nana bianca
nana bianca
Stella caratterizzata da uno stato di densità elevata conseguito al termine della sua evoluzione quando, consumato tutto il combustibile nucleare, viene meno l’apporto della pressione interna generata dalle reazioni termonucleari che controbilanciava l’attrazione gravitazionale e la stella collassa su se stessa. In tali condizioni, all’interno della stella gli elettroni costituiscono un gas di fermioni degenere: l’astro non collassa ulteriormente per effetto della gravità, perché è sostenuto dalla pressione esercitata dal gas di elettroni degenere, e l’evoluzione nel tempo è pertanto un lento raffreddamento a raggio costante. D’altra parte, poiché la pressione di un tale gas degenere dipende solo dalla densità, al crescere della massa il raggio della stella deve diminuire affinché si raggiunga l’equilibrio fra forza di pressione e forza di gravità. Il raggio tende a zero per un valore critico della massa (limite di Chandrasekhar, Mc). Questo fenomeno, che pone un limite superiore alla massa di una nana bianca, dipende dal fatto che, per densità dell’ordine di 1010 g/cm3, i nuclei degli atomi cominciano a catturare gli elettroni, sicché la pressione elettronica diminuisce e la stella collassa. Il valore di Mc dipende dalla composizione chimica della stella, ma è comunque nell’intervallo 1,2÷1,4 masse solari. Oggetti di massa maggiore di Mc hanno origine dai residui delle esplosioni di supernovae. Se la massa del residuo non supera un determinato valore critico, il collasso gravitazionale viene a un certo punto bloccato dalla pressione sviluppata dai neutroni, formatisi nel processo di cattura nucleare degli elettroni: il corpo, che risulta allora costituito da un gas di neutroni degenere, è detto stella di neutroni. Se, infine, il residuo dell’esplosione di supernova ha una massa sufficientemente elevata, la pressione del gas di neutroni degenere non riesce mai a bilanciare la forza gravitazionale, sicché il collasso continua indefinitamente, dando origine a un buco nero.