Anã branca

As maravilhas do universo que não se aprende na escola - Anã branca.

Em astronomia, anã branca é o objeto celeste resultante do processo evolutivo de estrelas de até 10 M, o que significa dizer que cerca de 98% de todas as estrelas evoluirão até a fase de anã branca, entretanto, somente 6% dos

objetos nas vizinhanças do Sol são anãs brancas.

Estrelas com até 10 M não são massivas o suficiente para que a temperatura em seu núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir carbono em reações de nucleossíntese. Após terem se tornado gigantes vermelhas durante a fase de queima nuclear de Hélio/Hidrogênio, elas ejetarão sua camada externa, formando uma nebulosa planetária e deixando para trás um núcleo composto praticamente de carbono e oxigênio.

Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso que o Sol e com uma temperatura efetiva que pode chegar a 150 000 K, ele não tem uma fonte de energia adicional e irá gradualmente irradiar sua energia e esfriar. O núcleo, sem o suporte contra o colapso gravitacional oferecido pelas reações de fusão termonucleares, torna-se extremamente denso, com uma massa típica de 0,6 M contida em um volume comparável ao da Terra.

O colapso gravitacional da anã branca é barrado apenas pela pressão de degenerescência eletrônica. A maior massa de uma anã branca, além da qual a pressão da matéria degenerada não pode mais suporta-la, é em torno de 1,4 M Uma anã branca com massa maior do que este limite (conhecido como limite de Chandrasekhar) pode explodir em uma supernova.

À medida que esfriam, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de instabilidade do diagrama HR, quando começam a pulsar, tornando-se anãs brancas pulsantes.

Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, seriam necessários centenas de bilhões de anos para que uma anã branca esfriasse o suficiente para deixar de ser visível, se transformando em anãs negras. Como a idade do universo é atualmente estimada em 13,7 bilhões de anos, elas ainda não tiveram tempo suficiente para esfriar a ponto de deixarem de ser visíveis. Mesmo as anãs brancas mais velhas do disco de nossa galáxia ainda estão visíveis, com luminosidades acima de 3x10^-5L e temperaturas superficiais efetivas da ordem de 3700 K.

Formação

Todas as estrelas com até 10 M terminarão como anãs brancas, depois de todo o hidrogênio que elas possuem ter sido queimado em hélio. Próximo do fim deste estágio de queima nuclear, essas estrelas passam por uma fase de gigante vermelha e então ejetam a maior parte de suas camadas superficiais, criando uma nebulosa planetária envolta do núcleo quente (T > 100 000 K), o qual irá se transformar em uma jovem anã branca que brilha por causa de seu calor residual.

Uma anã branca típica tem cerca de 0,6 massas solares, com um tamanho algumas vezes maior que a Terra, o que faz das anãs brancas uma das formas mais densas de matéria (em média 109 kg/cm³; em alguns casos, pode chegar a 10.000 kg/cm³!), superadas apenas pelas estrelas de nêutrons, buracos negros, e pelas hipotéticas estrelas de quarks. Quanto maior a massa de uma anã branca, menor seu tamanho. Existe um limite máximo para a massa de uma anã branca, o limite de Chandrasekhar (cerca de 1,4 vezes a massa do Sol). Se esse limite é excedido, a pressão exercida pelos elétrons deixa de ser suficiente para contrabalançar a força gravitacional, e a estrela colapso para uma estrela de nêutrons. As anãs brancas de carbono/oxigênio evitam esta fatalidade através de uma reação de fusão nuclear que leva a uma explosão de supernova de tipo Ia, antes de atingir o limite de massa.

Apesar deste limite, a maioria das estrelas termina suas vidas como anãs brancas, desde que elas tendem a ejetar mais massa no espaço antes do colapso final, frequentemente gerando uma espetacular nebulosa planetária. É por causa disso que mesmo estrelas mais massivas, com 8 M terminarão como anãs brancas, esfriando gradualmente até tornarem-se anãs negras.

Características

Muitas anãs brancas são aproximadamente do tamanho da Terra, tipicamente 100 vezes menor que o diâmetro do Sol; sua massa média está entre 0,5-0,6 massas solares, apesar de existir uma pequena variação. Seu estado condensado implica que a mesma quantidade de matéria está compactada em um volume tipicamente 1 milhão de vezes menor que o do Sol, o que faz com que sua densidade média seja 1 milhão de vezes maior que a densidade média do Sol. Nestas condições, a matéria está em um estado degenerado.

A matéria degenerada comporta-se de um modo levemente contra intuitivo; por exemplo, quanto maior é a massa de uma anã branca, menor ela será e maior será sua densidade. Nos anos de 1930, isto foi explicado através da mecânica quântica: o peso de uma anã branca é suportado pela pressão de degenerescência eletrônica, o qual depende da densidade e não da temperatura. O modelo do gás de Fermi nos ajuda a compreender melhor este efeito.

Se, para todas as estrelas observadas, for feito um diagrama do brilho (absoluto) contra a cor (diagrama de Hertzprung-Russel ou diagrama HR), nem todas as combinações de brilho e cor ocorrem. Poucas estrelas estão na região baixo-brilho-cor-quente (as anãs brancas), mas a maioria das estrelas seguem uma faixa, chamada sequência principal. Estrelas de baixa massa da sequência principal são pequenas e frias. Elas são avermelhadas e são chamadas de anãs vermelhas ou (ainda mais frias), anãs marrons. Essas pertencem a uma classe de corpos celestes inteiramente diferente da classe das anãs brancas. Nas anãs vermelhas, como em todas as estrelas da sequência principal, a pressão que contrabalança a força gravitacional é causada pelo movimento térmico do gás. A pressão obedece à lei dos gases ideais. Uma outra classe de estrelas é chamada de gigantes: estrelas na região de alto brilho no diagrama HR. São estrelas infladas pela pressão de radiação e são muito grandes.


Para ver o capítulo anterior da série - http://skyufo-x.blogspot.com/2011/07/as-maravilhas-do-universo-que-nao-se_13.html

Fonte: Wikipédia

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