Quasi tutte le stelle (il 97%, compreso il nostro Sole) terminano la loro vita come nane bianche, oggetti collassati tipicamente grandi quanto un pianeta roccioso. Esse si formano quando, in una stella con massa inferiore ad otto masse solari (8 M_☉), il nucleo ha ormai esaurito il proprio combustibile e collassa sotto la propria forza di gravità fino a raggiungere una densità tale da formare un "gas elettronico degenere"; qui, gli elettroni sono costretti, per il principio di esclusione di Pauli, ad occupare i livelli energetici più alti fornendo all'astro una pressione sufficiente a contrastare l'ulteriore collasso gravitazionale. Il risultato è controintuitivo: più massa ha una nana bianca, più essa sarà piccola e densa, per generare la pressione necessaria ad evitare il collasso, come illustrato nel diagramma seguente. Solo se la massa eccede il celebre limite di Chandrasekhar (circa 1,44 M_☉), allora la pressione è tale da fondere gli elettroni con i protoni nei nuclei ed il collasso procede verso lo stadio ancora più estremo di stella di neutroni.

Relazione tra la massa e il raggio (espresso in km a sinistra e in raggi solari sulla destra) per una nana bianca; la linea gialla tratteggiata corrisponde al diametro stimato per ZTF J190132.9+145808.7 - Credits: Di HeNRyKus - Wikimedia Commons, Pubblico dominio - Improvement: Marco Di Lorenzo

 Tutte le considerazioni fatte sono valide nel caso più semplice di un astro singolo, con una velocità di rotazione ed un campo magnetico non eccessivi. Le cose si complicano notevolmente se la nana bianca si forma in un sistema binario; se la coppia è abbastanza stretta, la perdita di energia indotta dall'emissione di onde gravitazionali può portare alla fusione delle due nane bianche, analogamente a quanto osservato tra coppie di stelle di neutroni e/o buchi neri. A seconda delle masse delle due componenti, la fusione può generare l'esplosione di una supernova di tipo Ia oppure può portare alla formazione di una nana bianca più massiccia, dotata di un forte campo magnetico a causa dell'effetto dinamo prodotto dalla frenetica rotazione delle due componenti un attimo prima della fusione, per effetto della conservazione del momento angolare.

 Queste almeno le previsioni teoriche, ma ultimamente un gruppo di ricercatori guidati da Ilaria Caiazzo e Kevin Burdge (entrambi al Caltech) ha illustrato su Nature l'osservazione  della nana bianca ZTF J190132.9+145808.7, che mostra proprio le proprietà previste: il periodo di rotazione è di soli 6,94 minuti, il campo magnetico in superficie è compreso tra 600 e 900 megagauss e il raggio è stimato in 2140 (−230/+160) chilometri, solo il 22% più grande della Luna e appena 1/3 della Terra! Queste dimensioni, sulla base di quanto detto prima, indicano una massa elevata e molto vicina al limite di Chandrasekhar; in pratica, circa 1,37 M_☉  sulla base del grafico precedente, mentre secondo gli autori dello studio essa è compresa tra 1,327 e 1,365 M_☉, a seconda delle assunzioni fatte sulla sua composizione. Parlando di primati, l'attuale detentore del record di velocità è EPIC 228939929, che gira ogni 5,3 minuti, mentre la nana bianca nel sistema T Coronae Borealis dovrebbe avere pure lei una massa di circa 1,37 M_☉, ma il gas caldo che fuoriesce dalla sua compagna stellare e altre complicazioni rendono questa misurazione più incerta, dice Burdge.

 Il breve periodo di rotazione è stato ricavato dagli autori grazie alle variazioni fotometriche rapide, emerse nei dati raccolti dalla "Zwicky Transient Facility" in California. Una fotocamera megapixel all'Osservatorio Palomar scansiona l'intero cielo notturno ogni due notti e, usando uno speciale algoritmo per ordinare i frame presi a distanza di 48 ore, Burdge è stato in grado di cercare oscillazioni su scale temporali lunghe pochi minuti. La stima del campo magnetico, invece, deriva dalle misure spettroscopiche utilizzando il telescopio Keck-I delle Hawaii.  

Rappresentazione artistica di una nana bianca durante il processo di solidificazione - Università di Warwick / Mark Garlick

 A causa dell'alta densità nel suo nucleo, aggiungono gli autori, ZTF J190132.9+145808.7 si sta probabilmente raffreddando attraverso un meccanismo "Urca" che consiste nella emissione di neutrini attraverso la cattura di elettroni da parte dei nuclei di Sodio; questo processo potrebbe portare, un giorno, al collasso. In effetti, i nuclei degli elementi più pesanti possono catturare elettroni, privando la nana bianca della loro pressione e abbassando così il limite di Chandrasekhar. E mentre gli elementi più pesanti sono inizialmente sparsi, come sedimenti che vagano sul fondo di un bicchiere di vino, si depositano nel nucleo della nana bianca in poche centinaia di milioni di anni e accelerano la cattura degli elettroni.

 Tuttavia, questo processo compete con la cristallizzazione del nucleo della nana bianca mentre si raffredda. Gli stessi atomi pesanti che possono catturare gli elettroni possono anche impegnarsi in reazioni che producono neutrini. Queste particelle spettrali sfuggono facilmente alla gravità della nana bianca, portando via con sé energia. Se una nana bianca si raffredda abbastanza, il suo nucleo si solidifica, congelandosi in un reticolo stabile che contrasta il collasso.  Caiazzo e il suo team stimano che questo particolare oggetto potrebbe cristallizzare tra 10 e 100 milioni di anni da oggi, una stima approssimativa perché il processo di raffreddamento non è ancora ben compreso nelle nane bianche più massicce, mentre in quelle meno massicce, invece, esso può miliardi di anni.