Coelum Astronomia 219 - 2018 - Page 58

Coelum Astronomia

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Limite di Chandrasekhar

Il 9 febbraio 1946 da Yerkes scoprirono che la stella, dopo 80 anni era di nuovo in outburst. In pochi giorni salì alla magnitudine +3,2 e poi, rapidissima, tornò in quiescenza.

Gli spettroscopi dell’epoca non erano certo come quelli attuali, non esistevano tubi intensificatori e si esponeva su pellicola. Negli Stati Uniti però, già da alcuni anni, era al lavoro il più grande telescopio del mondo: il Telescopio Hooker da 2,5 metri di Mount Wilson. Questo strumento era abbastanza potente per fare una buona spettroscopia e seguire l’oggetto in alta risoluzione, anche nella successiva fase di quiescenza.

E gli spettri mostrarono qualcosa di assolutamente straordinario: le righe spettrali si movevano, come nel caso delle binarie spettroscopiche, ma solo una delle due stelle, una gigante rossa, era visibile.

Nel 1957 Robert P. Kraft calcolò il periodo orbitale del sistema in 227,6 giorni e, conseguentemente, fissò le masse della stella rossa e della

componente invisibile, che risultava avere una massa molto vicina al limite di Chandrasekhar (vedi box in basso) ed essere la componente principale del sistema.

Sopra. Il Telescopio Hooker da 2,5 metri di Mount Wilson (Los Angeles, California, USA), lo stesso telescopio utilizzato da Edwin Hubble per compiere i suoi studi cosmologici.

Crediti: Andrew Dunn.

In una stella "normale" l'attrazione gravitazionale verso il centro degli strati più esterni è controbilanciata dalla pressione di radiazione (generata dalle reazioni nucleari al centro) che tenderebbe a soffiare via la materia.

In una nana bianca, al cui interno non avvengono più reazioni nucleari, l'attrazione gravitazionale verso il centro è contrastata dalla degenerazione elettronica. Questa discende dal principio di esclusione di Pauli, descritto nel box di approfondimento relativo al funzionamento delle Nove. La pressione esercitata dalla degenerazione elettronica riesce a contrastare quella gravitazionale fino a una massa critica di circa 1,4 masse solari, il così detto limite di Chandrasekhar. Quando una nana bianca supera questo limite per accrescimento (cioè aumentando la propria massa a spese di una compagna), il runaway termonucleare che si innesca non riguarda più soltanto lo strato accresciuto ma l’intera massa della nana bianca che esplode come Supernova di tipo Ia.