Se come dici le supernove sono dovute alla conclusione di un
ciclo di fusioni esotermiche ed il gas residuo poi esplode
per effetto della implosione che e' energeticissima allora deve essere
possibile osservare la fase di implosione. Che durera' un poco di
tempo non sara' proprio istantanea Cosi' andavo pensando fra
me e me nel lontano 1988 durante la lettura del libro di Fisica di
Asimov. E lo stesso pensavo delle novae. Almeno una parte dei gamma ray
bursts e' dovuto all'implosione di supernovae molto massive. Quello che
non ho chiaro e' se l'esplosione di supernovae si spiega in termini di
fusioni conseguenti a questa fase implosiva, o se occorre ipotizzare
reazioni termonucleari di altro tipo. Cosa determina la differente
velocita' di reazione fra una stella ed una supernova? La pressione
e la temperatura immagino.
Inoltre la gente che studia questi fenomeni guardando in una zona
dove si aspetta una certa frequenza di esplosione di supernove ha
non solo scoperto che effettivamente una supernova e' esplosa in quella
zona, ma che altre dovrebbero essercene che non si vedono. E siccome
non si vedono significa che non ci sono? O che hanno formato materia
oscura? E' l'ottanta per cento che manca non sono bruscolini.
Per inciso un'altra supernova e' stata avvistata qualche giorno fa.
Circa nei giorni in cui Hans Pfall ha cominciato a scrivere su questo
ng. Inoltre a fronte di queste supernove che vengono previste grazie
ai gamma ray burst sono moltissime quelle che vengono trovate dagli
astronomi dilettanti senza pre-segnalazioni. E' perche' non danno
segni o perche' la gente non e' capace di risolverli?
Riporto una descrizione delle proprieta' e dinamica
delle nane bianche da parte di
Fredi De Maria
Descriviamo sommariamente le caratteristiche pi� rilevanti delle nane
bianche:
Diametro
Una nana bianca ha un diametro dell'ordine di quello di un pianeta di
tipo terrestre: Sirio B ha un diametro di circa 27.000 km, e la Stella
di Van Maanen, nei Pesci, circa 12.000 km; ancora meno la Wolf 219, il
cui diametro forse non supera gli 8.500-9.000 km. Ma probabilmente ce
n'� di molto pi� piccole, con diametri dell'ordine di 1/1.000 di quello
del Sole. Vedi alla Fig. 42, Tavola VI, un confronto tra le dimensione
di Sole e pianeti e quelle di alcune famose nane bianche.
Luminosit�
Sirio B � 10.000 volte pi� debole della sua compagna maggiore, e il suo
splendore non � che 1/435 di quello del Sole. La sua magnitudine
assoluta � 11,4, mentre quella di Procione B (altra famosa nana bianca)
� 13,1 e quella della Stella di Van Maanen 14,2. Generalmente queste
stelle hanno magnitudini che vanno da 9 a 16. Tra le pi� brillanti c'�
HZ 29 in Canes Venatici (1/40 della luminosit� del Sole, magnitudine
assoluta +8,9), tra le pi� fioche LP 768-500, magnitudine intorno a 17.
Temperature
La maggior parte di queste stelle � di spettro A, con temperature che
vanno dagli 8.000 ai 10.000 K. Alcune sono di tipo B, e quindi ancora
pi� calde, mentre sono abbastanza scarse quelle di tipo F, come Ross
627 e Ross 640; ancora pi� rare sono quelle di tipi inferiori: la Van
Maanen � di tipo G, e W 489 addirittura di tipo K
Masse
Le masse delle nane bianche sono generalmente paragonabili a quella del
Sole, o piuttosto inferiori: Sirio B ha una massa quasi uguale a quella
della mostra stella (0,98); Procione B ha una massa che � solo lo 0,65
di quella solare. La teoria, che finora non sembra dover essere smentita
dall'osservazione, dice che le masse delle nane bianche dovrebbero
essere comprese tra 0,2 e 1,25 volte la massa del nostro Sole. Il
valore pi� alto � quello che sfiora il Limite di Chandrasekhar, al di
l� del quale non sarebbe possibile la contrazione in una configurazione
stabile come quella di nana bianca, e il collasso della stella
continuerebbe fino allo stato di Stella di Neutroni o Buco Nero.
Densit�
Le densit� raggiungono valori inconcepibili per la nostra esperienza.
Sirio B � qualcosa come 125.000 volte pi� densa dell'acqua. La Stella
di Van Maanen � qualcosa come 10 volte pi� densa, e Wolf 219, che ha un
diametro inferiore a quello della Terra, ha una densit� che � 4 milioni
e mezzo di volte quella del Sole: un cucchiaino da caff� di quel
materiale peserebbe qualcosa come 100 tonnellate! Ma non � un record:
LP 768-500, con un diametro di 1/1.000 di quello del Sole, avrebbe una
densit� 1 miliardo di volte quella solare, e un pollice cubico della
sua materia peserebbe 18,000 tonnellate.
Abbiamo visto cosa siano le nane bianche nel paragrafo dell'introduzione
relativo all'evoluzione stellare. Aggiungiamo qui qualche altra
delucidazione.
Le nane bianche sono il prodotto finale dell'evoluzione delle stelle di
sequenza principale intermedia. Sono incredibilmente numerose, tanto
che, se non fossero cos� deboli a causa delle ridottissime dimensioni,
dominerebbero il cielo con la loro luce. Gi� le immense densit� ne
fanno degli oggetti decisamente peculiari; ma presentano altre
interessanti caratteristiche, per esempio negli spettri. Quando fu
osservato per la prima volta lo spettro di Sirio B, prototipo delle
nane bianche, questa stella fu classificata di tipo A, perch� vi
comparivano delle righe dell'idrogeno molto intense. In realt�, Sirio B
ha una temperatura superficiale che dovrebbe farla collocare nel tipo
spettrale B, che di norma presenta anche righe dell'elio, peraltro
assenti nel suo spettro. Altre nane bianche che presentano righe
dell'elio furono classificate nel tipo B. Per� tutte le stelle del tipo
B hanno anche righe dell'idrogeno, mentre queste non ne hanno.
Le nane bianche si dividono, dal punto di vista chimico, in due grandi
famiglie: quelle ricche di idrogeno sono classificate come DA, quelle
ricche di elio come DB (D sta per dwarf, nana); non c'� relazione, in
questa classificazione, con la temperatura: le stelle di entrambe le
famiglie si distribuiscono lungo l'intera sequenza delle temperature.
Bench� le nane bianche pi� fredde possano non presentare righe di
nessuno dei due elementi a causa della bassa temperatura, si ritiene
che la differenza si estenda anche ad esse. Come mai gli spettri delle
nane bianche presentano soltanto le righe di uno o dell'altro dei due
elementi? La spiegazione sta nell'enorme densit� di questi oggetti: la
gravit� � cos� intensa che tutti gli atomi pi� pesanti dell'idrogeno,
elio compreso, vengano richiamati negli strati pi� interni, lasciando
circolare sulla superficie soltanto l'idrogeno: ecco perch� le stelle
DA sembrano fatte solo di idrogeno, indipendentemente dalla loro
temperatura. Allora, una nana di tipo DB deve essere del tutto priva di
idrogeno, perch� altrimenti lo dovremmo osservare in superficie. In
effetti, constatiamo questa differenziazione nelle stelle centrali
delle nebulose planetarie, ma ancora non � chiaro perch� una stella
possa perdere tutto il suo idrogeno e un'altra no; n� si comprende
perch� ci sia un intervallo di temperatura tra 30.000 e 45.000 K nel
quale non si trovano stelle DB. Inoltre, pare che durante il
raffreddamento una stella possa passare da una famiglia all'altra: si
fanno diverse ipotesi, ma la verit� � che non conosciamo la spiegazione
di questi fenomeni.
Altre stranezze delle nane bianche sono legate ai campi magnetici, che
in alcune di esse raggiungono valori di intensit� inimmaginabile, mentre
in altre sono del tutto assenti.
Quando uno di questi stravaganti oggetti si � raffreddato fino alla
temperatura di circa 4.000 K, ne combina un'altra delle sue per
stupirci: si cristallizza. Non possiamo assistere allo spettacolo, dato
che l'atmosfera rimane gassosa, ma la teoria sembra esigerlo. In ogni
caso i tempi richiesti per raggiungere questa temperatura sono
lunghissimi, dell'ordine dei miliardi di anni, e ancora pi� lungo � il
tempo richiesto perch� una nana bianca si raffreddi al punto di uscire
dal diagramma H-R: tanto lungo che ancora nessuna pu� averlo fatto.
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Received on Thu Dec 09 2004 - 20:30:49 CET