Nana bianca

Unanana bianca(onana degenereo anchestella sui generis) è unastelladi piccole dimensioni, con una bassissimaluminositàe un colore tendente al bianco. Nonostante le ridotte dimensioni, paragonabili a quelle dellaTerra,lamassadell'astro è simile o lievemente superiore aquelladelSole;è quindi unoggettomoltocompatto,dotato di un'elevatissimadensitàegravità superficiale.^[1]

La prima nana bianca fu scoperta verso la fine delXVIII secolo,ma la reale natura di tali oggetti venne riconosciuta solamente nel1910;^[2]il termine stessonana biancafu coniato nel1922.^[3]Si conoscono oltre 11.000 oggetti appartenenti a questa peculiare classe stellare;^[4]di questi, otto si trovano entro 6,5parsec(circa 21anni luce) di distanza dal Sole e sono annoverati tra i centosistemi stellari più vicini alla Terra.^[5]

Si ritiene che le nane bianche siano l'ultima fase dell'evoluzionedelle stelle di massa piccola e medio-piccola,^{[N 1]}le quali costituirebbero oltre il 97% delle stelle dellaGalassia.^[6]^[7]Queste, dopo aver percorso lasequenza principale,e le fasi di instabilità ad essa successive, attraverserebbero delle ulteriori fasi di forte disequilibrio, che si concluderebbero con la proiezione nello spazio circostante deglistrati più esterni,mentre i nuclei inerti andrebbero a costituire oggetti compatti, le nane bianche.^[8]poichè la materia, non più "sostenuta" dalla spinta centrifuga dellafusione nucleare,andrebbe incontro al cosiddettocollasso gravitazionale,in cui l'unicaforzaopposta sarebbe la pressione deglielettroni degeneri.

Lafisica della materia degenereimpone una massa limite per la formazione una nana bianca, illimite di Chandrasekhar( $M_{\rm {Ch}}$ ), che, per un oggetto che non compie una velocerotazionesu se stesso, equivale a 1,44masse solari(M_☉).^[9]Nel caso di una nana bianca alcarbonio-ossigeno,il tipo più comune di nana bianca nell'universo,^[10]^[11]^[12]l'avvicinamento, o il superamento di tale limite, che normalmente avviene a causa deltrasferimento di massain unsistema binario,può provocarne l'esplosionein unanova,o in unasupernova di tipo Ia.^[7]^[8]

Le nane bianche possiedono, al momento della loro formazione, un'altatemperatura di coloreed unatemperatura effettivaaltrettanto elevata, la quale diminuisce gradualmente in funzione degli scambi termici con lospaziocircostante.^[1]Secondo un modello teorico, il graduale raffreddamento della stella la porterebbe ad assumere unatemperatura di colorevia via più bassa, sino allo stadio terminale dinana nera^[8].Fino ad ora, non è ancora stata scoperta alcuna nana nera: gli astrofisici ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi fino a non emettere più nel visibile o nelvicino infrarosso,sia di gran lunga superiore all'attualeetà dell'universo.^[6]^[7]^[13]

Data la loro bassa luminosità, ma alta temperatura, le nane bianche occupano la parte inferiore sinistra deldiagramma Hertzsprung-Russell.^[14]

Storia delle osservazioni

La scoperta

La prima nana bianca fu individuata dall'astronomoanglo-tedesco William Herschel^[15]nelsistema stellarediKeid,situato nellacostellazione di Eridano.Il 31 gennaio1783l'astronomo puntò il telescopio in direzione della stella, notando che attorno alla componente più brillante (Keid A), unastella arancionedimagnitudine4,43,^[16]orbitava unacoppiacostituita da due stelle molto più deboli, una bianca di magnitudine 9,52 (Keid B)^[17]ed unarossa(Keid C) di magnitudine 11,17;^[17]in seguito la coppia venne osservata anche daFriedrich von Struvenel1827e dal figlioOttonel1851.^[18]^[19]

Nel1910 Henry Norris Russell,Edward Charles PickeringeWilliamina Flemingscoprirono che, sebbene fosse una stella molto debole, Keid B presentava unospettrodalle caratteristiche simili a quelle delle brillanti stelle diclasse spettraleA, comeSirio(lastella più brillante del cielo),VegaeAltair,dal tipico colore bianco;^[3]il tipo spettrale della nana bianca fu poi ufficialmente descritto nel1914daWalter S. Adams.^[20]

Nel corso delXIX secoloi progressi conseguiti nell'ambito delle tecnicheastrometrichepermisero di ottenere misure abbastanza precise della posizione degli astri, tali da riuscire a determinare minime variazioni (dell'ordine di alcunisecondi d'arco) del moto di alcune stelle. L'astronomo tedescoFriedrich Besselsi servì di tali misure per scoprire che Sirio eProcionesubivano delle oscillazioni nel loro moto spaziale molto simili a quelle riscontrate nellestelle doppie,sebbene i due astri non sembrassero avere dei compagni; Bessel imputò dunque simili oscillazioni a delle «compagne invisibili».^[21]L'astronomo stimò ilperiodo orbitaledella compagna di Sirio in circa 50 anni,^[21]mentreChristian H. F. Petersne calcolò i parametri orbitali nel1851.^[22]Tuttavia fu necessario attendere sino al 31 gennaio1862prima cheAlvan Graham Clarkriuscisse ad osservare una debole stellina mai vista in precedenza nei pressi di Sirio, identificata in seguito come la compagna predetta da Bessel.^[22]Applicando laterza legge di Keplero,gli astronomi calcolarono che lamassadel nuovo oggetto, denominatoSirio B,dovesse essere compresa tra 0,75 e 0,95 voltequelladelSole;tuttavia, l'oggetto risultava meno luminoso della nostra stella. Poiché laluminositàLdi uncorpo celestedipende dal quadrato del suoraggioR,questi dati dovevano necessariamente implicare che le dimensioni della stella fossero molto ridotte.

Walter S. Adams annunciò nel1915che lo spettro della piccola stella, ribattezzata affettuosamenteIl Cucciolo,presentava caratteristiche assimilabili a quelle di Sirio A, che suggerivano che latemperatura superficialedell'oggetto dovesse essere prossima ai 9000K.^[23]Combinando poi il valore della temperatura con la luminosità, Adams riuscì a risalire al valore del diametro di Sirio B, che risultò essere di soli 36 000km.^[24]Misure più accurate, svolte nel2005attraverso ilTelescopio spaziale Hubble,hanno mostrato che la stella possiede, in realtà, un diametro minore (circa un terzo di quello stimato da Adams), equivalente a quelloterrestre(circa 12 000km), ed unamassapari a circa il 98% di quella solare.^[25]^[26]^[27]^[28]^[29]

Nel1917 Adriaan Van Maanenscoprì nellacostellazione dei Pesciuna terza nana bianca, ribattezzata in suo onorestella di Van Maanen.^[30]Queste tre nane bianche, le prime ad esser state scoperte, vengono dettenane bianche classiche.^[2]

In seguito furono scoperte diverse altre stelle bianche dalle proprietà simili a quelle delle nane classiche, per giunta caratterizzate da alti valori dimoto proprio.Simili valori dovevano indicare che, nonostante si trovassero molto vicine al sistema solare,^{[N 2]}queste stelle avessero una luminosità intrinseca molto bassa, e quindi che si trattasse di vere e proprie nane bianche; tuttavia si dovette attendere sino aglianni trentadelXX secoloperché la prima nana bianca non appartenente al gruppo delleclassichevenisse riconosciuta come tale.^[3]Si ritiene che sia statoWillem Luytena coniare il terminenana biancaquando esaminò questa classe di stelle nel1922;^[3]^[31]^[32]^[33]^[34]il termine fu in seguito reso popolare dall'astrofisicoingleseArthur Eddington.^[3]^[35]

Prime indagini

Il risultato delle rilevazioni di Adams e Luyten rese quindi necessaria l'introduzione di una nuova classe di stelle. Nel1926Arthur Eddington menzionò la scoperta di Sirio B e le analisi su di essa nel suo libroThe Internal Constitution of Stars(La struttura interna delle stelle) con queste parole:

(EN)

«Apparently then we have a star of mass about equal to the sun and of radius much less than Uranus»

(IT)

«Apparentemente dunque abbiamo una stella di massa pressoché equivalente al Sole e di raggio molto minore rispetto adUrano.»

Eddington riportò anche un'altra scoperta di Adams sulla compagna di Sirio, effettuata nel1925:^[36]l'astronomo aveva misurato lalunghezza d'ondadi alcune righe di emissione della stella (non ancora battezzatanana bianca) e aveva trovato che erano significativamente maggiori del previsto.^[37]Lospostamento verso il rossodellelinee di assorbimentodello spettro di un corpo celeste per effetto della propriaforza di gravità(redshiftgravitazionale) è una delle conseguenze previste dallateoria della relatività generale,^[38]formulata pochi anni prima daAlbert Einstein.^[38]In particolare, l'entità del redshift gravitazionale dipenderebbe dalrapportotra la massaMe il raggioRdell'oggetto e quindi dalla sua densità. Applicando il procedimento inverso, Adams poté 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 parametriorbitalidel sistema binario, il calcolo permise di risalire direttamente al valore del raggio; la stima era ancora incerta, ma concordava con il valore ottenuto anni prima e con la natura compatta di Sirio B.^[38]

Così scrive Eddington:

(EN)

«Prof. Adams has killed two birds with one stone; he has carried out a new test of Einstein's general theory of relativity and he has confirmed our suspicion that matter 2000 times denser than platinum is not only possible, but is actually present in the universe.»

(IT)

«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 delplatino,ma che questa materia è effettivamente presente nell'Universo.»

Dato che i corpi più caldiirradianouna quantità di energia superiore a quella dei corpi più freddi, la luminosità superficiale di una stella è determinabile dalla suatemperatura effettivae 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 ilraggio.Ragionando in questi termini, gli astronomi del tempo erano giunti a ritenere che Sirio B e Keid B dovessero essere estremamente dense. QuandoErnst Öpikstimò 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».^[39]Così scrisse Eddington nel1927:

(EN)

«We learn about the stars by receiving and interpreting the messages which their light brings to us. The message of the Companion of Sirius when it was decoded ran: "I am composed of material 3,000 times denser than anything you have ever come across; a ton of my material would be a little nugget that you could put in a matchbox." What reply can one make to such a message? The reply which most of us made in 1914 was— "Shut up. Don't talk nonsense." »

(IT)

«Apprendiamo nozioni sulle stelle ricevendo ed interpretando i messaggi che la loro luce porta con sé. Il messaggio della Compagna di Sirio, quando fu decifrato, 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 unvolumesimile a quello della Terra.

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

«Sembra che l'equazione di stato dei gas perfettiperda di validità 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 logica possibile per raggiungere densità così elevate era che la materia che costituiva le nane bianche non fosse formata daatomi legati chimicamentel'uno con l'altro, ma da unplasmaformato danuclei atomicicompletamenteionizzatie daelettroniliberi. 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 loroorbitali.^[38]^[41]

Ralph H. Fowlerperfezionò questo modello nel1926,applicando i principi dellameccanica quantisticae lastatistica di Fermi-Dirac,introdotta nell'agosto dello stesso anno daEnrico FermiePaul Dirac.Alfred Fowlerriuscì, nello stesso anno, a spiegare la struttura stabile delle nane bianche identificando nella pressione deglielettroni degeneriil meccanismo che permetteva alla stella di noncollassarecompletamente su se stessa.^[40]

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 nel1929daWilhelm Anderson^[42]e nel1930daEdmund Clifton Stoner.^[43]

Studi più completi della struttura interna delle nane bianche, che tenevano conto anche degli effetti relativistici dell'equazione di statodella materia degenere, vennero compiuti in quegli anni dall'astrofisicoindiano Subrahmanyan Chandrasekhar.Nel suo articolo del1931,The maximum mass of ideal white dwarfs,^{[N 3]}^[44]Chandrasekhar affermò che la massa limite di una nana bianca (detta oggi in suo onorelimite di Chandrasekhar) dipende dalla propria composizione chimica.^[9]^[45]Questo ed altri studi sulla struttura e l'evoluzione delle stelle valsero all'astrofisico indiano ilPremio Nobel per la Fisicanel1983.^[46]

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 aWashingtonnel1934:^[47]

«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.^[47]La scoperta nel1932da parte diJames Chadwickdi una nuovaparticella subatomica,ilneutrone,^[48]e lo studio deidecadimenti nucleari,portarono l'anno seguente Walter BaadeeFritz Zwickya teorizzare l'esistenza distelle costituite da questa nuova particella,^[49]che potevano contenere in spazi ancora più ristretti masse anche maggiori di quelle possedute dalle nane bianche. L'ipotesi venne confermata nel1965con la scoperta dellepulsar.^[50]

La veridicità delle tesi sulla natura degenere delle nane bianche è stata recentemente confermata grazie allo studioastrosismologicodellepulsazionidi alcune nane bianche.^[51]

Nel1939furono scoperte 18 nuove nane bianche,^[2]mentre Luyten ed altri astronomi si dedicarono alla ricerca di tali stelle nel corso deglianni quaranta.Al1950si conoscevano oltre cento nane bianche,^[52]mentre nel1999il numero era salito ad oltre 2000.^[53]Da allora, grazie alle immagini dellaSloan 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 di massa compresa tra 0,08 ed 8-10 volte lamassa solareche abbiano concluso la fase di stabilità dellasequenza principalee le fasi di instabilità ad essa successive;^[6]^[54]queste si diversificano a seconda della massa dell'astro.

Le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,5 masse solari, lenane rosse,^[55]si riscaldano mano a mano che l'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità dellereazioni nuclearie divenendo per breve tempo dellestelle azzurre;quando tutto l'idrogenoè stato convertito inelio,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 è stata stimata sugli 80 miliardi – 1bilionedi anni^[56]^[57]^[58]e l'attualeetà dell'universosi aggira sui 13,7 miliardi di anni,^[13]pare logico credere che nessuna nana rossa abbia avuto il tempo per raggiungere la fase di nana bianca.^[59]^[60]

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 vastosurplusenergetico che ricevono dal nucleo in contrazione,^[61]si espandono e si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione via via sempre più tendente al rosso.^[56]Ad un certo punto l'energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno immediatamente superiore al nucleo di raggiungere la temperatura di innesco della fusione nucleare. A questo punto la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile disubgigante,si trasforma in una fredda ma brillantegigante rossacon un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell'idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.^[62]^[63]^[64]

Quando il nucleo raggiunge la massa sufficiente, una complessa serie di contrazioni e collassi gravitazionali provoca un forte innalzamento della temperatura nucleare sino ad oltre 100 milioni di kelvin, che segna l'innesco (flash) della fusione dell'elio incarbonioeossigenotramite ilprocesso tre alfa,mentre nel guscio immediatamente superiore continua il processo di fusione dell'idrogeno residuo in elio.^[62]^[64]La stella, raggiungendo questo stadio evolutivo, arriva ad un nuovo equilibrio e si contrae leggermente passando dalramo delle giganti rossealramo orizzontaledel diagramma H-R.^[64]

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 nelramo asintotico delle giganti(AGB, acronimo diAsymptotic Giant Branch).^[65]

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 10⁸km(alcune unità astronomiche),^[65]come nel caso diMira(οCeti), una gigante del ramo asintotico con un raggio di 5 × 10⁸km (3 U.A.).^[66]

Se la stella ha una massa sufficiente (non superiore ad 8-9 M_☉^[64]), col tempo è possibile l'innesco anche dellafusionedi una parte del carbonio in ossigeno,neonemagnesio.^[56]^[64]^[67]

In seguito ai progressivi collassi e riscaldamenti susseguitisi durante le fasi sopra descritte, il nucleo della stella assume una formadegenere:^[68]si forma in questo modo 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 divento stellare.^[56]^[68]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"^[69]che assorbe laradiazione ultraviolettaemessa a seguito dell'alta temperatura degli strati interni dell'astro. Tale radiazione viene poi riemessa sotto forma diluce visibiledall'involucro dei gas, i quali vanno a costituire unanebulositàin espansione, lanebulosa protoplanetariaprima eplanetariapoi, al cui centro rimane il cosiddettonucleo della nebulosa planetaria(PNN, dall'inglesePlanetary Nebula Nucleus), che diverrà poi la nana bianca.^[70]

Una nana bianca appena formata ha una temperatura molto elevata, pari a circa 100-200 milioni di K,^[68]che diminuisce in funzione degli scambi termici con lospaziocircostante, finché l'oggetto non raggiunge lo stadio ultimo dinana nera^[71](l'irraggiamento termico è trattato più approfonditamente nel paragrafoTemperature superficiali e dispersione dell'energia termica). L'esistenza di simili oggetti è molto lunga: la loro vita sarebbe simile a quella deltempo di vita media del protone,la cui durata raggiungerebbe i 10³²– 10⁴⁹anni secondo alcuneteorie della grande unificazione,mentre sarebbe superiore a 10²⁰⁰anni secondo altre teorie.^[71]

Tipologia

Esistono diversi tipi di nane bianche, che differiscono tra loro per massa e, conseguentemente, composizione chimica interna. Non considerando la classificazione spettrale delleatmosfere,che verrà trattata in unasezione specifica,è possibile suddividerle in tre sottogruppi:^[54]

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: infatti, alla conclusione di questo processo, gli elettroni del nucleo stellaredegeneranomolto prima che l'astro possa raggiungere temperature in grado di innescare la fusione dell'elio in carbonio. Per questa ragione, la nana bianca che ne risulta 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,^[13]^[58]sembra ragionevole pensare che non vi sia stato tempo a sufficienza perché si evolvessero delle nane bianche all'elio.^[60]

Tuttavia, è stata scoperta l'esistenza di oggetti che presentano le medesime caratteristiche teorizzate per le nane He.^[73]Gli astronomi escludono che derivino da stelle di piccola massa giunte alla fine della loro esistenza, ipotizzando che esse si originino dall'interazione tra le componenti di un sistema binario costituito da unastella compatta(probabilmente unastella di neutroni) ed una stella appena uscita dalla sequenza principale, in procinto di evolvere verso la fase digigante.^[74]Quando quest'ultima raggiunge dimensioni tali da colmare il propriolobo di Roche,si innesca un rapido processo ditrasferimento di massa^[74]che priva la stella dello strato esterno di idrogeno, lasciando scoperto il nucleo degenere di elio prima ancora che possano essere raggiunte temperature e densità tali da permetterne la fusione in carbonio e ossigeno.^[3]^[8]^[10]^[75]^[76]^[77]Si prevede che lo stesso fenomeno possa verificarsi anche allorquando attorno alla stella orbiti a distanza molto ravvicinata unpianetamolto massiccio (del tipoHot Jupiter) o unanana bruna.^[78]

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

Le nane bianche al carbonio-ossigeno (C-O) costituiscono il tipo di nana bianca più diffusa nell'universo.^[10]^[11]^[12]

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 ilprocesso tre alfa,^[62]^[63]^[64]così chiamato perché il carbonio-12, prodotto della reazione, viene sintetizzato mediante l'unione di treparticelle alfa(ovvero nuclei di elio, costituiti da due protoni e due neutroni). Il processo sfrutta come intermedio ilberillio-8 e rilascia un'energia complessiva di 7,275MeVper nucleo di carbonio prodotto.^[79]

Il progressivo aumento della quantità di carbonio aumenta la possibilità che una piccola parte di esso siaconvertitain 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.^[79]

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 dinucleo della nebulosa planetariaestella pre-degenere,diviene una nana bianca C-O.^[80]Si stima che una stella simile al Sole espella, nelle sue ultime fasi di vita, una quantità di materia pari al 40% della propria massa,^[64]mentre il restante 60% andrà a costituire la stella degenere.

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

Lestelle 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 ilsilicioe, alla fine, ilferro.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 in unasupernova di tipo II,con la formazione, in base alla massa del nucleo residuo, di unastella di neutroni,di unbuco nero stellareo di una qualunque altraforma esotica di stella degenere.^[54]^[81]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 anche se la loro massa non risulta sufficiente afonderela 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).^[82]^[83]^[84]^[85]^[86]

Un problema cui si trovano di fronte gli astrofisici riguarda la precisa determinazione dell'intervallo della massa stellare che genera tali oggetti, anche alla luce dell'alto tasso diperdita di massache le caratterizza 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; sembra che comunque giochi un ruolo importante nel determinare il destino dell'astro la suametallicità.^[84]^[86]

Caratteristiche

Composizione e struttura

La composizione chimica di una nana bianca dipende dai residui dellafusione nuclearedella stella progenitrice, e quindi dalla sua massa originaria. La composizione può variare anche a seconda della porzione di oggetto che si prende in considerazione.

Le nane bianche all'elio, che si formano dalle stelle meno massicce, possiedono un nucleo di elio, circondato da una tenueatmosferacostituita da idrogeno quasi puro.^[73]^[74]^[76]Le nane bianche al carbonio-ossigeno possiedono invece un nucleo totalmente costituito da carbonio e ossigeno,^[11]^[79]mentre le rare nane bianche O-Ne-Mg possiedono un nucleo ricco di neon e magnesio, con una discreta abbondanza di ossigeno, circondato da un mantello ricco di carbonio e ossigeno.^[72]^[87]

In entrambi i casi, la porzione esterna dell'oggetto è ricoperta da una tenue atmosfera di elio e idrogeno, che, per via del propriopeso atomicominore, 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, seppur con alcune eccezioni (si veda il paragrafoRelazione massa-raggio e limite di massa), di 1,44^[90]masse solari (limite di Chandrasekhar), anche se la maggior parte delle nane bianche scoperte si colloca entro un valore medio, compreso 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 ilraggio del Sole^[91]ed è di conseguenza confrontabile conquello 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; ne consegue che ladensitàdella materia in una nana bianca sia almeno un milione di volte più alta di quella all'interno del Sole (circa 10⁹kg m⁻³,ovvero 1 tonnellata per centimetro cubo).^[7]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 lestelle di neutroni,ibuchi nerie le ipotetichestelle di quark.^[92]

Pressione degli elettroni degeneri

La compressione a cui è soggetta la materia di una nana bianca aumenta la densità degli elettroni e quindi il loro numero in un dato volume; poiché essi obbediscono alprincipio di esclusione di Pauli,due elettroni non possono occupare il medesimostato quantico;di conseguenza essi devono obbedire alla statistica di Fermi-Dirac,^{[N 4]}che permette di descrivere lo stato di ungasdi particelle in condizioni di densità estreme, in modo da soddisfare il principio di esclusione di Pauli.^[93]Il principio sancisce che gli elettroni non possono occupare tutti contemporaneamente il livello di energia più basso, nemmeno a temperature vicine allozero assoluto,ma sono costretti ad occupare livelli sempre più elevati all'aumentare della densità dell'astro; l'insieme dei livelli energetici occupati dagli elettroni in queste condizioni prende il nome dimare di Fermi.Lo stato di questi elettroni viene chiamatodegenere,ed è in grado di fornire alla nana bianca l'energia necessaria a mantenere l'equilibrio idrostaticoanche 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 ilprincipio di indeterminazione:l'alta densità degli elettroni in una nana bianca implica che la loro posizione sia abbastanza localizzata, creando una corrispondente incertezza nellaquantità di moto.Quindi alcuni elettroni dovranno avere quantità di moto molto elevate e, conseguentemente, un'altaenergia cinetica.^[41]^[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 loroenergia cinetica,e dunque la pressione stessa:^[41]^[96]è quella che viene definitapressione deglielettroni degeneri,la quale mantiene in equilibrio la nana bianca contro ilcollasso gravitazionalecui sarebbe naturalmente soggetta; è quindi un effettoquantisticoche limita la quantità di materia che può essere alloggiata in un determinatovolume.Tale pressione dipende solamente dalla densità e non dalla temperatura della materia. Lamateria degenereè relativamente comprimibile; ciò sta a significare che la densità di una nana bianca di massa elevata è 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.^[7]

Qualora una nana bianca superi la massa limite di Chandrasekhar e non intervenissero dellereazioni nucleari,la pressione degli elettroni degeneri non riuscirebbe più a contrastare laforza di gravità;la stella allora collasserebbe in unoggetto ancora più denso,come unastella di neutronio addirittura unbuco nero stellare.^[97]

Relazione massa-raggio e limite di massa

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

In prima approssimazione, l'energia di una nana bianca è data dalla somma della suaenergia potenziale gravitazionalee della suaenergia 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 lacostante 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 laquantità di motodegli 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 allacostante di Planckridotta (ħ).^{[N 5]}

$\Delta x$ 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 gravitazionaleraggiungono 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}}}

GM/R non è uguale all'energia. Non corrispondono le unità di misura.

GM/R è uguale al potenziale gravitazionale (V)

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 universaliħ, $m_{e}$ e $G$ ,rimane una relazione che lega la massa e il raggio dell'astro:

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

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

Questa analisi è dettanon relativisticapoiché viene usata laformulazione classicadell'energia cinetica. All'aumentare della massa della nana bianca aumenta la quantità di moto (e quindi la velocità) degli elettroni che la sostengono; avvicinandosi allavelocità della luce, $c$ ,glieffetti relativisticinon possono più essere trascurati e quando gli elettroni raggiungonovelocitàprossime 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 dalquadrivettore 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 ilfattore di Lorentz ${\begin{smallmatrix}{\frac {1}{\sqrt {1-{\frac {v^{2}}{c^{2}}}}}}\end{smallmatrix}}$ .^[99]Poiché inmeccanica relativistical'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 ^{2}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 {Ch}}\approx N^{2}\left({\frac {\hbar c}{G}}\right)^{\frac {3}{2}}

Da questa espressione si può vedere come, a parte le costanti universaliħ, $c$ 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 statoche descrive la relazione fra densità e pressione del gas dell'astro. Esprimendo queste due grandezze infunzionedel raggio della stella, è possibile risolvere ilsistemaformato 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,^[45]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 cosiddettolimite di Chandrasekhar( $M_{\rm {Ch}}$ ), 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 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 ungas di Fermifreddo inequilibrio idrostatico.^[45]^[100]

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, ovvero il numero dinucleoniperelettrone.^[45]Nel caso specifico di una nana bianca al carbonio-ossigeno, costituita prevalentemente dagliisotopicarbonio-12 (¹²C) e ossigeno-16 (¹⁶O), che hanno unpeso atomicopari al doppio del loronumero 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 delXX secolo,si pensava che le stelle fossero composte principalmente da elementi pesanti;^[43]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 così un valore più basso, 0,91 masse solari, per la massa limite delle nane bianche.^[43]

Nel caso di una nana bianca rotante, l'equazione di equilibrio idrostatico deve essere modificata per tener conto anche dellaforza centrifugadellarotazione 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 laviscositàfosse trascurabile, allora, come evidenziato daFred Hoylenel1947,^[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

Latemperatura superficialedelle nane bianche sinora scoperte è compresa entro un campo di valori che va dagli oltre 150 000K^[53]fino a poco meno di 4 000 K;^[104]^[105]tuttavia, la gran parte delle nane 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 quartapotenzadella temperatura (secondo larelazione $L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}$ ,dove $4\pi R^{2}$ è la superficie della nana approssimata ad unasferae $\sigma$ lacostante di Stefan-Boltzmann), un simile intervallo di temperatura corrisponde ad una luminosità che oscilla tra 10² e meno di 10⁻⁵L_☉.^[105]In accordo con lalegge di Wien,il picco di emissione radiativa di un dato oggetto dipende dalla sua temperatura superficiale.

La radiazione visibile emessa dalle nane bianche varia lungo un'ampia gamma di tonalità, dal colore azzurro tipico dellestelle di classe O Vsino al rosso dellestelle di classe M V;^[107]le nane bianche più calde inoltre possono emettere ancheraggi Xa bassa energia (i cosiddetti raggi Xmolli) oultravioletti,il che rende possibile studiarne la composizione e la struttura atmosferica grazie anche adosservazioni nei raggi Xenegli ultravioletti.^[108]

A meno che la nana bianca non si trovi in condizioni particolari (come l'accrescimentodi materia da una stella compagna o da un'altra sorgente), la grandeenergia termicairradiata 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.^[8]Il processo di raffreddamento della nana bianca comporta, oltre ad una ovvia riduzione della temperatura superficiale, una diminuzione della quantità diradiazioniemesse 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 6640 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 quando si raggiungono temperature piuttosto basse: infatti, sono note solo pochissime nane bianche con una temperatura superficiale al di sotto dei 4000 K,^[111]tra cuiWD 0346+246,che possiede una temperatura superficiale di circa 3900 K.^[104]La ragione per cui non si osservano nane bianche a temperature inferiori risiede nell'età dell'universo,che è finita:^[112]infatti non c'è stato sinora tempo a sufficienza per far sì che le più antiche nane bianche si potessero raffreddare ulteriormente. Un indice, noto comefunzione 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 deldisco galatticoa circa 8 miliardi di anni.^[110]

Il processo di raffreddamento di una nana bianca prosegue, in ottemperanza alsecondo principio della termodinamica,sino al raggiungimento dell'equilibrio termicocon laradiazione cosmica di fondo,diventando quella che di fatto è nota comenana nera;tuttavia, dato il lungo tempo previsto perché una nana bianca giunga a questa fase, si pensa che non esistano ancora delle nane nere.^[7]

Cristallizzazione

Un processo strettamente correlato a quello di raffreddamento è il processo dicristallizzazionedegli strati interni.

Sebbene la materia che costituisce una nana bianca sia fondamentalmente allo stato diplasma,ossia un gas composto danuclei atomiciedelettroniliberi, è stato teoricamente predetto neglianni sessantache durante il processo di raffreddamento possa aver luogo il passaggio dalla fase di plasma ad una fase solida degli strati interni della nana tramite il fenomeno della cristallizzazione, che avrebbe inizio a partire dal centro dell'oggetto.^[113]

Perché il processo abbia inizio la temperatura del nucleo della nana deve raggiungere un valore limite di circa 1,7 × 10⁷K;^{[N 6]}le interazioni tra gli atomi divengono rilevanti e la materia cessa di comportarsi come ungas idealeassumendo i connotati di unliquido.

I modelli fisico-matematici ritengono che quando la temperatura superficiale della nana bianca raggiunge un valore prossimo ai 5 000 K (considerando per la nana una massa di 0,6 M_☉e un nucleo composto di C-O al 50:50 in massa) ha luogo latransizione di fasetra lo stato liquido e quello solido, che ha come effetto l'inizio del processo di cristallizzazione del nucleo.^[114]Date le fortissime pressioni cui sono soggetti, nonostante la temperatura interna sia ancora piuttosto elevata, gli atomi iniziano a disporsi in unreticolo cristallino,che assume lastrutturadi unsistema cubico.^[6]^[115]È necessario che l'ossigeno precipiti al centro della stella e cristallizzi prima del carbonio, di modo che la nana bianca inizi a differenziare un nucleo di ossigeno cristallino circondato da un mantello fluido di carbonio, con piccole quantità di ossigeno.

Questo fenomeno liberacalore latenteallungando i tempi di raffreddamento di circa 2 miliardi di anni.^[116]Tuttavia, per masse stellari prossime alla $M_{\rm {Ch}}$ ,la fase di cristallizzazione ha inizio molto prima a causa della densità elevata, sicché una nana bianca massiccia può trovarsi in gran parte cristallizzata già a temperature superficiali dell'ordine dei 12 000 K.^[114]

La misura del grado di cristallizzazione (Γ) è data dalla formula

\Gamma ={\frac {E_{coulombiana}}{E_{termica}}}={\frac {\frac {Z^{2}}{d_{i}}}{{\frac {3}{2}}KT}}

dove $Z$ è ilnumero atomico(che per una nana bianca al carbonio – $Z=6$ – e ossigeno – $Z=8$ – vale 7 supponendo che vi sia un 50% di ciascun elemento), $K$ è lacostante di Boltzmann, $T$ la temperatura e $d_{i}$ è la distanza tra gli ioni, che è in relazione con la densità $\rho$ della stella secondo la relazione

{\frac {4}{3}}\pi d_{i}^{3}\sim {\frac {1}{n_{i}}}={\frac {\mu _{i}m_{H}}{\rho }}

dove $m_{H}$ è la massa dell'idrogeno e $\mu _{i}$ ilnumero di massamedio, pari, nel caso delle nane C-O, a 14 – ${\begin{smallmatrix}{\frac {12+16}{2}}\end{smallmatrix}}$ –.

Una serie di campagne osservativeastrosismologicheiniziate nel1995indussero a ritenere che le nane bianche pulsanti fossero un buon test per verificare o eventualmente confutare la teoria della cristallizzazione.^[117]Sulla base di queste osservazioni astrosismologiche, nel2004un gruppo di ricercatori dell'Harvard-Smithsonian Center for Astrophysicsstimarono che circa il 90% della massa della nanaBPM 37093fosse cristallizzata;^[113]^[118]^[119]^[120]studi successivi hanno però ridimensionato questo valore, considerando la frazione di massa cristallizzata compresa fra il 32% e l'82%.^[121]

Atmosfere e spettri

Sebbene la maggior parte delle nane bianche nell'attuale epoca dell'universo siano composte prevalentemente da carbonio e ossigeno, le indaginispettroscopichemostrano una marcata dominanza dellelineedell'idrogeno (serie di Balmer) o dell'elio, a seconda che la loro atmosfera sia dominata o dall'uno o dall'altro elemento; l'elemento dominante nell'atmosfera è di solito almeno 1000 volte più abbondante rispetto a tutti gli altri elementi. Come spiegato daÉvry Schatzmanneglianni quaranta,l'altagravitàsuperficiale potrebbe essere la causa di questa emissione: infatti, gli elementi più pesanti tenderebbero a precipitare negli strati più profondi, mentre elementi leggeri come l'idrogeno e l'elio, che meno risentono dell'effetto della gravità, tenderebbero a restare in alta quota.^[122]^[123]Quest'atmosfera, l'unica parte della nana bianca a noi visibile, sarebbe lo strato più elevato di una struttura che è il relitto dell'involucro della stella progenitrice quando si trovava nel ramo asintotico delle giganti e potrebbe contenere, oltre agli elementi che componevano la stella, anche del materiale acquisito dalmezzo interstellare.Si ipotizza che quest'involucro, nel caso l'elemento dominante sia l'elio, consista di uno strato molto ricco di elio, con una massa non superiore a un centesimo della massa solare complessiva; mentre se a dominare è l'idrogeno, la sua massa potrebbe essere pari a un decimillesimo di quella solare.^[105]^[124]

Tipi spettrali delle nane bianche^[53]
Caratteristiche primarie e secondarie
A	Linee H presenti; nessuna linea He I o metallica
B	Linee He I; nessuna linea H o metallica
C	Spettro continuo; nessuna linea
O	Linee He II, accompagnate da linee He I o H
Z	Linee metalliche; nessuna linea H o He I
Q	Linee del carbonio presenti
X	Spettro indefinito o inclassificabile
Solo caratteristiche secondarie
P	Nana bianca magnetica con polarizzazione individuabile
H	Nana bianca magnetica senza polarizzazione individuabile
E	Linee di emissione presenti
V	Variabile

Nonostante siano molto sottili, gli strati esterni determinano l'evoluzione termica delle nane bianche. Poiché gli elettroni degeneri presenti nella nana bianca conducono bene il calore, gran parte della massa di questi astri è prevalentementeisoterma,nonché molto calda: una nana bianca con una temperatura superficiale compresa fra 8000 K e 16 000 K potrebbe avere una temperatura interna compresa fra i 5 e i 20 milioni di K; la stella mantiene una temperatura molto elevata semplicemente grazie al fatto che gli strati più esterni sono opachi alla radiazione.^[105]

Il primo sistema per classificare gli spettri delle nane bianche fu sviluppato daGerard Peter Kuipernel1941,^[107]^[125]seguito da molti altri schemi di classificazione, proposti e usati.^[126]^[127]Il sistema attualmente in uso fu proposto da Edward M. Sion e dai suoi coautori nel1983ed è stato rivisto più volte in seguito; questo schema classifica lo spettro con un simbolo che consiste di una D iniziale (dall'ingleseDwarf,"Nana" ), una lettera che descrive la caratteristica principale dello spettro e un'altra opzionale che codifica una sequenza di caratteristiche secondarie (come mostrato nella tabella a destra), più un indice di temperatura, calcolato dividendo 50 400 K per latemperatura effettiva.Ad esempio:

una nana bianca che presenta nel suo spettro solo righe dell'elio neutro (He I) ed una temperatura effettiva pari a circa 15 000 K verrà classificata come DB3, mentre se si ha una certezza circa la precisione delle misure di temperatura, DB3.5;
una nana bianca con uncampo magneticopolarizzato, una temperatura effettiva pari a 17 000 K e uno spettro dominato dalle righe dell'He I, in cui sono visibili anche alcune righe dell'idrogeno, avrà una classificazione DBAP3. I classici simboli di approssimazione "?" e ":" vengono invece usati se la classificazione è incerta.^[53]^[107]

Le nane bianche la cui classificazione primaria dello spettro è DA possiedono un'atmosfera dominata dall'idrogeno; questo tipo costituisce la gran parte (circa i tre quarti) di tutte le nane bianche conosciute.^[105]Una piccola frazione (circa lo 0,1%) hanno atmosfere al carbonio, le cosiddettenane DQ calde( $T_{\rm {eff}}$ ~15 000 K);^[128]le altre stelle (classificabili DB, DC, DO, DZ e le DQ fredde) hanno atmosfere dominate dall'elio. Qualora il carbonio e i metalli non siano presenti, la classificazione spettrale dipende dalla temperatura effettiva: fra i 100 000 K e i 45 000 K lo spettro viene classificato DO ed è dominato dall'elio ionizzato una volta; dai 30 000 K ai 45 000 K, lo spettro è classificato DB e mostra righe dell'elio neutro, mentre sotto i 12 000 K lo spettro è privo di emissioni ed è classificato DC.^[105]^[124]La ragione dell'assenza di nane bianche con un'atmosfera dominata dall'elio e una temperatura effettiva compresa fra 30 000 K e 45 000 K, chiamataDB gap(mancanza di DB), non è chiara; si sospetta che possa essere dovuta alla competizione di processi evolutivi atmosferici, come la separazione gravitazionale degli elementi e il rimescolamento convettivo.^[105]

Campi magnetici

Negli anni sessanta^{[N 7]}fu ipotizzato che le nane bianche potessero avere dei campi magnetici generati dalla conservazione delflusso magneticototale superficiale durante l'evoluzione di una normale stella di piccola massa in una nana bianca.^[129]Secondo questa teoria, qualora la stella progenitrice avesse un campo magnetico originario di circa ~100gauss(0,01T), il collasso in nana bianca farebbe variare il campo sino a ~(100×100)²=10⁶gauss (100 T), dato che il raggio della stella diminuisce di un fattore 100.^[130]La prima nana magnetica ad essere osservata fuGJ 742,il cui campo magnetico fu dedotto nel1970a partire dall'emissione di lucecircolarmente polarizzata.^[131]^[132]Da allora sono stati scoperti campi magnetici in oltre 100 nane bianche, con valori compresi tra 2×10³ e 10⁹gauss (da 0,2 T a 100 kT); tuttavia, solo una minima parte delle nane bianche sinora conosciute 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).^[133]^[134]

Nane bianche variabili

Classificazione delle nane bianche pulsanti^[135]^[136]
DAV(GCVS:ZZA)	classeDA:linee di assorbimentodiH
DBV(GCVS:ZZB)	classe DB: linee di assorbimento diHe
GW Virginis(GCVS:ZZO)	linee diC,He eO; suddivisibile nei tipiDOVePNNV

Pur essendo arrivate al termine della loro esistenza, le nane bianche non sono esattamente stelle "tranquille". La lorostruttura interna,infatti, attraversa più fasi di assestamento in seguito alle quali la stella inizia a manifestare fenomeni di instabilità, principalmentepulsazionidovute alla propagazione dionde gravitazionalinon 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 vistaastrosismologicola struttura interna di tali oggetti.^[137]

La scoperta dellenane bianche pulsantiavvenne nel1965-66,quando l'astronomoArlo U. Landoltosservò che la nana biancaHL Tau 76,scoperta cinque anni prima daGuillermo Haroe Willem Luyten, mostrava una variazione della propria luminosità con un periodo di circa 12,5 minuti.^[138]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;^[139]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,ostelle ZZ Ceti(di cui fa parte HL Tau 76), di tipo spettrale DA e caratterizzate da atmosfere particolarmente ricche di idrogeno;
DBV,ostelle V777 Herculis,di classe spettrale DB e caratterizzate da atmosfere particolarmente ricche di elio;^[105]
stelle GW Virginis,a loro volta suddivise nei tipiDOVePNNV,con atmosfere abbondanti di elio, ossigeno, e carbonio.^[135]^[140]Queste ultime non sono delle nane bianche in senso stretto, ma piuttosto una fase di passaggio tra la fase di stella delramo asintotico delle gigantie la fase di nana bianca vera e propria; per questo motivo non sarebbe errato riferirsi a queste comepre-nane bianche.^[135]^[141]

Nei sistemi stellari e planetari

Le nane bianche si trovano, oltre che singolarmente, anche insistemi con altre stelleo addirittura insistemi planetari,che vengono ereditati dalla stella progenitrice e possono interagire con la nana in vari modi. Si conoscono numerosi sistemi stellari di cui almeno una componente sia una nana bianca: per fare qualche esempio, la già citata Sirio, attorno a cui orbita la nanaSirio B,la più vicina al sistema solare,^[5]o ancoraProcione,Keid,IK Pegasie via discorrendo.

Probabile testimonianza di interazioni in unsistema binarioè laNebulosa Occhio di Gatto(NGC 6543), la cui peculiare forma sarebbe dovuta all'esistenza di undisco di accrescimentocausato dal trasferimento di massa tra le due componenti del sistema, una delle quali in evoluzione verso la fase di nana bianca, che può aver generato igetti polariche interagiscono con la materia espulsa precedentemente.^[142]

Le osservazioni spettroscopiche agliinfrarossicondotte dalTelescopio spaziale SpitzerdellaNASAsulla porzione centrale della nebulosa planetariaNGC7293 (laNebulosa Elica) suggeriscono la presenza di undiscodi materia circumstellare, che potrebbe esser stato originato dalle collisioni di alcunecometeche erano in orbita attorno alla stella progenitrice, in fase di evoluzione verso lo stadio di nana bianca. 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.^[143]^[144]Allo stesso modo, alcune osservazioni condotte nel2004indicarono la presenza di un disco di polveri attorno alla giovane nana biancaG29-38(originatasi circa 500 milioni di anni fa da una gigante AGB), che si sarebbe formato a causa della distruzionemarealedi una cometa che sarebbe passata molto vicina alla nana bianca al suoperiastro.^[145]

Se la nana bianca si trova in un sistema binario assieme ad una compagnagigante,l'interazione tra le due stelle potrebbe dar luogo a diversi fenomeni: in primo luogo levariabili cataclismiche(tra cui si annoverano lenovaee lesupernovae di tipo Ia); quindi le cosiddettesorgenti di raggi X supermolli(in inglesesuper-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 × 10⁶e 1 × 10⁶K^[146]).^[147]

Variabili cataclismiche

I sistemi binari costituiti da una nana bianca che assume materia dalla compagna prendono il nome divariabili cataclismiche.^[7]^[148]^[149]^[150]

Quando il processo diaccrescimentodella nana dovuto altrasferimento di massanel sistema binario non è in grado di farla avvicinare al limite di Chandrasekhar, la materia ricca di idrogeno accresciuta sulla sua superficie può andare incontro ad un'esplosione termonucleare.^[149]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; questi periodici fenomeni cataclismici prendono il nome dinovaeclassiche (onovae ricorrenti).^[149]^[150]Esiste anche un particolare tipo di novae, le cosiddettenovae nane,le quali hanno dei picchi di luminosità più frequenti ma meno intensi rispetto alle novae classiche; si ritiene che si formino non dalla fusione nucleare della materia accumulata in superficie ma dal violento rilascio dell'energia potenziale gravitazionaledurante il processo di accrescimento.^[150]

Oltre alle novae e alle novae nane, esistono diverse altre classi di variabili cataclismiche,^[7]^[148]^[149]^[150]tutte caratterizzate da improvvise variazioni nella luminosità e daemissioni X.^[150]

Supernovae di tipo Ia

Immagine neiraggi XdelrestodiSN 1572,una supernova di tipo Ia osservata nel1572daTycho Brahe.^[151](credit: ASA/CXC/Rutgers/J. Warren, J.Hugheset al.)

La massa di una singola nana bianca, come già visto, non può superare il valore limite della $M_{\rm {Ch}}$ (1,44 M_☉), valore che può aumentare se l'astroruotavelocemente e in maniera non uniforme.^[152]Tuttavia, in condizioni particolari, come la presenza di una compagna binariagigante,può aver luogo il fenomeno del trasferimento di massa, che permette alle nane bianche di acquisire ulteriore materia aumentando sia la propria massa che la propria densità. Se la massa si avvicina o supera tale limite, la nana può teoricamente ocollassarein una stella di neutroni oppure andare incontro a una violenta ed incontrollata ignizione dellafusione nucleareall'interno della nana (detonazione del carbonio) che ne determina l'esplosione insupernova di tipo Ia.^[148]

La teoria più accreditata in merito alla formazione di tali supernovae, dettadella singola degenerazione,considera una nana bianca al carbonio-ossigeno che assume materia da una stella gigante in un sistema binario,^[148]incrementando la propria massa e sottoponendo le parti centrali ad unapressioneancora superiore. Si ritiene che il riscaldamento, dovuto alla gradualecompressionedel nucleo residuo, inneschi lafusione del carbonioquando la massa della stella degenere raggiunge il valore della massa di Chandrasekhar.^[9]^[148]La reazione termonucleare che ne deriva dilania la nana bianca in pochi secondi, producendo l'esplosione della supernova di tipo Ia.^[7]^[148]^[153]

Le supernovae del tipo Ia possono generarsi, secondo una teoria dettadella doppia generazione,anche a seguito della coalescenza di due nane bianche al carbonio ossigeno.^[9]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.^[148]

Lo studio delle supernovae Ia riveste una particolare importanza nell'astrofisica, per via della loro utilità comecandele standardnella misurazione delle distanzeextragalattiche:infatti, poiché tutte le supernovae di tipo Ia hanno all'incirca la stessa luminosità, la loromagnitudine apparentedipende quasi esclusivamente dalla distanza cui si trova l'oggetto preso in considerazione.^[154]

Collisione e fusione di due nane bianche

L'evoluzione di un sistema binario può portare, qualora le due stelle che lo costituiscono abbiano una massa adeguata, alla formazione di un sistema costituito da due nane bianche. I sistemi composti da due nane bianche hanno come siglaDWD,sigla iningleseperDouble White Dwarf(doppia nana bianca). 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.^[155]

Inizialmente due nane bianche di massa diversa (in genere la più massiccia al carbonio-ossigeno e la più leggera ricca in elio^[156]) si trovano ad una distanza piuttosto piccola l'una dall'altra. Nel corso di migliaia di anni, l'orbitadelle due stelle attorno al comunebaricentroinizia a restringersi e a decadere a causa della progressiva perdita delmomento angolare,dovuta sia alle interazionimagnetichetra le due stelle e le loroatmosfere,sia all'emissione dionde gravitazionali.^[157]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 diplasmaquasi degenere in orbita attorno alla nana al carbonio-ossigeno.^[157]

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.^[157]Ovviamente, perché si possa verificare questo fenomeno, è necessario che la massa complessiva delle due nane bianche non ecceda la $M_{\rm {Ch}}$ .

L'oggetto così formato fa parte di un particolare tipo di stelle, denominatestelle all'elio estreme.^[156]Si tratta di astri meno massicci del Sole ma molto più estesi, con dimensioni paragonabili a quelle di unastella gigante,e caldi. Il motivo che ha portato gli astrofisici a ritenere che questa particolare classe stellare tragga origine non da unanube di idrogeno molecolarema dalla fusione di due nane bianche sta proprio nella particolare composizione chimica: infatti sono costituite prevalentemente da elio, con una consistente presenza di carbonio,azotoed ossigeno e tracce di tutti gli altri elementi stabili, mentre l'idrogeno è quasi assente.^[156]

Tali stelle presentano anche una certa variabilità, associata a pulsazioni radiali della superficie stellare.^[158]

Note

Note al testo

^Perstelle di piccola massasi intendono quegli astri la cui massa non supera le 0,5 masse solari; lestelle di massa medianon superano invece le 8-10 masse solari.
^Alti valori di moto proprio indicano che una stella si trova in una regione della galassia prossima al Sole; invece, quanto più il valore del moto proprio è alto, tanto maggiore è la distanza della stella rispetto al Sole.
^L'articolo rappresenta il primo utilizzo del terminenana biancacome titolo di un trattato ufficiale di astronomia.
^La distribuzione di Fermi-Dirac è data dalla formula
$n_{i}(\varepsilon,T)={\frac {g_{i}}{e^{\frac {\varepsilon -\mu }{k_{B}T}}+1}}$
Dove $n_{i}$ è il numero medio di particelle nello stadio di energia $\varepsilon _{i}$ , $g_{i}$ è la degenerazione dello stadio i-esimo, $\varepsilon _{i}$ è l'energia dello stadio i-esimo, $\mu$ è ilpotenziale chimico, $T$ è la temperatura e $k_{B}$ è lacostante di Boltzmann.
^Lacostante di Planck ridotta,detta comunementeh tagliatoper via del simbolo (ħ), è il rapporto tra la costante di Planck (che vale 6,626 06896 × 10⁻³⁴J s) e il doppio della costantepi greco:
$\hbar \equiv {\frac {h}{2\pi }}=1,054\ 571628(53)\times 10^{-34}Js$
^La temperatura limite si calcola mediante il parametro che sancisce il punto in cui trainterazioni coulombianeedagitazione termicanon vi è più alcuna relazione: a una simile temperatura l'energia coulombiana risulterà più debole rispetto all'energia termica e il comportamento assunto dagli atomi ricalcherà quello di un gas. Quando i valori dell'energia di Coulomb e dell'energia termica raggiungono valori comparabili la materia si comporta come un liquido, mentre quando la prima sarà nettamente dominante sulla seconda la materia si comporterà come un solido.
^La presenza dicampi magneticisulla superficie delle nane bianche con intensità dell'ordine del milione di gauss (~100 T) era già stata ipotizzata nel1947daP. M. S. Blackett,che riteneva che un corpo noncarico,in rotazione, potesse generare uncampo magneticoproporzionale al suomomento angolare;tuttavia la sua teoria fu confutata dalla comunità scientifica. DaP. M. S. Blackett,The magnetic field of massive rotating bodies,inNature,vol. 159, n. 4046, 17 maggio 1947, pp. 658-666.

Fonti

^^a^bStuart L. Shapiro, Saul A. Teukolsky,Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects,New York, Wiley, 1983,ISBN 0-471-87317-9.
^^a^b^cE. Schatzman,White Dwarfs,Amsterdam, North-Holland, 1958.
^^a^b^c^d^e^fJ. B. Holberg,How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs,inBulletin of the American Astronomical Society,vol. 37, dicembre 2005, p. 1503.
^^a^b^cDaniel J. Eisensteinet al.,A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4,inThe Astrophysical JournalSupplement Series,vol. 167, n. 1, novembre 2006, pp. 40-58.
^^a^bTodd J. Henry,The One Hundred Nearest Star Systems,suchara.gsu.edu,RECONS, 11 aprile 2007.URL consultato il 4 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 29 marzo 2013).
^^a^b^c^dG. Fontaine, P. Brassard e P. Bergeron,The Potential of White Dwarf Cosmochronology,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 113, n. 782, aprile 2001, pp. 409-435.
^^a^b^c^d^e^f^g^hⁱJennifer Johnson,Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars(PDF), suastronomy.ohio-state.edu,Astronomy 162,Ohio State University.URL consultato il 3 maggio 2007.
^^a^b^c^d^eMichael Richmond,Late stages of evolution for low-mass stars,suspiff.rit.edu,Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology.URL consultato il 3 maggio 2007.
^^a^b^c^dDave Gentile (Master's thesis),White dwarf stars and the Chandrasekhar limit,DePaul University, 1995.
^^a^b^cSimon Jeffery,Stars Beyond Maturity,suarm.ac.uk.URL consultato il 3 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 24 aprile 2007).
^^a^b^cVik Dhillon,The evolution of low-mass stars,suvikdhillon.staff.shef.ac.uk,Physics 213, University of Sheffield.URL consultato il 3 maggio 2007.
^^a^bVik Dhillon,The evolution of high-mass stars,suvikdhillon.staff.shef.ac.uk,Physics 213, University of Sheffield.URL consultato il 3 maggio 2007.
^^a^b^cD. N. Spergelet al.,Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology,suarxiv.org,arXiv:astro-ph/0603449v2,DOI:10.1086/513700.URL consultato il 19 ottobre 2015.
^Jim Kaler,The Hertzsprung-Russell (HR) diagram,suastro.uiuc.edu.URL consultato il 5 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 7 luglio 2007).
^William Herschel,Catalogue of Double Stars,inPhilosophical Transactions of the Royal Society of London,vol. 75, 1785, pp. 40-126.
^Catalogo Hipparcos-CDSIDI/239.Dati astrometrici aggiornati dall'epocaJ1991.25 allaJ2000.0.
^^a^bGliese Catalogue of Nearby Stars,preliminary 3rd ed., 1991.CDSIDV/70A.
^W. H. van den Bos,The orbit and the masses of 40 Eridani BC,inBulletin 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,inAstronomical Journal,vol. 79, n. 7, luglio 1974, pp. 819-825.
^Walter S. Adams,An A-Type Star of Very Low Luminosity,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 26, n. 155, ottobre 1914, p. 198.
^^a^bF. W. Bessel,On the Variations of the Proper Motions ofProcyonandSirius,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 6, dicembre 1844, pp. 136-141.
^^a^bCamille Flammarion,The Companion of Sirius,inThe Astronomical Register,vol. 15, n. 176, agosto 1877, pp. 186-189.
^W. S. Adams,The Spectrum of the Companion of Sirius,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 27, n. 161, dicembre 1915, pp. 236-237.
^^a^b^cAA.VV.,p. 107, vol 4.
^Dwayne Brown, Donna Weaver,Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion,suhubblesite.org,NASA,13 dicembre 2005.URL consultato il 13 ottobre 2007.
^Christine McGourty,Hubble finds mass of white dwarf,BBC News, 14 dicembre 2005.URL consultato il 13 ottobre 2007.
^Peter Bond,Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion,Royal Astronomical Society, 14 dicembre 2005.URL consultato il 4 agosto 2006(archiviato dall'url originaleil 19 aprile 2012).
^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,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 362, n. 4, 2005, pp. 1134-1142,DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x.URL consultato il 13 ottobre 2007.
^James Liebert, Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg e Kurtis A. Williams,The Age and Progenitor Mass of Sirius B,inThe Astrophysical Journal,vol. 630, n. 1, settembre 2005, pp. L69–L72.
^A. van Maanen,Two Faint Stars with Large Proper Motion,inPublications 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,inPublications 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,inPublications 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,inPublications 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,inPublications 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,inMonthly 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,inProceedings 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^dA. S. Eddington,On the relation between the masses and luminosities of the stars,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 84, 1924, pp. 308-332.
^E. Öpik,The Densities of Visual Binary Stars,inThe Astrophysical Journal,vol. 44, dicembre 1916, pp. 292-302.
^^a^bAA.VV,p. 108, vol 4.
^^a^b^cR. H. Fowler,On Dense Matter,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 87, 1926, pp. 114-122.
^(DE)W. Anderson,Über die Grenzdichte der Materie und der Energie,inZeitschrift für Physik,vol. 56, n. 11-12, 1929, pp. 851-856.
^^a^b^cE. C. Stoner,The Equilibrium of Dense Stars,inPhilosophical Magazine (7th series),vol. 9, 1930, pp. 944-963.
^S. Chandrasekhar,The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs,inThe Astrophysical Journal,vol. 74, n. 1, 1931, pp. 81-82.URL consultato il 30 ottobre 2008.
^^a^b^c^dS. Chandrasekhar,The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper),inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 95, 1935, pp. 207-225.URL consultato il 30 ottobre 2008.
^(EN)Premio Nobel per la Fisica del 1983,sunobelprize.org,Nobel Foundation.URL consultato il 30 ottobre 2008.
^^a^bPaolo Magionami,Buchi neri. Da Mitchell alla teoria delle stringhe, l'evoluzione di un'idea: il limite di Chandrasekhar,p. 9.URL consultato il 18 giugno 2011(archiviato dall'url originaleil 12 giugno 2011).
^James Chadwick,On the possible existence of a neutron,inNature,vol. 129, 1932, p. 312,DOI:10.1038/129312a0.
^Walter Baade e Fritz Zwicky,Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays,inPhys. 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,inNature,vol. 207, 1965, p. 59,DOI:10.1038/207059a0.
^(EN)White dwarfs pulsation modes,suwhitedwarf.org,Sul sitohttp://www.whitedwarf.org.URL consultato il 30 ottobre 2008.
^W. J. Luyten,The search for white dwarfs,inAstronomical Journal,vol. 55, 1950, pp. 86-89,DOI:10.1086/106358.URL consultato il 30 ottobre 2008.
^^a^b^c^dG. P. McCook e E.M. Sion,A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 121, n. 1, 1999, pp. 1-130,DOI:10.1086/313186.URL consultato il 30 ottobre 2008.
^^a^b^cA. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer e D. H. Hartmann,How Massive Single Stars End Their Life,inThe Astrophysical Journal,vol. 591, n. 1, 2003, pp. 288-300.
^A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon e J. I. Lunine,An expanded set of brown dwarf and very low mass star models,inAstrophysical Journal,vol. 406, n. 1, 1993, pp. 158-171,DOI:10.1086/172427.
^^a^b^c^dMichael Richmond,Late stages of evolution for low-mass stars,suspiff.rit.edu,Rochester Institute of Technology, 5 ottobre 2006.URL consultato il 7 giugno 2007.
^Fred C. Adams e Gregory Laughlin,A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects,suarxiv.org,1996.
^^a^bFred C. Adams, Gregory Laughlin e 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 giugno 2008.
^Gary Hinshaw,The Life and Death of Stars,sumap.gsfc.nasa.gov,NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006.URL consultato il 1º settembre 2006.
^^a^bF. C. Adams, P. Bodenheimer e G. Laughlin,M dwarfs: planet formation and long term evolution^{[collegamento interrotto]},inAstronomische Nachrichten,vol. 326, n. 10, 2005, pp. 913-919,Bibcode:2005AN....326..913A,DOI:10.1002/asna.200510440.
^Wheeler,p. 36.
^^a^b^c(EN)Stellar Evolution & Death,suphysics.ship.edu,NASA's Observatorium.URL consultato il 15 febbraio 2009(archiviato dall'url originaleil 4 luglio 2008).
^^a^b(EN)Icko Iben Jr.,Single and binary star evolution,inAstrophysical Journal Supplement Series,vol. 76, 1991, pp. 55-114,DOI:10.1086/191565.URL consultato il 15 febbraio 2009.
^^a^b^c^d^e^f^g(EN)Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction,suchandra.harvard.edu,Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006.URL consultato il 15 febbraio 2009.
^^a^bH. J. Habing; Hans Olofsson,Asymptotic Giant Branch Stars,Springer, 2004,ISBN 0-387-00880-2.
^D. Savage, T. Jones, Ray Villard e M. Watzke,Hubble Separates Stars in the Mira Binary System,suhubblesite.org,HubbleSite News Center, 6 agosto 1997.URL consultato il 1º marzo 2007.
^David Darling,Carbon burning,sudaviddarling.info,The Internet Encyclopedia of Sciencs.URL consultato il 15 agosto 2007.
^^a^b^cJ. Liebert,White dwarf stars,inAnnual review of astronomy and astrophysics,vol. 18, n. 2, 1980, pp. 363-398.
^H. Oberhummer, A. Csótó e H. Schlattl,Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe,inScience,vol. 289, n. 5476, 2000, pp. 88-90,DOI:10.1126/science.289.5476.88,PMID 10884230.URL consultato il 7 giugno 2007.
^Icko Iben Jr.,Single and binary star evolution,inAstrophysical Journal Supplement Series,vol. 76, 1991, pp. 55-114,DOI:10.1086/191565.URL consultato il 3 marzo 2007.
^^a^bFred C. Adams e Gregory Laughlin,A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects,inReviews of Modern Physics,vol. 69, n. 2, 1997, pp. 337-372.
^^a^bP. Gil-Pons, E. García-Berro,On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems,inAstronomy and Astrophysics,vol. 375, 2001, pp. 87-99,DOI:10.1051/0004-6361:20010828.URL consultato il 15 maggio 2007.
^^a^bJames Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta e Jurek Krzesinski,A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass,inAstrophysical Journal Letters,vol. 606, 15 aprile 2004.
^^a^b^cO. G. Benvenuto e M. A. De Vito,The formation of a helium white dwarf in a close binary system with diffusion,inMonthly 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 gennaio 2009.
^Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf,suspaceflightnow.com,Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.URL consultato il 17 aprile 2007.
^^a^bM. J. Sarna, E. Ergma e J. Gerskevits,Helium core white dwarf evolution—including white dwarf companions to neutron stars,inAstronomische Nachrichten,vol. 322, n. 5-6, 2001, pp. 405-410.
^O. G. Benvenuto e M. A. De Vito,The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 362, n. 3, 2005, pp. 891-905.
^Planet diet helps white dwarfs stay young and trim,suspace.newscientist.com,NewScientist.com news service, 2008.URL consultato il 3 marzo 2009(archiviato dall'url originaleil 5 luglio 2008).
^^a^b^cE. E. Salpeter,Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen,inThe Astrophysical Journal,vol. 115, 1952, pp. 326-328,DOI:10.1086/145546.
^S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta e S. J. Kleinman,Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs,suarxiv.org,arXiv:astro-ph/0610746.
^Jürgen Schaffner-Bielich,Strange quark matter in stars: a general overview,inJournal 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 277, 1984, pp. 791-805.
^S. E. Woosley, A. Heger e T. A. Weaver,The evolution and explosion of massive stars,inThe Astrophysical Journal,vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015-1071.
^^a^bK. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch e 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 e J. W. Kruk,Chandra and FUSE spectroscopy of the hot bare stellar core H 1504+65,inAstronomy and Astrophysics,vol. 421, 2004, pp. 1169-1183.
^^a^bMario Livio e James W. Truran,On the interpretation and implications of nova abundances: an abundance of riches or an overabundance of enrichments,inThe Astrophysical Journal,vol. 425, n. 2, 1994, pp. 797-801.
^S. E. Woosley, A. Heger,The Evolution and Explosion of Massive Stars(PDF), inReviews of Modern Physics,vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015-1071,DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015.URL consultato il 30 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 29 settembre 2007).
^M. Barstow, J. B. Holberg e D. Koester,Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 270, n. 3, 1994, p. 516.URL consultato il 15 maggio 2007.
^M. Kulic, C. A. Prieto, W. R. Brown e D. Koester,The Lowest Mass White Dwarf,inThe Astrophysical Journal,vol. 660, n. 2, 2007, pp. 1451-1461,DOI:10.1086/514327.URL consultato il 31 ottobre 2008.
^^a^bS. O. Kepler, S. J. Kleinman, A. Nitta, D. Koester, B. G. Castanheira, O. Giovannini, A. F. M. Costa e L. Althaus,White dwarf mass distribution in the SDSS,inMonthly 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 ottobre 2008.
^H. L. Shipman,Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars,inThe Astrophysical Journal,vol. 228, 1979, pp. 240-256,DOI:10.1086/156841.URL consultato il 31 ottobre 2008.
^(EN) Fredrik Sandin,Exotic Phases of Matter in Compact Stars(PDF), suepubl.luth.se,Licentiate thesis,Luleå University of Technology, 8 maggio 2005.URL consultato il 31 ottobre 2008.
^Lillian H. Hoddeson e G. Baym,The Development of the Quantum Mechanical Electron Theory of Metals: 1900-28,inProceedings of the Royal Society of London, Series A, Mathematical and Physical Sciences,vol. 371, 10 giugno 1980, pp. 8-23.
^White dwarfs,suimagine.gsfc.nasa.gov,NASA.URL consultato l'11 ottobre 2008(archiviato dall'url originaleil 9 novembre 2014).
^^a^b^c^d^e(EN)Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition,susciencebits.com.URL consultato il 25 ottobre 2008.
^Rachel Bean,Lecture 12 - Degeneracy pressure(PDF), suastro.cornell.edu,Lecture notes, Astronomy 211,Cornell University.URL consultato il 21 settembre 2007.
^R. Canal e J. Gutierrez,The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection,suarxiv.org,arXiv:astro-ph/9701225v1, 29 gennaio 1997.
^J. L. Provencal, H. L. Shipman, Erik Hog e P. Thejll,Testing the White Dwarf Mass-Radius Relation with HIPPARCOS,inThe Astrophysical Journal,vol. 494, 20 febbraio 1998, pp. 759-767.
^^a^b^cL. D. Landau;E. M. Lifšic,Teoria dei campi,2ª ed., Roma, Editori Riuniti, 1996,ISBN 88-359-3834-1.
^(EN)Standards for Astronomical Catalogues, Version 2.0,suThe VizieR Catalogue Service,Centre de Données astronomiques de Strasbourg.URL consultato il 30 novembre 2008.
^(EN) Joel E. Tohline,The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems^{[collegamento interrotto]},suphys.lsu.edu.URL consultato il 30 novembre 2008.
^Fred Hoyle,Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 107, 1947, pp. 231-236.URL consultato il 30 novembre 2008.
^J. P. Ostriker e P. Bodenheimer,Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs,inThe Astrophysical Journal,vol. 151, 1968, pp. 1089-1098,DOI:10.1086/149507.URL consultato il 30 novembre 2008.
^^a^bN. C. Hambly, S. J. Smartt e S. Hodgkin,WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus,inThe Astrophysical Journal,vol. 489, novembre 1997, pp. L157–L160.
^^a^b^c^d^e^f^g^hGilles Fontaine; François WesemaelWhite dwarfs,inPaul Murdin,Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics,Bristol e Philadelphia, Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001,ISBN 0-333-75088-8.
^G.P. McCook e E.M. Sion,III/235A: A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs,sucdsweb.u-strasbg.fr,Centre de Données astronomiques de Strasbourg.URL consultato il 9 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 17 febbraio 2007).
^^a^b^cE. 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 269, n. 1, giugno 1983, pp. 253-257.
^J. Heise,X-ray emission from isolated hot white dwarfs,inSpace Science Reviews,vol. 40, febbraio 1985, pp. 79-90.
^^a^bP. Bergeron, Maria Teresa Ruiz e S. K. Leggett,The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 108, n. 1, gennaio 1997, pp. 339-387.
^^a^bS. K. Leggett, Maria Teresa Ruiz e P. Bergeron,The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk,inThe Astrophysical Journal,vol. 497, aprile 1998, pp. 294-302.
^Evalyn Gateset al.,Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey,inThe 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.
^^a^bT. S. Metcalfe, M. H. Montgomery e A. Kanaan,Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093,inThe Astrophysical Journal,vol. 605, n. 2, aprile 2004, pp. L133–L136.
^^a^bSismologia di Nane Bianche(PDF), suoacn.inaf.it.URL consultato il 7 marzo 2009(archiviato dall'url originaleil 24 aprile 2015).
^J. L. Barrat, J. P. Hansen e R. Mochkovitch,Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs,inAstronomy and Astrophysics,vol. 199, 1–2, giugno 1988, pp. L15–L18.
^A. Cocet al.,Nucleosynthesis in Novae: Production of 26Al, 22Na and 7Be,The Transparent Universe, Proceedings of the 2nd INTEGRAL Workshop,St. Malo, Francia, C. Winkler, T. J.-L. Courvoisier, Ph. Durouchoux (European Space Agency), 16-20 settembre 1996, p. 101.URL consultato il 7 marzo 2009.
^D. E. Winget,The Status of White Dwarf Asteroseismology and a Glimpse of the Road Ahead,inBaltic Astronomy,vol. 4, 1995, pp. 129-136.
^David Whitehouse,Diamond star thrills astronomers,inBBC News,16 febbraio 2004.URL consultato il 6 gennaio 2007.
^Press release,inHarvard-Smithsonian Center for Astrophysics,2004.
^A. Kanaanet al.,Whole Earth Telescope observations of BPM 37093: a seismological test of crystallization theory in white dwarfs,inarXiv:astro-ph/0411199v1,8 novembre 2004.
^P. Brassard and G. Fontaine,Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View,inThe Astrophysical Journal,vol. 622, n. 1, marzo 2005, pp. 572-576.
^Evry Schatzman,Théorie du débit d'énergie des naines blanches,inAnnales d'Astrophysique,vol. 8, gennaio 1945, pp. 143-209.
^D. Koester and G. Chanmugam,Physics of white dwarf stars,inReports on Progress in Physics,vol. 53, 1990, pp. 837-915.
^^a^b(EN) S. D. Kawaler, I. Novikov e G. Srinivasan,White Dwarf Stars,Stellar remnants, Berlino, Springer, 1997,ISBN 3-540-61520-2.
^Gerard P. Kuiper,List of Known White Dwarfs,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 53, n. 314, agosto 1941, pp. 248-252.
^Willem J. Luyten,The Spectra and Luminosities of White Dwarfs,inAstrophysical Journal,vol. 116, settembre 1952, pp. 283-290.
^Jesse Leonard Greenstein,Stellar atmospheres,Stars and Stellar Systems,vol. 6, University of Chicago Press, Chicago, J. L. Greenstein, 1960.
^Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine e N. Behara,White dwarf stars with carbon atmospheres,inNature,vol. 450, n. 7169, novembre 2007, pp. 522-524,DOI:10.1038/nature06318.
^D. T. Wickramasinghe e Lilia Ferrario,Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 112, n. 773, luglio 2000, pp. 873-924.
^V. L. Ginzburg, V. V. Zheleznyakov e V. V. Zaitsev,Coherent Mechanisms of Radio Emission and Magnetic Models of Pulsars,inAstrophysics and Space Science,vol. 4, 1969, pp. 464-504.
^James C. Kemp, John B. Swedlund, J. D. Landstreet e J. R. P. Angel,Discovery of Circularly Polarized Light from a White Dwarf,inThe 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 e S. K. Solanki,The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields,inAstronomy and Astrophysics,vol. 462, n. 3, 11 febbraio 2007, pp. 1097-1101.
^James Liebert e P. Bergeron J. B. Holberg,The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs,inAstronomical Journal,vol. 125, n. 1, gennaio 2003, pp. 348-353.
^^a^b^cP.-O. Quirion, G. Fontaine e P. Brassard,Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 171, n. 1, luglio 2007, pp. 219-248.
^ZZ Ceti variables,sucdsweb.u-strasbg.fr,Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables, Centre de Données astronomiques de Strasbourg.URL consultato il 6 giugno 2007(archiviato dall'url originaleil 5 febbraio 2007).
^D. E. Winget,Asteroseismology of white dwarf stars,inJournal 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 153, n. 1, luglio 1968, pp. 151-164.
^George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker e 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 148, n. 3, giugno 1967, pp. L161–L163.
^T. Nagel e K. Werner,Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209,inAstronomy and Astrophysics,vol. 426, 2004, pp. L45–L48.
^M. S. O'Brien,The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip,inThe Astrophysical Journal,vol. 532, n. 2, aprile 2000, pp. 1078-1088.
^Miranda, Solf,Long-slit spectroscopy of the planetary nebula NGC 6543 - Collimated bipolar ejections from a precessing central source?,inAstronomy and Astrophysics,vol. 260, 1992, pp. 397-410.
^Comet clash kicks up dusty haze,sunews.bbc.co.uk,BBC News, 13 febbraio 2007.URL consultato il 20 settembre 2007.
^K. Y. L. Suet al.,A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?,inThe 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 635, n. 2, dicembre 2005, pp. L161–L164.
^N. Langer, S.-C. Yoon, S. Wellstein e 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 maggio 2007.
^Rosanne Di Stefano, Springer-Verlag,Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae,Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources,Garching, Germania, J. Greiner, 28 febbraio–1º marzo 1996,ISBN 3-540-61390-0.URL consultato il 19 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 23 ottobre 2007).
^^a^b^c^d^e^f^gWolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer,Type IA Supernova Explosion Models,inAnnual Review of Astronomy and Astrophysics,vol. 38, 2000, pp. 191-230.
^^a^b^c^dImagine the Universe! Cataclysmic Variables,suimagine.gsfc.nasa.gov,NASA.URL consultato il 4 maggio 2007.
^^a^b^c^d^eIntroduction to Cataclysmic Variables (CVs),suheasarc.gsfc.nasa.gov,NASA.URL consultato il 4 maggio 2007.
^Tycho's Supernova Remnant:Tycho's Remnant Provides Shocking Evidence for Cosmic Rays,suChandra X-ray Observatory,Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 20 febbraio 2009.URL consultato il 14 gennaio 2014.
^S.-C. Yoon, N. Langer,Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation,inAstronomy and Astrophysics,vol. 419, n. 2, maggio 2004, pp. 623-644.URL consultato il 30 maggio 2007.
^S. I. Blinnikovet al.,Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova,inAstronomy and Astrophysics,vol. 453, n. 1, luglio 2006, pp. 229-240.
^S. A. Colgate,Supernovae as a standard candle for cosmology,inAstrophysical Journal,vol. 232, n. 1, 1979, pp. 404-408,DOI:10.1086/157300.URL consultato il 1º febbraio 2007.
^Christopher Wanjek,Orbiting Stars Flooding Space With Exotic Gravitational Waves,sunasa.gov,NASA - Goddard Space Flight Center.URL consultato il 22 gennaio 2009.
^^a^b^cInternational team of astronomers discovers origins of 'extreme helium stars',sumcdonaldobservatory.org,The University of Texas McDonald Observatory, 9 marzo 2006.URL consultato il 22 gennaio 2009.
^^a^b^cHideyuki Saio e Simon Jeffery,Simulation of a binary white dwarf merger,suarm.ac.uk.URL consultato il 22 gennaio 2009.
^Simon Jeffery,White dwarf merger origin for extreme helium star V652 Her,suarm.ac.uk.URL consultato il 23 gennaio 2009.

Bibliografia

Titoli generali

(EN) George Forbes,History of Astronomy,Londra, Watts & Co., 1909.(e-book libero delProgetto Gutenberg)
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&mdash - 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. Owenet 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 90-277-2046-0.
(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.

Dettaglio di una sezione periferica dell'ammasso globulare M4; tra le stelle più deboli sono visibili alcune nane bianche, riconoscibili per il loro colore perlaceo che risalta rispetto al giallo-arancio delle altre stelle.

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 88-89150-32-7.
(EN) J. Craig Wheeler,Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe,2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 2007,ISBN 0-521-85714-7.

Sulle nane bianche (in inglese)

S. Chandrasekhar,An Introduction to the Study of Stellar Structure,New York, Dover, 1939,ISBN 0-486-60413-6.
S. Chandrasekhar,Principles of Stellar Dynamics,New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942),ISBN 0-486-44273-X.
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 0-471-87317-9.
S. D. Kawaler, I. Novikov e G. Srinivasan,Stellar remnants,Berlino, Springer, 1997,ISBN 3-540-61520-2.
(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,inThe Astrophysical Journal,vol. 74, n. 1, 1931, pp. 81-82.URL consultato il 30 ottobre 2008.
Fred Hoyle,Note on equilibrium configurations for rotating white dwarfs,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 107, 1947, pp. 231-236.URL consultato il 30 novembre 2008.
W. J. Luyten,The search for white dwarfs,inAstronomical Journal,vol. 55, 1950, pp. 86-89,DOI:10.1086/106358.URL consultato il 30 ottobre 2008.
George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker e 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 148, n. 3, giugno 1967, pp. L161–L163.
J. P. Ostriker e P. Bodenheimer,Rapidly Rotating Stars. II. Massive White Dwarfs,inThe Astrophysical Journal,vol. 151, 1968, pp. 1089-1098,DOI:10.1086/149507.URL consultato il 30 novembre 2008.
G. P. McCook e E.M. Sion,A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 121, n. 1, 1999, pp. 1-130,DOI:10.1086/313186.URL consultato il 30 ottobre 2008.
D. T. Wickramasinghe e Lilia Ferrario,Magnetism in Isolated and Binary White Dwarfs,inPublications 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,inAstronomy and Astrophysics,vol. 375, 2001, pp. 87-99,DOI:10.1051/0004-6361:20010828.URL consultato il 15 maggio 2007.
B. K. Gibson and C. Flynn,White Dwarfs and Dark Matter,inScience,vol. 292, n. 5525, 22 giugno 2001, p. 2211,DOI:10.1126/science.292.5525.2211a.
James Liebert, P. Bergeron e J. B. Holberg,The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs,inAstronomical Journal,vol. 125, n. 1, gennaio 2003, pp. 348-353.
S.-C. Yoon, N. Langer,Presupernova Evolution of Accreting White Dwarfs with Rotation,inAstronomy and Astrophysics,vol. 419, n. 2, maggio 2004, pp. 623-644.URL consultato il 30 maggio 2007.
O. G. Benvenuto e M. A. De Vito,The formation of helium white dwarfs in close binary systems - II,inMonthly 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,inBulletin of the American Astronomical Society,vol. 37, dicembre 2005, p. 1503.
Daniel J. Eisensteinet al.,A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 167, n. 1, novembre 2006, pp. 40-58.
S. Jordan, R. Aznar Cuadrado, R. Napiwotzki, H. M. Schmid e S. K. Solanki,The fraction of DA white dwarfs with kilo-Gauss magnetic fields,inAstronomy 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

La nebulosa planetariaOcchio di Gatto;immagine composita costituita da immagini nelvisibile(HST) e neiraggi X(Chandra).

Altri progetti

Wikimedia Commonscontiene immagini o altri file sunana bianca

Collegamenti esterni

Nane bianche e meccanica quantistica,sumeccanica.com.URL consultato il 16 agosto 2008(archiviato dall'url originaleil 7 febbraio 2009).
(EN) G. P.McCook e E. M. Sion,White Dwarf Catalogue (WD),suastronomy.villanova.edu,Villanova University.URL consultato il 16 agosto 2008(archiviato dall'url originaleil 24 agosto 2007).

Controllo di autorità	Thesaurus BNCF49162·LCCN(EN)sh85146472·GND(DE)4189501-0·BNF(FR)cb11978891k (data)·J9U(EN,HE)987007556015705171

Portale Fisica

Portale Stelle

Wikimedaglia

Questa è unavoce in vetrina,identificata come una dellemigliori vociprodotte dallacomunità.
È stata riconosciuta come tale il giorno 26 marzo 2009 —vai alla segnalazione.
Naturalmente sono ben accettisuggerimentie modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni·Criteri di ammissione·Voci in vetrina in altre lingue·Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

[6] Perstelle di piccola massasi intendono quegli astri la cui massa non supera le 0,5 masse solari; lestelle di massa medianon superano invece le 8-10 masse solari.

[32] Alti valori di moto proprio indicano che una stella si trova in una regione della galassia prossima al Sole; invece, quanto più il valore del moto proprio è alto, tanto maggiore è la distanza della stella rispetto al Sole.

[46] L'articolo rappresenta il primo utilizzo del terminenana biancacome titolo di un trattato ufficiale di astronomia.

[96] La distribuzione di Fermi-Dirac è data dalla formula
$n_{i}(\varepsilon,T)={\frac {g_{i}}{e^{\frac {\varepsilon -\mu }{k_{B}T}}+1}}$
Dove $n_{i}$ è il numero medio di particelle nello stadio di energia $\varepsilon _{i}$ , $g_{i}$ è la degenerazione dello stadio i-esimo, $\varepsilon _{i}$ è l'energia dello stadio i-esimo, $\mu$ è ilpotenziale chimico, $T$ è la temperatura e $k_{B}$ è lacostante di Boltzmann.

[103] Lacostante di Planck ridotta,detta comunementeh tagliatoper via del simbolo (ħ), è il rapporto tra la costante di Planck (che vale 6,626 06896 × 10⁻³⁴J s) e il doppio della costantepi greco:
$\hbar \equiv {\frac {h}{2\pi }}=1,054\ 571628(53)\times 10^{-34}Js$

[119] La temperatura limite si calcola mediante il parametro che sancisce il punto in cui trainterazioni coulombianeedagitazione termicanon vi è più alcuna relazione: a una simile temperatura l'energia coulombiana risulterà più debole rispetto all'energia termica e il comportamento assunto dagli atomi ricalcherà quello di un gas. Quando i valori dell'energia di Coulomb e dell'energia termica raggiungono valori comparabili la materia si comporta come un liquido, mentre quando la prima sarà nettamente dominante sulla seconda la materia si comporterà come un solido.

[135] La presenza dicampi magneticisulla superficie delle nane bianche con intensità dell'ordine del milione di gauss (~100 T) era già stata ipotizzata nel1947daP. M. S. Blackett,che riteneva che un corpo noncarico,in rotazione, potesse generare uncampo magneticoproporzionale al suomomento angolare;tuttavia la sua teoria fu confutata dalla comunità scientifica. DaP. M. S. Blackett,The magnetic field of massive rotating bodies,inNature,vol. 159, n. 4046, 17 maggio 1947, pp. 658-666.

[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 0-471-87317-9.

[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,inBulletin of the American Astronomical Society,vol. 37, dicembre 2005, p. 1503.

[sdssr4-4] Daniel J. Eisensteinet al.,A Catalog of Spectroscopically Confirmed White Dwarfs from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 4,inThe Astrophysical JournalSupplement Series,vol. 167, n. 1, novembre 2006, pp. 40-58.

[nearer-5] Todd J. Henry,The One Hundred Nearest Star Systems,suchara.gsu.edu,RECONS, 11 aprile 2007.URL consultato il 4 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 29 marzo 2013).

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

[osln-8] ⁱJennifer Johnson,Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars(PDF), suastronomy.ohio-state.edu,Astronomy 162,Ohio State University.URL consultato il 3 maggio 2007.

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

[thesis-10] Dave Gentile (Master's thesis),White dwarf stars and the Chandrasekhar limit,DePaul University, 1995.

[sj-11] Simon Jeffery,Stars Beyond Maturity,suarm.ac.uk.URL consultato il 3 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 24 aprile 2007).

[vd1-12] Vik Dhillon,The evolution of low-mass stars,suvikdhillon.staff.shef.ac.uk,Physics 213, University of Sheffield.URL consultato il 3 maggio 2007.

[vd2-13] Vik Dhillon,The evolution of high-mass stars,suvikdhillon.staff.shef.ac.uk,Physics 213, University of Sheffield.URL consultato il 3 maggio 2007.

[aou-14] D. N. Spergelet al.,Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology,suarxiv.org,arXiv:astro-ph/0603449v2,DOI:10.1086/513700.URL consultato il 19 ottobre 2015.

[15] Jim Kaler,The Hertzsprung-Russell (HR) diagram,suastro.uiuc.edu.URL consultato il 5 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 7 luglio 2007).

[double-16] William Herschel,Catalogue of Double Stars,inPhilosophical Transactions of the Royal Society of London,vol. 75, 1785, pp. 40-126.

[hip-17] Catalogo Hipparcos-CDSIDI/239.Dati astrometrici aggiornati dall'epocaJ1991.25 allaJ2000.0.

[gj-18] Gliese Catalogue of Nearby Stars,preliminary 3rd ed., 1991.CDSIDV/70A.

[40_Eri_BC-19] W. H. van den Bos,The orbit and the masses of 40 Eridani BC,inBulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands,vol. 3, n. 98, 8 luglio 1926, pp. 128-132.

[binar-20] W. D. Heintz,Astrometric study of four visual binaries,inAstronomical Journal,vol. 79, n. 7, luglio 1974, pp. 819-825.

[w.adams-21] Walter S. Adams,An A-Type Star of Very Low Luminosity,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 26, n. 155, ottobre 1914, p. 198.

[fwbessel-22] F. W. Bessel,On the Variations of the Proper Motions ofProcyonandSirius,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 6, dicembre 1844, pp. 136-141.

[flammarion-23] Camille Flammarion,The Companion of Sirius,inThe Astronomical Register,vol. 15, n. 176, agosto 1877, pp. 186-189.

[w.s.adams-24] W. S. Adams,The Spectrum of the Companion of Sirius,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 27, n. 161, dicembre 1915, pp. 236-237.

[univ-25] AA.VV.,p. 107, vol 4.

[brown-26] Dwayne Brown, Donna Weaver,Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion,suhubblesite.org,NASA,13 dicembre 2005.URL consultato il 13 ottobre 2007.

[mcgourty-27] Christine McGourty,Hubble finds mass of white dwarf,BBC News, 14 dicembre 2005.URL consultato il 13 ottobre 2007.

[bond-28] Peter Bond,Astronomers Use Hubble to 'Weigh' Dog Star's Companion,Royal Astronomical Society, 14 dicembre 2005.URL consultato il 4 agosto 2006(archiviato dall'url originaleil 19 aprile 2012).

[29] 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,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 362, n. 4, 2005, pp. 1134-1142,DOI:10.1111/j.1365-2966.2005.09359.x.URL consultato il 13 ottobre 2007.

[apj_630-30] James Liebert, Patrick A. Young, David Arnett, J. B. Holberg e Kurtis A. Williams,The Age and Progenitor Mass of Sirius B,inThe Astrophysical Journal,vol. 630, n. 1, settembre 2005, pp. L69–L72.

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

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

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

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

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

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

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

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

[eddington1-40] A. S. Eddington,On the relation between the masses and luminosities of the stars,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 84, 1924, pp. 308-332.

[41] E. Öpik,The Densities of Visual Binary Stars,inThe Astrophysical Journal,vol. 44, dicembre 1916, pp. 292-302.

[univ2-42] AA.VV,p. 108, vol 4.

[fowler-43] R. H. Fowler,On Dense Matter,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 87, 1926, pp. 114-122.

[anderson-44] (DE)W. Anderson,Über die Grenzdichte der Materie und der Energie,inZeitschrift für Physik,vol. 56, n. 11-12, 1929, pp. 851-856.

[stoner-45] E. C. Stoner,The Equilibrium of Dense Stars,inPhilosophical Magazine (7th series),vol. 9, 1930, pp. 944-963.

[chandra1931-47] S. Chandrasekhar,The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs,inThe Astrophysical Journal,vol. 74, n. 1, 1931, pp. 81-82.URL consultato il 30 ottobre 2008.

[chandra2-48] S. Chandrasekhar,The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper),inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 95, 1935, pp. 207-225.URL consultato il 30 ottobre 2008.

[nobel-49] (EN)Premio Nobel per la Fisica del 1983,sunobelprize.org,Nobel Foundation.URL consultato il 30 ottobre 2008.

[magionami-50] Paolo Magionami,Buchi neri. Da Mitchell alla teoria delle stringhe, l'evoluzione di un'idea: il limite di Chandrasekhar,p. 9.URL consultato il 18 giugno 2011(archiviato dall'url originaleil 12 giugno 2011).

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

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

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

[54] (EN)White dwarfs pulsation modes,suwhitedwarf.org,Sul sitohttp://www.whitedwarf.org.URL consultato il 30 ottobre 2008.

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

[villanovar4-56] G. P. McCook e E.M. Sion,A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 121, n. 1, 1999, pp. 1-130,DOI:10.1086/313186.URL consultato il 30 ottobre 2008.

[evo.-57] A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer e D. H. Hartmann,How Massive Single Stars End Their Life,inThe Astrophysical Journal,vol. 591, n. 1, 2003, pp. 288-300.

[burrows-58] A. Burrows, W. B. Hubbard, D. Saumon e J. I. Lunine,An expanded set of brown dwarf and very low mass star models,inAstrophysical Journal,vol. 406, n. 1, 1993, pp. 158-171,DOI:10.1086/172427.

[richmond-59] Michael Richmond,Late stages of evolution for low-mass stars,suspiff.rit.edu,Rochester Institute of Technology, 5 ottobre 2006.URL consultato il 7 giugno 2007.

[adams.-60] Fred C. Adams e Gregory Laughlin,A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects,suarxiv.org,1996.

[red_main_sequence-61] Fred C. Adams, Gregory Laughlin e 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 giugno 2008.

[hinshaw-62] Gary Hinshaw,The Life and Death of Stars,sumap.gsfc.nasa.gov,NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006.URL consultato il 1º settembre 2006.

[Adams_2005-63] F. C. Adams, P. Bodenheimer e G. Laughlin,M dwarfs: planet formation and long term evolution^{[collegamento interrotto]},inAstronomische Nachrichten,vol. 326, n. 10, 2005, pp. 913-919,Bibcode:2005AN....326..913A,DOI:10.1002/asna.200510440.

[catastr1-64] Wheeler,p. 36.

[evoluzione_stellare-65] (EN)Stellar Evolution & Death,suphysics.ship.edu,NASA's Observatorium.URL consultato il 15 febbraio 2009(archiviato dall'url originaleil 4 luglio 2008).

[Iben-66] (EN)Icko Iben Jr.,Single and binary star evolution,inAstrophysical Journal Supplement Series,vol. 76, 1991, pp. 55-114,DOI:10.1086/191565.URL consultato il 15 febbraio 2009.

[evolution-67] (EN)Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction,suchandra.harvard.edu,Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006.URL consultato il 15 febbraio 2009.

[AGB-68] H. J. Habing; Hans Olofsson,Asymptotic Giant Branch Stars,Springer, 2004,ISBN 0-387-00880-2.

[69] D. Savage, T. Jones, Ray Villard e M. Watzke,Hubble Separates Stars in the Mira Binary System,suhubblesite.org,HubbleSite News Center, 6 agosto 1997.URL consultato il 1º marzo 2007.

[70] David Darling,Carbon burning,sudaviddarling.info,The Internet Encyclopedia of Sciencs.URL consultato il 15 agosto 2007.

[Liebert-71] J. Liebert,White dwarf stars,inAnnual review of astronomy and astrophysics,vol. 18, n. 2, 1980, pp. 363-398.

[72] H. Oberhummer, A. Csótó e H. Schlattl,Stellar Production Rates of Carbon and Its Abundance in the Universe,inScience,vol. 289, n. 5476, 2000, pp. 88-90,DOI:10.1126/science.289.5476.88,PMID 10884230.URL consultato il 7 giugno 2007.

[apjs76-73] Icko Iben Jr.,Single and binary star evolution,inAstrophysical Journal Supplement Series,vol. 76, 1991, pp. 55-114,DOI:10.1086/191565.URL consultato il 3 marzo 2007.

[fate-74] Fred C. Adams e Gregory Laughlin,A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects,inReviews of Modern Physics,vol. 69, n. 2, 1997, pp. 337-372.

[adsabs.harvard.edu-75] P. Gil-Pons, E. García-Berro,On the formation of oxygen-neon white dwarfs in close binary systems,inAstronomy and Astrophysics,vol. 375, 2001, pp. 87-99,DOI:10.1051/0004-6361:20010828.URL consultato il 15 maggio 2007.

[helium.dwarf-76] James Liebert, P. Bergeron, Daniel Eisenstein, H.C. Harris, S.J. Kleinman, Atsuko Nitta e Jurek Krzesinski,A Helium White Dwarf of Extremely Low Mass,inAstrophysical Journal Letters,vol. 606, 15 aprile 2004.

[whitedw-77] O. G. Benvenuto e M. A. De Vito,The formation of a helium white dwarf in a close binary system with diffusion,inMonthly 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 gennaio 2009.

[he2-78] Cosmic weight loss: The lowest mass white dwarf,suspaceflightnow.com,Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.URL consultato il 17 aprile 2007.

[he-core-79] M. J. Sarna, E. Ergma e J. Gerskevits,Helium core white dwarf evolution—including white dwarf companions to neutron stars,inAstronomische Nachrichten,vol. 322, n. 5-6, 2001, pp. 405-410.

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

[81] Planet diet helps white dwarfs stay young and trim,suspace.newscientist.com,NewScientist.com news service, 2008.URL consultato il 3 marzo 2009(archiviato dall'url originaleil 5 luglio 2008).

[Salpeter-82] E. E. Salpeter,Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen,inThe Astrophysical Journal,vol. 115, 1952, pp. 326-328,DOI:10.1086/145546.

[wernerarxiv-83] S. D. Huegelmeyer, S. Dreizler, K. Werner, J. Krzesinski, A. Nitta e S. J. Kleinman,Observational constraints on the evolutionary connection between PG 1159 stars and DO white dwarfs,suarxiv.org,arXiv:astro-ph/0610746.

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

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

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

[oxne-87] K. Werner, N. J. Hammer, T. Nagel, T. Rauch e 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.

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

[ox-ne-mg-89] Mario Livio e James W. Truran,On the interpretation and implications of nova abundances: an abundance of riches or an overabundance of enrichments,inThe Astrophysical Journal,vol. 425, n. 2, 1994, pp. 797-801.

[90] S. E. Woosley, A. Heger,The Evolution and Explosion of Massive Stars(PDF), inReviews of Modern Physics,vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015-1071,DOI:10.1103/RevModPhys.74.1015.URL consultato il 30 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 29 settembre 2007).

[mnras270-91] M. Barstow, J. B. Holberg e D. Koester,Extreme Ultraviolet Spectrophotometry of HD16538 and HR:8210 Ik-Pegasi,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 270, n. 3, 1994, p. 516.URL consultato il 15 maggio 2007.

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

[sdsswd-93] S. O. Kepler, S. J. Kleinman, A. Nitta, D. Koester, B. G. Castanheira, O. Giovannini, A. F. M. Costa e L. Althaus,White dwarf mass distribution in the SDSS,inMonthly 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 ottobre 2008.

[94] H. L. Shipman,Masses and radii of white-dwarf stars. III - Results for 110 hydrogen-rich and 28 helium-rich stars,inThe Astrophysical Journal,vol. 228, 1979, pp. 240-256,DOI:10.1086/156841.URL consultato il 31 ottobre 2008.

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

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

[98] White dwarfs,suimagine.gsfc.nasa.gov,NASA.URL consultato l'11 ottobre 2008(archiviato dall'url originaleil 9 novembre 2014).

[scibits-99] (EN)Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition,susciencebits.com.URL consultato il 25 ottobre 2008.

[100] Rachel Bean,Lecture 12 - Degeneracy pressure(PDF), suastro.cornell.edu,Lecture notes, Astronomy 211,Cornell University.URL consultato il 21 settembre 2007.

[collapse-101] R. Canal e J. Gutierrez,The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection,suarxiv.org,arXiv:astro-ph/9701225v1, 29 gennaio 1997.

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

[landau-104] L. D. Landau;E. M. Lifšic,Teoria dei campi,2ª ed., Roma, Editori Riuniti, 1996,ISBN 88-359-3834-1.

[stds-105] (EN)Standards for Astronomical Catalogues, Version 2.0,suThe VizieR Catalogue Service,Centre de Données astronomiques de Strasbourg.URL consultato il 30 novembre 2008.

[106] (EN) Joel E. Tohline,The Structure, Stability, and Dynamics of Self-Gravitating Systems^{[collegamento interrotto]},suphys.lsu.edu.URL consultato il 30 novembre 2008.

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

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

[cool-109] N. C. Hambly, S. J. Smartt e S. Hodgkin,WD 0346+246: A Very Low Luminosity, Cool Degenerate in Taurus,inThe Astrophysical Journal,vol. 489, novembre 1997, pp. L157–L160.

[wden-110] Gilles Fontaine; François WesemaelWhite dwarfs,inPaul Murdin,Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics,Bristol e Philadelphia, Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001,ISBN 0-333-75088-8.

[villanovavizier-111] G.P. McCook e E.M. Sion,III/235A: A Catalogue of Spectroscopically Identified White Dwarfs,sucdsweb.u-strasbg.fr,Centre de Données astronomiques de Strasbourg.URL consultato il 9 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 17 febbraio 2007).

[sionspectra-112] 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 269, n. 1, giugno 1983, pp. 253-257.

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

[cooling.-114] P. Bergeron, Maria Teresa Ruiz e S. K. Leggett,The Chemical Evolution of Cool White Dwarfs and the Age of the Local Galactic Disk,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 108, n. 1, gennaio 1997, pp. 339-387.

[disklf-115] S. K. Leggett, Maria Teresa Ruiz e P. Bergeron,The Cool White Dwarf Luminosity Function and the Age of the Galactic Disk,inThe Astrophysical Journal,vol. 497, aprile 1998, pp. 294-302.

[116] Evalyn Gateset al.,Discovery of New Ultracool White Dwarfs in the Sloan Digital Sky Survey,inThe Astrophysical Journal,vol. 612, n. 2, settembre 2004, pp. L129–L132.

[117] 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.

[metcalfe1-118] T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery e A. Kanaan,Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093,inThe Astrophysical Journal,vol. 605, n. 2, aprile 2004, pp. L133–L136.

[pdf_wd-120] Sismologia di Nane Bianche(PDF), suoacn.inaf.it.URL consultato il 7 marzo 2009(archiviato dall'url originaleil 24 aprile 2015).

[121] J. L. Barrat, J. P. Hansen e R. Mochkovitch,Crystallization of carbon-oxygen mixtures in white dwarfs,inAstronomy and Astrophysics,vol. 199, 1–2, giugno 1988, pp. L15–L18.

[122] A. Cocet al.,Nucleosynthesis in Novae: Production of 26Al, 22Na and 7Be,The Transparent Universe, Proceedings of the 2nd INTEGRAL Workshop,St. Malo, Francia, C. Winkler, T. J.-L. Courvoisier, Ph. Durouchoux (European Space Agency), 16-20 settembre 1996, p. 101.URL consultato il 7 marzo 2009.

[123] D. E. Winget,The Status of White Dwarf Asteroseismology and a Glimpse of the Road Ahead,inBaltic Astronomy,vol. 4, 1995, pp. 129-136.

[lucy-124] David Whitehouse,Diamond star thrills astronomers,inBBC News,16 febbraio 2004.URL consultato il 6 gennaio 2007.

[125] Press release,inHarvard-Smithsonian Center for Astrophysics,2004.

[126] A. Kanaanet al.,Whole Earth Telescope observations of BPM 37093: a seismological test of crystallization theory in white dwarfs,inarXiv:astro-ph/0411199v1,8 novembre 2004.

[Brassard-127] P. Brassard and G. Fontaine,Asteroseismology of the Crystallized ZZ Ceti Star BPM 37093: A Different View,inThe Astrophysical Journal,vol. 622, n. 1, marzo 2005, pp. 572-576.

[128] Evry Schatzman,Théorie du débit d'énergie des naines blanches,inAnnales d'Astrophysique,vol. 8, gennaio 1945, pp. 143-209.

[physrev-129] D. Koester and G. Chanmugam,Physics of white dwarf stars,inReports on Progress in Physics,vol. 53, 1990, pp. 837-915.

[kawaler-130] (EN) S. D. Kawaler, I. Novikov e G. Srinivasan,White Dwarf Stars,Stellar remnants, Berlino, Springer, 1997,ISBN 3-540-61520-2.

[131] Gerard P. Kuiper,List of Known White Dwarfs,inPublications of the Astronomical Society of the Pacific,vol. 53, n. 314, agosto 1941, pp. 248-252.

[132] Willem J. Luyten,The Spectra and Luminosities of White Dwarfs,inAstrophysical Journal,vol. 116, settembre 1952, pp. 283-290.

[133] Jesse Leonard Greenstein,Stellar atmospheres,Stars and Stellar Systems,vol. 6, University of Chicago Press, Chicago, J. L. Greenstein, 1960.

[134] Patrick Dufour, James Liebert, G. Fontaine e N. Behara,White dwarf stars with carbon atmospheres,inNature,vol. 450, n. 7169, novembre 2007, pp. 522-524,DOI:10.1038/nature06318.

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

[137] V. L. Ginzburg, V. V. Zheleznyakov e V. V. Zaitsev,Coherent Mechanisms of Radio Emission and Magnetic Models of Pulsars,inAstrophysics and Space Science,vol. 4, 1969, pp. 464-504.

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

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

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

[141] James Liebert e P. Bergeron J. B. Holberg,The True Incidence of Magnetism Among Field White Dwarfs,inAstronomical Journal,vol. 125, n. 1, gennaio 2003, pp. 348-353.

[quirion-142] P.-O. Quirion, G. Fontaine e P. Brassard,Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram,inThe Astrophysical Journal Supplement Series,vol. 171, n. 1, luglio 2007, pp. 219-248.

[143] ZZ Ceti variables,sucdsweb.u-strasbg.fr,Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables, Centre de Données astronomiques de Strasbourg.URL consultato il 6 giugno 2007(archiviato dall'url originaleil 5 febbraio 2007).

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

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

[146] George M. Lawrence, Jeremiah P. Ostriker e 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 148, n. 3, giugno 1967, pp. L161–L163.

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

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

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

[150] Comet clash kicks up dusty haze,sunews.bbc.co.uk,BBC News, 13 febbraio 2007.URL consultato il 20 settembre 2007.

[151] K. Y. L. Suet al.,A Debris Disk around the Central Star of the Helix Nebula?,inThe Astrophysical Journal,vol. 657, n. 1, marzo 2007, pp. L41–L45.

[152] 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,inThe Astrophysical Journal,vol. 635, n. 2, dicembre 2005, pp. L161–L164.

[153] N. Langer, S.-C. Yoon, S. Wellstein e 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 maggio 2007.

[154] Rosanne Di Stefano, Springer-Verlag,Luminous Supersoft X-Ray Sources as Progenitors of Type Ia Supernovae,Proceedings of the International Workshop on Supersoft X-Ray Sources,Garching, Germania, J. Greiner, 28 febbraio–1º marzo 1996,ISBN 3-540-61390-0.URL consultato il 19 maggio 2007(archiviato dall'url originaleil 23 ottobre 2007).

[sniamodels-155] Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer,Type IA Supernova Explosion Models,inAnnual Review of Astronomy and Astrophysics,vol. 38, 2000, pp. 191-230.

[nasa1-156] Imagine the Universe! Cataclysmic Variables,suimagine.gsfc.nasa.gov,NASA.URL consultato il 4 maggio 2007.

[nasa2-157] Introduction to Cataclysmic Variables (CVs),suheasarc.gsfc.nasa.gov,NASA.URL consultato il 4 maggio 2007.

[158] Tycho's Supernova Remnant:Tycho's Remnant Provides Shocking Evidence for Cosmic Rays,suChandra X-ray Observatory,Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 20 febbraio 2009.URL consultato il 14 gennaio 2014.

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

[160] S. I. Blinnikovet al.,Theoretical light curves for deflagration models of type Ia supernova,inAstronomy and Astrophysics,vol. 453, n. 1, luglio 2006, pp. 229-240.

[161] S. A. Colgate,Supernovae as a standard candle for cosmology,inAstrophysical Journal,vol. 232, n. 1, 1979, pp. 404-408,DOI:10.1086/157300.URL consultato il 1º febbraio 2007.

[merge-162] Christopher Wanjek,Orbiting Stars Flooding Space With Exotic Gravitational Waves,sunasa.gov,NASA - Goddard Space Flight Center.URL consultato il 22 gennaio 2009.

[he-star-163] International team of astronomers discovers origins of 'extreme helium stars',sumcdonaldobservatory.org,The University of Texas McDonald Observatory, 9 marzo 2006.URL consultato il 22 gennaio 2009.

[merg1-164] Hideyuki Saio e Simon Jeffery,Simulation of a binary white dwarf merger,suarm.ac.uk.URL consultato il 22 gennaio 2009.

[165] Simon Jeffery,White dwarf merger origin for extreme helium star V652 Her,suarm.ac.uk.URL consultato il 23 gennaio 2009.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[N 1]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[N 2]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[N 3]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[86]

[87]

[88]

[89]

[90]

[91]

[92]

[N 4]

[93]

[94]

[95]

[96]

Nana bianca

Indice

Storia delle osservazioni

La scoperta

Prime indagini

La scoperta della natura degenere delle nane bianche

Formazione ed evoluzione

Tipologia

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

Cristallizzazione

Atmosfere e spettri

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

Storia delle osservazioni

La scoperta

Prime indagini

La scoperta della natura degenere delle nane bianche

Formazione ed evoluzione

Tipologia

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

Cristallizzazione

Atmosfere e spettri

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

Ricerca

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