Coelum Astronomia 219 - 2018 - Page 59

www.coelum.com

59

Ma per essere invisibile doveva essere piccola, piccolissima... Un grano di riso vicino a un pallone da spiaggia, ma con una massa attorno alle 1,4 masse solari: una “nana bianca”. Le nana bianche e il limite di Chandrasekhar erano concetti introdotti da poco, queste scoperte iniziavano a mettere un po’ di ordine tra osservazioni e lavori teorici. In pochi anni, si è scoperto che tutte le altre novae ricorrenti mostravano essere binarie spettroscopiche e che ogni volta che si riusciva a calcolare la massa della componente invisibile, questa risultava sistematicamente vicina (ma mai superiore) al limite di Chandrasekhar.

Ulteriori lavori hanno inquadrato l’ambiente di questi sistemi binari: gli astronomi osservativi trovavano nuove caratteristiche nelle curve di luce e negli spettri, mentre i teorici elaboravano modelli per spiegare le caratteristiche osservate (dischi di accrescimento, hot spot, trasferimenti di massa tramite lobo di Roche o vento stellare, riflessioni ecc.).

Il meccanismo delle novae

Una nana bianca è una stella con una struttura estremamente compatta. Immaginiamo una massa simile al Sole compressa in un oggetto grande come la Terra. In queste condizioni di compressione la materia non si comporta più nel modo ordinario. In un oggetto di questo tipo, gli elettroni non sono più legati a un particolare nucleo, ma sono condivisi dall’intera struttura della nana. Il principio di esclusione di Pauli dice che uno specifico livello di energia può essere occupato da un unico elettrone. Non possono essercene due perché altrimenti si confonderebbero fra loro. In una nana bianca gli elettroni sono “impaccati” nei più bassi livelli di energia possibile, e li occupano tutti, salendo poi ai livelli di alta energia e occupandoli tutti fino a che vi sono elettroni disponibili. Questo tipo di struttura si dice degenere e ha una fortissima resistenza alla compressione, fornita dal “gas elettronico”. È importante dire però che la degenerazione riguarda soltanto gli elettroni, poiché i nuclei sono ancora liberi di cambiare stato energetico.

Se la nana è fredda, tutta la sua struttura, dal nucleo alla superficie, è degenere. Immaginiamo un fotone di luce che arrivi sulla sua superficie. Per poter essere assorbito o essere deviato dovrebbe poter cedere tutta o parte della propria energia a un elettrone che a sua volta dovrebbe salire a un livello energetico maggiore. Ma ciò è impossibile perché questi sono già tutti occupati. In senso ideale potremmo dire che il fotone potrebbe quindi attraversare per intero la stella nana senza venire assorbito.

Va detto subito che, nella realtà, sulla superficie della nana esiste un sottile strato “non degenere”, che permette ad esempio di vedere uno spettro in assorbimento di idrogeno (che vuol dire che vi è idrogeno ordinario abbastanza freddo da poter “assorbire” un fotone).

Fissati questi principi, possiamo ora vedere cosa succede alla materia che cade da una compagna verso la nana bianca.

Questa spiraleggia attorno alla nana, forma un disco di accrescimento e infine cade su di essa andando a formare uno strato che, a causa dell’enorme pressione, diviene degenere. Questo strato cresce sempre più fino a che alla base dell’inviluppo si raggiunge una pressione critica. Ora, una pressione è definita come una forza su una superficie. In questo caso la forza è quella gravitazionale della nana, mentre la superficie è quella della nana stessa che diminuisce sempre più mano a mano che la sua massa cresce. In una nana bianca, infatti, le dimensioni diminuiscono al crescere della massa, in quanto la forza prevalente è quella gravitazionale. Quando però la pressione supera il livello critico, i nuclei di idrogeno si agitano così velocemente che riescono a superare la repulsione data dalla carica positiva (barriera di coulomb) e cominciano a fondersi con i nuclei di carbonio, azoto e ossigeno