Le nane bianche

Sirio B si rivelò oggetto di enorme interesse per gli astronomi sin dal momento della sua scoperta. La sua massa era infatti paragonabile a quella del Sole, mentre la sua luminosità non superava 1/400 appena di quella della nostra stella. Tale ridottissima luminosità si sarebbe potuta spiegare soltanto in due modi: o con una bassissima temperatura, tale da implicare una altrettanto bassa luminosità superficiale, o con un diametro incredibilmente piccolo. Lo spettro della stella era estremamente difficile da ricavare, dato il prepotente splendore dell’astro principale, ma finalmente, nel 1915, fu ottenuto a Mount Wilson da W. Adams: e si trovò che la classe spettrale della compagna di Sirio era tra A ed F, probabilmente A5: la temperatura corrispondente ad una tale classe spettrale é tra gli 8.500 e i 9.000 K, ben più della temperatura superficiale del Sole. Da ciò si dedusse che la stella, per essere così poco luminosa, doveva avere un diametro inferiore al 2% di quello del Sole.

Le stelle simili a Sirio B furono chiamate, per le loro dimensioni e il loro colore, nane bianche: hanno una massa più o meno uguale a quella del Sole, ma un diametro 40 o 50 volte inferiore, e quindi una densità spaventosamente elevata: Sirio B, in particolare, ha una densità circa 90.000 volte maggiore rispetto al Sole.

Diametro	Una nana bianca ha un diametro dell’ordine di quello di un pianeta di tipo terrestre: Sirio B ha un diametro di circa 27.000 km, e la Stella di Van Maanen, nei Pesci, circa 12.000 km; ancora meno la Wolf 219, il cui diametro forse non supera gli 8.500-9.000 km. Ma probabilmente ce n’é di molto più piccole, con diametri dell’ordine di 1/1.000 di quello del Sole. Vedi alla Fig. 42, Tavola VI, un confronto tra le dimensione di Sole e pianeti e quelle di alcune famose nane bianche.
Luminosità	Sirio B é 10.000 volte più debole della sua compagna maggiore, e il suo splendore non é che 1/435 di quello del Sole. La sua magnitudine assoluta é 11,4, mentre quella di Procione B (altra famosa nana bianca) é 13,1 e quella della Stella di Van Maanen 14,2. Generalmente queste stelle hanno magnitudini che vanno da 9 a 16. Tra le più brillanti c’é HZ 29 in Canes Venatici (1/40 della luminosità del Sole, magnitudine assoluta +8,9), tra le più fioche LP 768-500, magnitudine intorno a 17.
Temperature	La maggior parte di queste stelle é di spettro A, con temperature che vanno dagli 8.000 ai 10.000 K. Alcune sono di tipo B, e quindi ancora più calde, mentre sono abbastanza scarse quelle di tipo F, come Ross 627 e Ross 640; ancora più rare sono quelle di tipi inferiori: la Van Maanen é di tipo G, e W 489 addirittura di tipo K
Masse	Le masse delle nane bianche sono generalmente paragonabili a quella del Sole, o piuttosto inferiori: Sirio B ha una massa quasi uguale a quella della mostra stella (0,98); Procione B ha una massa che é solo lo 0,65 di quella solare. La teoria, che finora non sembra dover essere smentita dall’osservazione, dice che le masse delle nane bianche dovrebbero essere comprese tra 0,2 e 1,25 volte la massa del nostro Sole. Il valore più alto é quello che sfiora il Limite di Chandrasekhar, al di là del quale non sarebbe possibile la contrazione in una configurazione stabile come quella di nana bianca, e il collasso della stella continuerebbe fino allo stato di Stella di Neutroni o Buco Nero.
Densità	Le densità raggiungono valori inconcepibili per la nostra esperienza. Sirio B é qualcosa come 125.000 volte più densa dell’acqua. La Stella di Van Maanen é qualcosa come 10 volte più densa, e Wolf 219, che ha un diametro inferiore a quello della Terra, ha una densità che é 4 milioni e mezzo di volte quella del Sole: un cucchiaino da caffè di quel materiale peserebbe qualcosa come 100 tonnellate! Ma non é un record: LP 768-500, con un diametro di 1/1.000 di quello del Sole, avrebbe una densità 1 miliardo di volte quella solare, e un pollice cubico della sua materia peserebbe 18,000 tonnellate.

Abbiamo visto cosa siano le nane bianche nel paragrafo dell’introduzione relativo all’evoluzione stellare. Aggiungiamo qui qualche altra delucidazione.

Le nane bianche sono il prodotto finale dell’evoluzione delle stelle di sequenza principale intermedia. Sono incredibilmente numerose, tanto che, se non fossero così deboli a causa delle ridottissime dimensioni, dominerebbero il cielo con la loro luce. Già le immense densità ne fanno degli oggetti decisamente peculiari; ma presentano altre interessanti caratteristiche, per esempio negli spettri. Quando fu osservato per la prima volta lo spettro di Sirio B, prototipo delle nane bianche, questa stella fu classificata di tipo A, perché vi comparivano delle righe dell’idrogeno molto intense. In realtà, Sirio B ha una temperatura superficiale che dovrebbe farla collocare nel tipo spettrale B, che di norma presenta anche righe dell’elio, peraltro assenti nel suo spettro. Altre nane bianche che presentano righe dell’elio furono classificate nel tipo B. Però tutte le stelle del tipo B hanno anche righe dell’idrogeno, mentre queste non ne hanno.

Le nane bianche si dividono, dal punto di vista chimico, in due grandi famiglie: quelle ricche di idrogeno sono classificate come DA, quelle ricche di elio come DB (D sta per dwarf, nana); non c’è relazione, in questa classificazione, con la temperatura: le stelle di entrambe le famiglie si distribuiscono lungo l’intera sequenza delle temperature. Benché le nane bianche più fredde possano non presentare righe di nessuno dei due elementi a causa della bassa temperatura, si ritiene che la differenza si estenda anche ad esse. Come mai gli spettri delle nane bianche presentano soltanto le righe di uno o dell’altro dei due elementi? La spiegazione sta nell’enorme densità di questi oggetti: la gravità è così intensa che tutti gli atomi più pesanti dell’idrogeno, elio compreso, vengano richiamati negli strati più interni, lasciando circolare sulla superficie soltanto l’idrogeno: ecco perché le stelle DA sembrano fatte solo di idrogeno, indipendentemente dalla loro temperatura. Allora, una nana di tipo DB deve essere del tutto priva di idrogeno, perché altrimenti lo dovremmo osservare in superficie. In effetti, constatiamo questa differenziazione nelle stelle centrali delle nebulose planetarie, ma ancora non è chiaro perché una stella possa perdere tutto il suo idrogeno e un’altra no; né si comprende perché ci sia un intervallo di temperatura tra 30.000 e 45.000 K nel quale non si trovano stelle DB. Inoltre, pare che durante il raffreddamento una stella possa passare da una famiglia all’altra: si fanno diverse ipotesi, ma la verità è che non conosciamo la spiegazione di questi fenomeni.

Altre stranezze delle nane bianche sono legate ai campi magnetici, che in alcune di esse raggiungono valori di intensità inimmaginabile, mentre in altre sono del tutto assenti.

Quando uno di questi stravaganti oggetti si è raffreddato fino alla temperatura di circa 4.000 K, ne combina un’altra delle sue per stupirci: si cristallizza. Non possiamo assistere allo spettacolo, dato che l’atmosfera rimane gassosa, ma la teoria sembra esigerlo. In ogni caso i tempi richiesti per raggiungere questa temperatura sono lunghissimi, dell’ordine dei miliardi di anni, e ancora più lungo è il tempo richiesto perché una nana bianca si raffreddi al punto di uscire dal diagramma H-R: tanto lungo che ancora nessuna può averlo fatto.

Proponiamo, qui di seguito, una breve lista di nane bianche la cui magnitudine è tale da consentirne l’osservazione a chi sia in possesso di un discreto telescopio amatoriale. Tutte sono infatti più brillanti della magnitudine 13. Per ogni stella diamo, oltre al nome con cui sono indicate in liste specializzate di studiosi quali Wolf, Luyten, Feige ecc., il numero del catalogo Hipparcos. Quindi la costellazione (Cost.) in cui si trovano, il tipo spettrale, le due componenti del moto proprio (MP: sono tutti oggetti piuttosto vicini, e alcuni hanno moti propri molto elevati), la distanza (d) in anni luce, la luminosità in rapporto a quella del Sole e le coordinate: l’ascensione retta (a) in ore, minuti e secondi e la declinazione (d) in gradi, primi e secondi d’arco.