Anã Branca
Crédito: NASA / CXC / SAO
Estrelas anãs brancas marcam o ponto final evolutivo de baixa a estrelas de massa intermediária como o nosso sol. Os processos de fusão nos núcleos dessas estrelas cessam quando o hélio é convertido em carbono, já que o núcleo de carbono em contração não atinge uma temperatura alta o suficiente para inflamar. Em vez disso, ele se contrai até espremer todos os seus elétrons no menor espaço possível que eles podem ocupar. A pressão do elétron resultante surge devido aos efeitos da mecânica quântica e impede que a gravidade comprima ainda mais o núcleo. Uma anã branca é, portanto, sustentada pela pressão dos elétrons em vez da geração de energia em seu núcleo.
Depois que o núcleo para de se contrair, a anã branca atinge uma temperatura de mais de 100.000 Kelvin e brilha através do calor residual. Essas jovens anãs brancas normalmente iluminam as camadas externas da estrela original ejetada durante a fase de gigante vermelha e criam uma nebulosa planetária. Esta radiação contínua da anã branca, juntamente com a falta de uma fonte de energia interna, significa que a anã branca começa a esfriar. Eventualmente, depois de centenas de bilhões de anos, a anã branca se resfriará a temperaturas nas quais não é mais visível e se tornará uma anã negra. Com escalas de tempo tão longas para o resfriamento (devido principalmente à pequena área de superfície através da qual a estrela irradia), e com a idade do Universo atualmente estimada em 13,7 bilhões de anos, mesmo as anãs brancas mais antigas ainda irradiam a temperaturas de alguns milhares de Kelvin, e as anãs negras permanecem entidades hipotéticas.
Devido às suas altas temperaturas e tamanho pequeno, as anãs brancas são encontradas abaixo da sequência principal no diagrama de Hertzsprung-Russell.
Estrelas anãs brancas são extremas objetos que são aproximadamente do mesmo tamanho da Terra. Eles têm densidades tipicamente em torno de 109 kg / m3 (a Terra tem uma densidade de cerca de 5 × 103 kg / m3), o que significa que uma colher de chá de material anão branco pesaria várias toneladas. A maneira mais fácil de imaginar isso é imaginar comprimindo a massa do Sol em um objeto do tamanho da Terra! O resultado é que a gravidade na superfície da anã branca é mais de 100.000 vezes a que experimentamos aqui na Terra, e isso puxa a atmosfera da estrela para uma camada superficial extremamente fina de apenas algumas centenas de metros de altura.
Crédito: Harvey Richer (University of British Columbia, Vancouver) / NASA / NSSDC
Outra propriedade curiosa da branca anões é que quanto mais massa eles têm, menores são. O limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4 massas solares é o limite superior teórico para a massa que uma anã branca pode ter e ainda permanecer uma anã branca. Além dessa massa, a pressão do elétron não pode mais suportar a estrela e ela entra em colapso para um estado ainda mais denso – uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. A anã branca mais pesada observada tem uma massa de cerca de 1,2 massas solares, enquanto a mais leve pesa apenas cerca de 0,15 massas solares.
Nem todas as anãs brancas existem isoladamente, e uma anã branca que está agregando material de uma companheira estrela em um sistema binário pode dar origem a vários fenômenos eruptivos diferentes. Variáveis cataclísmicas resultam tanto do acúmulo de uma pesada camada superficial de hidrogênio em uma anã branca, ou instabilidades no processo de acreção, enquanto as supernovas Tipo Ia são consideradas a explosão de uma estrela anã branca que excedeu o limite de Chandrasekhar.