, la nana bianca è molto meno luminosa della nostra stella. Poiché la [[luminosità (fisica)|luminosità]] ''L'' di una stella dipende anche dal quadrato del suo [[raggio (geometria)|raggio]] ''R'' (in conformità con la [[legge di Stefan-Boltzmann]]), questi dati dovevano necessariamente implicare che le dimensioni della stella fossero molto ridotte.
 [[Walter Sydney Adams|Walter S. Adams]] annunciò nel [[1915]] che lo spettro della piccola stella, ribattezzata [[Sirio B]] (o, affettuosamente, ''Il Cucciolo''), presentava caratteristiche assimilabili a quelle di Sirio A, che suggerivano che la [[temperatura effettiva|temperatura superficiale]] dell'oggetto dovesse essere prossima ai 9000&nbsp;[[Kelvin|K]].<ref name="w.s.adams">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1915PASP...27..236A |titolo= The Spectrum of the Companion of Sirius| autore= W. S. Adams| rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific| volume= 27| numero= 161 |mese= dicembre |anno= 1915| pagine= 236&ndash;237}}</ref> Combinando poi il valore della temperatura con la luminosità, Adams riuscì a risalire al valore del raggio di Sirio B, che risultò essere di soli 18&nbsp;000 [[chilometro|km]]. Misure più accurate, svolte nel [[2005]] attraverso il [[Telescopio spaziale Hubble]], hanno mostrato che la stella possiede, in realtà, un diametro equivalente a quello [[Terra|terrestre]] (circa 12&nbsp;000 [[chilometro|km]]) ed una [[Massa (fisica)|massa]] pari a circa il 98% di quella solare.<ref name="brown">{{cita web | autore=Dwayne Brown, Donna Weaver | data= [[13 dicembre]] 2005 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2005/36/text/ | titolo=Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion | editore=[[NASA]] | accesso=13-10-2007}}</ref><ref name="mcgourty">{{cita news | nome=Christine | cognome=McGourty | titolo=Hubble finds mass of white dwarf | editore=BBC News | data=14 dicembre 2005 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4528586.stm | accesso= 13-10-2007}}</ref><ref name="bond">{{cita news | autore=Peter Bond | titolo=Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion | editore=Royal Astronomical Society | data= 14 dicembre 2005 | url=http://www.ras.org.uk/index.php?option=com_content&task=view&id=897&Itemid=2 | accesso=4-08-2006}}</ref><ref>{{cita pubblicazione| autore=M. A. Barstow, Howard E. Bond, J. B. Holberg, M. R. Burleigh, I. Hubeny, and D. Koester | titolo=Hubble Space Telescope spectroscopy of the Balmer lines in Sirius B | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=2005 | volume=362 | rilascio=4 | pagine=1134&ndash;1142 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.tmp..739B | accesso =  13-10-2007 | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x }}</ref><ref name="apj_630">{{cita pubblicazione|url= http://adsabs.harvard.edu/abs/w2005ApJ...630L..69L |titolo= The Age and Progenitor Mass of Sirius B| autore= James Liebert|coautori= Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg e Kurtis A. Williams| rivista= The Astrophysical Journal| volume= 630| numero= 1 |mese= settembre |anno= 2005| pagine= L69&ndash;L72}}</ref>
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 Nel caso di una nana bianca rotante, l'equazione di equilibrio idrostatico deve essere modificata per tener conto anche della [[forza centrifuga]] della rotazione dell'astro.<ref>{{cita web | url=http://www.phys.lsu.edu/astro/H_Book.current/H_Book.shtml | titolo=The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems | accesso= 30 novembre 2008 | autore=Joel E. Tohline | lingua=en}}</ref> Per una nana bianca che ruota uniformemente, il limite di massa aumenta soltanto leggermente. Tuttavia, se la stella ruotasse in modo non uniforme e la [[viscosità]] fosse trascurabile, allora, come evidenziato da [[Fred Hoyle]] nel [[1947]],<ref>{{cita pubblicazione | autore= [[Fred Hoyle]]| anno=1947 | titolo=Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs | rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=107 | pagine=231-236 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1947MNRAS.107..231H | dataaccesso=30-11-2008 }}</ref> non ci sarebbe alcun limite di massa per una nana bianca in equilibrio idrostatico, anche se non tutti questi modelli sono dinamicamente stabili.<ref>{{cita pubblicazione | cognome=Ostriker | nome=J. P. | coautori=Bodenheimer, P. | data=1968 | titolo=Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs | rivista=The Astrophysical Journal | volume=151 | pagine=1089-1098 | doi=10.1086/149507 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1968ApJ...151.1089O | dataaccesso=30-11-2008 }}</ref>
+=== Temperature superficiali e dispersione dell'energia termica ===
+La [[temperatura effettiva|temperatura superficiale]] delle nane bianche sin'ora scoperte è compresa entro un range che va dagli oltre 150&nbsp;000 [[kelvin|K]] <ref name="villanovar4" /> fino a poco meno di 4&nbsp;000 K;<ref name="cool">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...489L.157H| titolo= WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus|autore= N. C. Hambly| coautori= S. J. Smartt, and S. Hodgkin, | rivista= The Astrophysical Journal| volume= 489| mese= novembre |anno=1997| pagine= L157&ndash;L160}}</ref><ref name="wden">{{cita pubblicazione|titolo=White dwarfs|autore= Gilles Fontaine |coautori= François Wesemael| rivista= Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics| editore= Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group| anno= 2001| id= ISBN 0333750888}}</ref> tuttavia, la gran parte delle nane bianche scoperte possiede una temperatura superficiale compresa fra 8&nbsp;000 e 40&nbsp;000 K.<ref name="sdssr4" /><ref name="villanovavizier">{{cita web| url= http://cdsweb.u-strasbg.fr/cgi-bin/Cat?III/235A |titolo= III/235A: A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs| autore= G.P. McCook, E.M. Sion| editore= [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]]| accesso= 9-05-2007}}</ref> Poiché per la legge di Stefan-Boltzmann la luminosità dipende dalla quarta [[potenza (matematica)|potenza]] della temperatura (oltre che dal quadrato del [[raggio (astronomia)|raggio]] secondo la [[relazione (matematica)|relazione]] <math>L = 4 \pi R^2 \sigma T^4 </math>), un simile range termico corrisponde ad una luminosità che oscilla tra 100 e meno di 1/10&nbsp;000 della [[luminosità solare]].<ref name="wden" /> In accordo con la [[legge di Wien]], l'emissione radiativa dell'oggetto dipende dalla sua temperatura superficiale.
+La radiazione visibile emessa dalle nane bianche varia lungo un'ampia gamma di tonalità, dal colore azzurro tipico delle [[nana blu|stelle di classe O V]] sino al rosso delle [[nane rosse|stelle di classe M V]];<ref name="sionspectra">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S |titolo= A proposed new white dwarf spectral classification system| autore= E. M. Sion| coautori= J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, e G. A. Wegner| rivista = The Astrophysical Journal| volume=269| numero= 1 | mese= giugno| anno= 1983| pagine =253&ndash;257}}</ref> le nane bianche più calde inoltre possono emettere anche [[raggi X]] a bassa energia (i cosiddetti raggi X ''molli'') o [[radiazione ultravioletta|ultravioletti]], il che rende possibile studiarne la composizione e la struttura atmosferica grazie anche ad [[astronomia a raggi X|osservazioni nei raggi X]] e [[Astronomia ultravioletta|negli ultravioletti]].<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985SSRv...40...79H |titolo=X-ray emission from isolated hot white dwarfs| autore= J. Heise| rivista= Space Science Reviews | volume=40| mese= febbraio| anno=1985| pagine= 79&ndash;90}}</ref>
+[[File:Whitedwarfsevolution.png|thumb|380px|Il progressivo raffreddamento di una nana bianca, accompagnato dalla cristallizzazione delle parti centrali.]]
+A meno che la nana bianca non si trovi in condizioni particolari (come l'[[accrezione (astrofisica)|accrescimento]] di materia da una stella compagna o da un'altra sorgente), la grande [[energia termica]] irradiata dall'astro deriva dal calore accumulato mentre nella stella originaria erano attivi i processi di fusione nucleare. Poiché questi oggetti hanno un'area superficiale estremamente piccola, il tempo necessario ad irradiare e disperdere il calore è molto lungo.<ref name="rln" /> Il processo di raffreddamento della nana bianca comporta, oltre ad una ovvia riduzione della temperatura superficiale, una diminuzione della quantità di il tempo [[radiazione elettromagnetica|radiazioni]] emesse e dunque della luminosità; dato che tali oggetti non hanno altri modi per disperdere l'energia al di fuori dell'[[irraggiamento]], ne consegue che il raffreddamento sia un processo che rallenta col tempo.<ref name="cooling.">{{cita pubblicazione|autore=P. Bergeron, Maria Teresa Ruiz, S. K. Leggett|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJS..108..339B|titolo=The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk|rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=108 |numero=1 |mese=gennaio |anno=1997| pagine=339&ndash;387}}</ref> Per fare un esempio, una nana C-O di 0,59 masse solari, con un'atmosfera di idrogeno, si raffredda fino a raggiungere una temperatura superficiale di 7140 K in un miliardo e mezzo di anni. Per perdere ulteriori 500 K  e raggiungere i 6590 K occorrerebbero circa 0,3 miliardi di anni, mentre per perdere successivamente altri 500 K di temperatura sarebbe necessario un tempo variabile fra 0,4 e 1,1 miliardi di anni;<ref name="cooling."/> quindi, quanto più la temperatura dell'oggetto è alta, tanto più è alta la velocità di dissipazione dell'energia termica.<ref name="disklf">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..294L |titolo= The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk| autore= S. K. Leggett, Maria Teresa Ruiz, P. Bergeron| rivista= The Astrophysical Journal |volume= 497| mese= aprile | anno= 1998| pagine= 294&ndash;302}}</ref>
+Questa tendenza sembra arrestarsi quanso si raggiungono temperature piuttosto basse: infatti, sono note solo pochissime nane bianche con una temperatura superficiale al di sotto dei 4000 K,<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...612L.129G |titolo= Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey| autore= Evalyn Gates, Geza Gyuk, Hugh C. Harris, Mark Subbarao, ''et al''| rivista= The Astrophysical Journal| volume= 612| numero= 2 | mese= settembre| anno= 2004| pagine= L129&ndash;L132}}</ref> tra cui [[WD 0346+246]], che possiede una temperatura superficiale di circa 3900 K.<ref name="cool"/> La ragione per cui non si osservano nane bhianche a temperature inferiori risiede nell'[[età dell'universo]], che è finita:<ref>{{cita web| titolo= The Moment of Creation: Big Bang Physics from Before the First Millisecond to the Present Universe| autore= James S. Trefil| città= Mineola, New York| editore= Dover Publications| anno= 2004| id= ISBN 0486438139}}</ref> infatti non c'è stato sin'ora tempo a sufficienza per far sì che le più antiche nane bianche si potessero raffreddare ulteriormente. Un indice, noto come [[funzione di luminosità (astronomia)#Funzione di luminosità delle nane bianche|funzione di luminosità delle nane bianche]], sfrutta il tasso di raffreddamento di questi oggetti, che può essere utilizzato per determinare il tempo in cui le stelle si iniziarono a formare in una determinata regione della Galassia; tale mezzo ha permesso di stimare l'età del [[disco galattico]] in circa 8 miliardi di anni.<ref name="disklf" />
+Il processo di raffreddamento di una nana bianca prosegue, in ottemperanza al [[secondo principio della termodinamica]], sino al raggiungimento dell'[[principio zero della termodinamica|equilibrio termico]] con la [[radiazione cosmica di fondo]], diventando quella che di fatto è nota come ''[[nana nera]]''; tuttavia, dato il lungo tempo previsto perché una nana bianca giunga a questa fase, si pensa che non esistano ancora delle nane nere.<ref name="osln" />
 [[Immagine:White dwarf in AE Aquarii.jpg|left|thumb|200px|Rappresentazione artistica del campo magnetico della nana bianca nel sistema binario di [[AE Aquarii]]. (''NASA'')]]

Nana bianca: differenze tra le versioni

Versione delle 18:48, 6 mar 2009

Indice

Storia delle osservazioni

La scoperta

Prime indagini

La scoperta della natura degenere delle nane bianche

Formazione ed evoluzione

Tipologie

Stelle di piccola massa (< 0,5 M_☉): nane He

Stelle di massa media (0,5-8 M_☉): nane C-O

Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M_☉): nane O-Ne-Mg

Caratteristiche

Composizione e struttura

Dimensioni

Pressione degli elettroni degeneri

Relazione massa-raggio e limite di massa

Temperature superficiali e dispersione dell'energia termica

Campi magnetici

Nane bianche variabili

Nei sistemi stellari e planetari

Variabili cataclismiche

Supernovae di tipo Ia

Collisione e fusione di due nane bianche

Note

Bibliografia

Titoli generali

Titoli specifici

Sulle stelle

Sulle nane bianche (in inglese)

Pubblicazioni scientifiche (in inglese)

Carte celesti

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Menu di navigazione

Nana bianca: differenze tra le versioni

Versione delle 18:48, 6 mar 2009

Storia delle osservazioni

La scoperta

Prime indagini

La scoperta della natura degenere delle nane bianche

Formazione ed evoluzione

Tipologie

Stelle di piccola massa (< 0,5 M☉): nane He

Stelle di massa media (0,5-8 M☉): nane C-O

Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M☉): nane O-Ne-Mg

Caratteristiche

Composizione e struttura

Dimensioni

Pressione degli elettroni degeneri

Relazione massa-raggio e limite di massa

Temperature superficiali e dispersione dell'energia termica

Campi magnetici

Nane bianche variabili

Nei sistemi stellari e planetari

Variabili cataclismiche

Supernovae di tipo Ia

Collisione e fusione di due nane bianche

Note

Bibliografia

Titoli generali

Titoli specifici

Sulle stelle

Sulle nane bianche (in inglese)

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Stelle di piccola massa (< 0,5 M_☉): nane He

Stelle di massa media (0,5-8 M_☉): nane C-O

Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M_☉): nane O-Ne-Mg