Anã branca
Uma anã branca é uma estrela compacta. Sua matéria é esborrachada. A gravitação puxou os átomos para perto e retirou seus elétrons. A massa de uma anã branca é semelhante à massa do Sol, mas seu volume é semelhante ao da Terra.
As anãs brancas são o estado evolutivo final de todas as estrelas cuja massa não é suficientemente alta para se tornar uma estrela de nêutrons. Mais de 97% das estrelas da Via Láctea se tornarão estrelas anãs brancas. §1 Após o fim da vida útil de uma estrela de seqüência principal que se funde com hidrogênio, ela se expandirá para uma gigantevermelha que funde hélio com carbono e oxigênio em seu núcleo. Se uma gigante vermelha não tiver massa suficiente para fundir carbono, cerca de 1 bilhão de K, carbono e oxigênio inativos se acumularão em seu centro. Após descartar suas camadas externas para formar uma nebulosa planetária, ela deixará para trás o núcleo, que é a anã branca.
O material de uma anã branca não sofre mais reações de fusão, portanto a estrela não tem fonte de energia. Ela não é suportada pelo calor da fusão contra o colapso gravitacional.
Uma estrela como nosso Sol se tornará uma anã branca quando tiver ficado sem combustível. Perto do fim de sua vida, ela passará por um palco gigante vermelho, e então perderá a maior parte de seu gás, até que o que resta se contraia e se torne uma jovem anã branca.
Imagem de Sirius A e Sirius B tirada pelo Telescópio Espacial Hubble. Sirius B, que é uma anã branca, pode ser vista como uma leve picada de luz para a parte inferior esquerda do muito mais brilhante Sirius A
Estrelas anãs brancas
História
As anãs brancas foram descobertas no século XVIII. A primeira estrela anã branca, chamada 40 Eridani B, foi descoberta em 31 de janeiro de 1783 por William Herschel. p73 É parte de um sistema de três estrelas chamado 40 Eridani.
A segunda anã branca foi descoberta em 1862, mas a princípio pensava-se que era uma anã vermelha. Era uma pequena estrela perto da estrela Sirius. Esta estrela companheira, chamada Sirius B, tinha uma temperatura de superfície de cerca de 25.000 kelvin, por isso foi pensada como uma estrela quente. No entanto, Sirius B era cerca de 10.000 vezes mais fraco que o primário, Sirius A. Os cientistas descobriram que a massa de Sirius B é quase a mesma que a do Sol. Isto significa que uma vez, Sirius B foi uma estrela semelhante ao nosso próprio Sol.
Em 1917, Adriaan van Maanen descobriu uma anã branca que se chama Van Maanen 2. Foi a terceira anã branca a ser descoberta. É a anã branca mais próxima da Terra, exceto para Sirius B.
Radiação e temperatura
Uma anã branca tem baixa luminosidade (quantidade total de luz emitida), mas um núcleo muito quente. O núcleo pode ser de 107 K, enquanto a superfície é de apenas 104 K.
Uma anã branca é muito quente quando é formada, mas como não tem fonte de energia, ela vai gradualmente irradiar sua energia e esfriar. Isto significa que sua radiação, que lhe dá uma cor azul ou branca no início, diminui com o tempo. Durante muito tempo, uma anã branca esfriará a temperaturas nas quais não emitirá mais luz. A menos que a anã branca receba matéria de uma estrela companheira ou de alguma outra fonte, sua radiação vem de seu calor armazenado. Isto não é substituído.
As anãs brancas esfriam lentamente por duas razões. Elas têm uma área de superfície extremamente pequena para irradiar este calor, de modo que esfriam gradualmente, permanecendo quentes por um longo tempo. Além disso, elas são muito opacas. A matéria degenerada que compõe o grosso de uma anã branca pára a luz e outras radiações eletromagnéticas, de modo que a radiação não carrega muita energia.
Eventualmente, todas as anãs brancas se resfriarão em anãs negras, assim chamadas porque lhes falta a energia para criar luz. Ainda não existem anãs negras porque leva mais tempo do que a idade atual do universo para que uma anã branca se esfrie. Uma anã negra é o que restará da estrela depois que toda a sua energia (calor e luz) for consumida.
Re-ignição
As anãs brancas podem se reacender e explodir como supernovas se receberem mais material. Há uma massa máxima para que uma anã branca permaneça estável. Isto é conhecido como o limite de Chandrasekhar.
Um anão pode puxar material de uma estrela companheira, por exemplo, trazendo-o para além do limite de Chandrasekhar. A massa extra iniciaria uma reação de fusão de carbono. Os astrônomos acham que esta reentrada poderia ser a causa das supernovas tipo Ia.
