Descrizione Si prevede che le stelle con una massa fino a otto volte quella del Sole terminino la loro vita come nane bianche. Tra queste c'è anche il nostro Sole. Le nane bianche hanno densità molto elevate, e una tipica nana bianca potrebbe avere la massa del Sole concentrata in una sfera poco più grande delle dimensioni della Terra. Una nana bianca non produce più energia dalle reazioni nucleari nel suo nucleo, ma brilla grazie all'energia residua. Quelle più calde appaiono blu o bianche a causa dell'energia che irradiano grazie alle altissime temperature della loro superficie. Il nucleo di una nana bianca può essere costituito da elio, carbonio-ossigeno, o ossigeno-neon-magnesio, a seconda della massa iniziale della stella. Non si contrae per gravità, a causa della resistenza opposta al suo interno dalla pressione di degenerazione degli elettroni, un fenomeno quantistico. La pressione di degenerazione può sostenere solo nane bianche con masse fino a 1,4 volte la massa del Sole. I resti stellari con masse superiori a questo limite (noto come limite di Chandrasekhar) sono stelle di neutroni o buchi neri.

Termini correlati

• Buco nero
• Stella di neutroni
• Evoluzione stellare
• Residui stellari
• Elettrone
• Classe di luminosità

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