GLI SPETTRI DELLE STELLE PECULIARI
Nane bianche
La nana bianca probabilmente meglio visibile con telescopi modesti (vedi tabella in fondo alla pagina) e’ la componente
B della stella tripla Omicron dell’Eridano, anche nota come 40 Eridani.
La scarsita' di altre nane bianche luminose non deve trarre in inganno sul loro numero. Se si eccettuano le nane M e
K, si stima che le nane bianche siano le stelle piu’ numerose del cielo. Cio’ non sorprende. Infatti rappresentano l’ultimo stadio
evolutivo di tutte le stelle di sequenza principale intermedia F-G-K-M. Ne vediamo cosi poche solamente a causa della loro
debole luminosita’, legata all’esiguo diametro.
La 40 Eridani B e’ un caso fortunato, poiche’ sufficientemente vicino, situandosi a soli 16 anni luce dal sole. Nella figura 1
vediamo rappresentato il sistema triplo. La componente A, di classe spettrale K1 e’ di magnitudine 4,5. La componente B di
magnitudine 9,7 e’ la nana bianca. La terza componente e’ una nana di classe
spettrale M (rossa) di magnitudine 10,8.
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Figura 1: Aspetto al telescopio dell'interessante stella tripla 40 Eridani che comprende
una nana K, una nana bianca e una nana M.
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La coppia AB, scoperta gia’ da Hershel, ruota in circa 8000 anni. La coppia
BC, scoperta da Struve nel 1851 ruota in 252 anni. Il periodo orbitale e il
rapporto dei semiassi dell’orbita di BC ha permesso di determinare le masse
delle due stelle risultate di 0,44 e 0,2 masse solari per B e C, rispettivamente.
Dallo spettro (figura 2) della nana bianca, e’ possibile ricavare la sua
temperatura di corpo nero, risultante circa 13'000 K.
Il sole, con magnitudine assoluta a 10 pc pari a 4.83, alla distanza della 40
Eridani sarebbe una stella di magnitudine 3.28. Tenuto conto che la luminosita’
di un corpo nero e’ proporzionale alla quarta potenza della temperatura (legge di Wien),
risulta che 40 Eri B ha una superficie emettente inferiore al sole del fattore:
(9.7-3.28)*2.51*(13000/5800)4= 406 volte e quindi un raggio 20 volte inferiore (in realta’ il raggio
e’ ancora piu’ piccolo, circa 1/50, poiche’ con una temperatura di 13'000 K,
gran parte della radiazione e’ emessa nel vicino UV e quindi non entra nel calcolo della
magnitudine).
La densita’, calcolata in base alla massa ottenuta dalla terza legge di
Keplero e al raggio calcolato in base alle considerazioni precedenti, risulta 15’000
volte maggiore di quella solare. Cioe’ proprio una nana bianca!
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Figura 2: Spettro della nana bianca 40 Eri B registrato il 10 Febbraio 2005 con posa di
10 minuti. Risoluzione spettrale 5 Å, spettrografo con reticolo 600 l/mm.
Le sole righe visibili sono quelle dovute alla serie di Balmer dell'idrogeno, molto allargate
a causa dell'elevatissima pressione superficiale. Le righe in emissione a 4348 e 5461 Å sono dovute alle lampade ai vapori di mercurio
dell'illuminazione stradale.
La fenditura dello spettrografo è stata allineata in maniera tale da registrare simultaneamente anche lo spettro di
40 Eri C, una nana rossa di magnitudine 10.8. Si noti l'estrema diversità degli spettri registrati fianco a fianco.
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Lo spettro presenta solamente righe della serie di Balmer dell’idrogeno (come nelle nane di classe A, vedi Vega, ad esempio),
vistosamente allargate a causa dell’elevatissima densita’ e per questo viene classificato DA (Dwarf di classe A).
Altre nane
bianche presentano solamente righe dell’elio e per questo sono classificate DB (Dwarf di classe B), ma al contrario delle
classiche stelle del tipo B (vedi Bellatrix, ad esempio), non mostrano nessuna traccia di idrogeno.
La presenza del solo idrogeno, anche per temperature superficiali assai elevate e fino a 50'000 K, nelle nane di tipo A viene
spiegato con l’enorme forza gravitazionale che attira sotto la superficie tutti gli elementi piu’ pesanti dell’idrogeno. Nelle nane di
tipo B sembra invece che l’idrogeno sia davvero completamente esaurito e quindi la superficie sia composta di elio.
Nella tabella che segue sono indicate le nane bianche piu' luminose osservabili dall'emisfero Nord.
| Nome più comune |
Cost. |
A.R. (eq. 1950) |
Dec (eq. 1950) |
Magn. |
Dist (a.l.) |
r (Kg/cm3) |
Tipo Spett. |
| Sirio B | CMa | 6h 42'55" | -16° 40' | 8,3 | 8,6 | 3600 | DA |
| 40 Eri B | Eri | 4h 13'04" | -7° 44,1' | 9.5 | 15.7 | 330 | DA |
| Procione B | CMi | 7h 36'42" | +5° 21' | 10.7 | 11.4 | 500 | --- |
| Feige 34 | UMa | 10h 36'41" | +43° 21.8' | 11.1 | 55 | --- | DO |
| W1346 | Cyg | 20h 32'14" | +24° 54' | 11.5 | 45 | 500 | --- |
| EG 247 | Cam | 5h 01'30" | +52° 46' | 11.8 | 140 | 90 | --- |
| He 3 | Aur | 6h 44'15" | +37° 35.1' | 12.0 | 60 | 1400 | --- |
| EG 368 | Dra | 16h 47'38" | +59° 8.7' | 12.2 | 40 | 400 | --- |
| Van Maanen | Psc | 0h 46'31" | +5° 9.2' | 12.4 | 14 | 500 | DZ |
| EG 180 | Cam | 4h 26'47" | +58° 53.9' | 12.4 | 18 | 600 | --- |
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