Uma anã branca , também chamada de anã degenerada , é um remanescente do núcleo estelar composto principalmente de matéria eletrodegenerada . Uma anã branca é muito densa : sua massa é comparável à do Sol , enquanto seu volume é comparável ao da Terra . A ténue luminosidade de uma anã branca vem da emissão de energia térmica residual ; nenhuma fusão ocorre em uma anã branca. A anã branca mais próxima conhecida é Sirius B , a 8,6 anos-luz, o componente menor da estrela binária Sirius. Atualmente, acredita-se que existam oito anãs brancas entre os cem sistemas estelares mais próximos do Sol.  A fraqueza incomum das anãs brancas foi reconhecida pela primeira vez em 1910. O nome anã branca foi cunhado por Willem Luyten em 1922.

Acredita-se que as anãs brancas sejam o estado evolutivo final das estrelas cuja massa não é alta o suficiente para se tornar uma estrela de neutrões ou um buraco negro . Isso inclui mais de 97% das outras estrelas da Via Láctea . Após o término do período de fusão de hidrogénio de uma estrela da sequência principal de massa baixa ou média, tal estrela se expandirá para uma gigante vermelha durante a qual funde hélio com carbono e oxigénio no seu núcleo pelo triplo- processo alfa. Se uma gigante vermelha tiver massa insuficiente para gerar as temperaturas centrais necessárias para fundir o carbono (cerca de 1 bilião de K(kelvins)), uma massa inerte de carbono e oxigénio se acumulará no seu centro. Depois que essa estrela se desprender de suas camadas externas e formar uma nebulosa planetária , ela deixará para trás um núcleo, que é a anã branca remanescente. Normalmente, as anãs brancas são compostas de carbono e oxigénio ( CO anã branca ). Se a massa da progenitora estiver entre 8 e 10,5  massas solares ( M _☉ ), a temperatura central será suficiente para fundir carbono, mas não néon , caso em que um oxigénio- néon- magnésio ( ONeMg ou ONe) anã branca pode se formar. Estrelas de massa muito baixa serão incapazes de fundir hélio; portanto, uma anã branca de hélio pode se formar por perda de massa em sistemas binários.

O material numa anã branca não sofre mais reações de fusão, então a estrela não tem fonte de energia. Como resultado, ela não pode se sustentar pelo calor gerado pela fusão contra o colapso gravitacional , mas é suportado apenas pela pressão de degenerescência de eléctrões , tornando-a extremamente densa. A física da degenerescência fornece uma massa máxima para uma anã branca não rotativa, o limite de Chandrasekhar — aproximadamente 1,44 vezes M _☉ — além do qual ela não pode ser suportada pela pressão de degeneração do eléctrão. Uma anã branca de carbono-oxigénio que se aproxima desse limite de massa, normalmente por transferência de massa de uma estrela companheira, pode explodir como uma supernova do tipo Ia por meio de um processo conhecido como detonação de carbono;  SN 1006 é considerado um exemplo famoso.

Uma anã branca é muito quente quando se forma, mas por não ter fonte de energia, ela esfriará gradualmente à medida que irradia sua energia. Isso significa que sua radiação, que inicialmente tem uma alta temperatura de cor , diminuirá e avermelhará com o tempo. Durante muito tempo, uma anã branca esfriará e seu material começará a cristalizar, começando pelo núcleo. A baixa temperatura da estrela significa que ela não emitirá mais calor ou luz significativa e se tornará uma anã negra fria . Como o tempo que leva para uma anã branca atingir esse estado é calculado como sendo maior do que a idade atual do universo conhecido (aproximadamente 13,8 biliões de anos), acredita-se que ainda não existam anãs negras . As anãs brancas mais antigas conhecidas ainda irradiam a temperaturas de alguns milhares de kelvins , o que estabelece um limite observacional sobre a idade máxima possível do universo .

Descoberta

A primeira anã branca descoberta foi no sistema estelar triplo de 40 Eridani , que contém a relativamente brilhante estrela da sequência principal 40 Eridani A , orbitada à distância pelo sistema binário mais próximo da anã branca 40 Eridani B e a anã vermelha da sequência principal 40 Eridani C. O par 40 Eridani B/C foi descoberto por William Herschel em 31 de janeiro de 1783. Em 1910, Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering e Williamina Fleming descobriram que, apesar de ser uma estrela fraca, 40 Eridani B era de tipo espectral  A, ou branco. Em 1939, Russell olhou para trás na descoberta:

Eu estava visitando meu amigo e generoso benfeitor, Prof. Edward C. Pickering. Com gentileza característica, ele se ofereceu para observar os espectros de todas as estrelas – incluindo estrelas de comparação – que haviam sido observadas nas observações de paralaxe estelar que Hinks e eu fizemos em Cambridge, e discutimos. Este trabalho aparentemente rotineiro provou ser muito frutífero – levou à descoberta de que todas as estrelas de magnitude absoluta muito fraca eram de classe espectral M. , não na minha lista, mencionando em particular 40 Eridani B. Caracteristicamente, ele enviou uma nota para o escritório do Observatório e em pouco tempo veio a resposta (acho que da Sra. Fleming) que o espectro desta estrela era A. Eu sabia o suficiente sobre mesmo nestes dias paleozóicos, perceber imediatamente que havia uma extrema inconsistência entre o que chamaríamos então de valores “possíveis” de brilho e densidade da superfície. Devo ter mostrado que não estava apenas intrigado, mas desanimado, com essa exceção ao que parecia ser uma regra muito bonita de características estelares; mas Pickering sorriu para mim e disse: “São apenas essas exceções que levam a um avanço em nosso conhecimento”, e assim as anãs brancas entraram no reino do estudo!

O tipo espectral de 40 Eridani B foi descrito oficialmente em 1914 por Walter Adams .

A anã branca companheira de Sirius , Sirius  B, foi a próxima a ser descoberta. Durante o século XIX, as medições posicionais de algumas estrelas tornaram-se suficientemente precisas para medir pequenas mudanças na sua localização. Friedrich Bessel usou medições de posição para determinar que as estrelas Sirius (α Canis Majoris) e Procyon (α Canis Minoris) estavam mudando suas posições periodicamente. Em 1844 ele previu que ambas as estrelas tinham companheiros invisíveis:

Se considerássemos Sirius e Procyon como estrelas duplas, a mudança de seus movimentos não nos surpreenderia; devemos reconhecê-los como necessários, e ter apenas que investigar sua quantidade por observação. Mas a luz não é uma propriedade real da massa. A existência de inúmeras estrelas visíveis não pode provar nada contra a existência de inúmeras estrelas invisíveis.

Bessel estimou aproximadamente o período do companheiro de Sirius em cerca de meio século;  A CAF Peters calculou uma órbita para ela em 1851.  Não foi até 31 de janeiro de 1862 que Alvan Graham Clark observou uma estrela inédita perto de Sirius, mais tarde identificada como a companheira prevista.  Walter Adams anunciou em 1915 que havia descoberto que o espectro de Sirius B era semelhante ao de Sirius.

Em 1917, Adriaan van Maanen descobriu a Estrela de Van Maanen , uma anã branca isolada. Estas três anãs brancas, as primeiras descobertas, são as chamadas anãs brancas clássicas . Eventualmente, muitas estrelas brancas fracas foram encontradas com movimento próprio alto , indicando que poderiam ser suspeitas de serem estrelas de baixa luminosidade próximas à Terra e, portanto, anãs brancas. Willem Luyten parece ter sido o primeiro a usar o termo anã branca quando examinou essa classe de estrelas em 1922; o termo foi mais tarde popularizado por Arthur Stanley Edington . Apesar dessas suspeitas, a primeira anã branca não clássica não foi definitivamente identificada até a década de 1930. 18 anãs brancas foram descobertas em 1939. Luyten e outros continuaram a procurar anãs brancas na década de 1940. Em 1950, mais de cem eram conhecidas, e em 1999, mais de 2.000 eram conhecidas. Desde então, o Sloan Digital Sky Survey encontrou mais de 9.000 anãs brancas, a maioria novas.

Composição e estrutura 

Embora as anãs brancas sejam conhecidas com massas estimadas tão baixas quanto 0,17  M _☉  e tão altas quanto 1,33  M _☉ ,  a distribuição de massa é fortemente máxima em 0,6  M _☉ , e a maioria está entre 0,5 e 0,7  M _☉ . Os raios estimados das anãs brancas observadas são tipicamente 0,8–2% do raio do Sol ; isso é comparável ao raio da Terra de aproximadamente 0,9% do raio solar. Uma anã branca, então, acumula massa comparável à do Sol num volume que é tipicamente um milhão de vezes menor que o do Sol; a densidade média da matéria numa anã branca deve, portanto, ser, muito aproximadamente, 1.000.000 vezes maior que a densidade média do Sol, ou aproximadamente 10 ⁶  g/cm ³ , ou 1  tonelada por centímetro cúbico.  Uma anã branca típica tem uma densidade entre 10 ⁴ e 10 ⁷  g/cm ³ . As anãs brancas são compostas por uma das formas mais densas de matéria conhecidas, superadas apenas por outras estrelas compactas , como estrelas de neutrões ,estrelas de quarks (hipotéticas), e buracos negros .

As anãs brancas foram consideradas extremamente densas logo após sua descoberta. Se uma estrela está num sistema binário , como é o caso de Sirius B ou 40 Eridani B, é possível estimar sua massa a partir de observações da órbita binária. Isso foi feito para Sirius B em 1910,  produzindo uma estimativa de massa de 0,94  M _☉ , que se compara bem com uma estimativa mais moderna de 1,00  M _☉ .  Uma vez que os corpos mais quentes irradiam mais energia do que os mais frios, o brilho da superfície de uma estrela pode ser estimado a partir de sua temperatura efetiva de superfície e de seu espectro. Se a distância da estrela for conhecida, sua luminosidade absoluta também pode ser estimada. A partir da luminosidade e distância absolutas, a área da superfície da estrela e seu raio podem ser calculados. Raciocínios desse tipo levaram à percepção, intrigante para os astrónomos da época, que devido à sua temperatura relativamente alta e luminosidade absoluta relativamente baixa, Sirius B e 40 Eridani B devem ser muito densas. Quando Ernst Öpik estimou a densidade de um número de estrelas binárias visuais em 1916, ele descobriu que 40 Eridani B tinham uma densidade de mais de 25.000 vezes a do Sol , que era tão alta que ele a chamou de “impossível”.  Como AS Eddington colocou mais tarde, em 1927:

Aprendemos sobre as estrelas recebendo e interpretando as mensagens que sua luz nos traz. A mensagem do companheiro de Sirius quando foi descodificada dizia: “Sou composto de material 3.000 vezes mais denso do que qualquer coisa que você já encontrou; uma tonelada do meu material seria uma pepita que você poderia colocar numa caixa de fósforos”. Que resposta se pode dar a tal mensagem? A resposta que a maioria de nós deu em 1914 foi: “Cale a boca. Não diga asneiras.”

Como Eddington apontou em 1924, densidades dessa ordem implicavam que, de acordo com a teoria da relatividade geral , a luz de Sirius B deveria ser gravitacionalmente desviada para o vermelho .  Isso foi confirmado quando Adams mediu esse desvio para o vermelho em 1925.

Material	Densidade em kg/m 3	Notas
Buraco negro supermassivo	c. 1.000	Densidade crítica de um buraco negro de cerca de  10 8 massas solares.
Água (fresca)	1.000	Em STP
Ósmio	22.610	Perto da temperatura ambiente
O núcleo do Sol	c. 150.000
Anã Branca	1 × 10 9
Núcleos atómicos	2,3 × 10 17	Não depende fortemente do tamanho do núcleo
Núcleo estrela de neutrões	8,4 × 10 16 – 1 × 10 18
Buraco negro Pequeno	2 × 10 30	Densidade crítica de um buraco negro com a massa da Terra.

Tais densidades são possíveis porque o material das anãs brancas não é composto de átomos unidos por ligações químicas , mas consiste num plasma de núcleos e electrões não ligados . Não há, portanto, nenhum obstáculo para colocar os núcleos mais próximos do que normalmente permitido pelos orbitais de electrões limitados pela matéria normal.  Eddington se perguntou o que aconteceria quando esse plasma esfriasse e a energia para manter os átomos ionizados não fosse mais suficiente. Este paradoxo foi resolvido por RH Fowler em 1926 por uma aplicação da mecânica quântica recém-criada . Como os electrões obedecem ao Princípio de Exclusão de Pauli , dois electrões não podem ocupar o mesmo estado , e eles devem obedecer à estatística de Fermi-Dirac , também introduzida em 1926 para determinar a distribuição estatística de partículas que satisfazem o Princípio de Exclusão de Pauli. Em temperatura zero, portanto, os electrões não podem ocupar todos os estados de energia mais baixa, ou fundamental ; alguns deles teriam que ocupar estados de maior energia, formando uma faixa de estados de menor energia disponível, o mar de Fermi . Esse estado dos electrões, chamado degenerado , significava que uma anã branca poderia esfriar até a temperatura zero e ainda possuir alta energia.

A compressão de uma anã branca aumentará o número de electrões num determinado volume. Aplicando o Princípio de Exclusão de Pauli, isso aumentará a energia cinética dos electrões, aumentando assim a pressão. Esta pressão de degeneração de electrões suporta uma anã branca contra o colapso gravitacional . A pressão depende apenas da densidade e não da temperatura. A matéria degenerada é relativamente compressível; isso significa que a densidade de uma anã branca de alta massa é muito maior do que a de uma anã branca de baixa massa e que o raio de uma anã branca diminui à medida que sua massa aumenta.

A existência de uma massa limite que nenhuma anã branca pode ultrapassar sem colapsar numa estrela de neutrões é outra consequência de ser sustentada pela pressão de degeneração electrónica. Tais massas limitantes foram calculadas para casos de uma estrela de densidade constante idealizada em 1929 por Wilhelm Anderson  e em 1930 por Edmund C. Stoner . Este valor foi corrigido considerando o equilíbrio hidrostático para o perfil de densidade, e o valor atualmente conhecido do limite foi publicado pela primeira vez em 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar no seu artigo “The Maximum Mass of Ideal White Dwarfs”. Para uma anã branca não rotativa, é igual a aproximadamente 5,7 M _☉ /μ _e ² , onde μ _e é o peso molecular médio por electrão da estrela.  Como o carbono-12 e o oxigénio-16 que compõem predominantemente uma anã branca carbono-oxigénio ambos têm número atómico igual à metade do seu peso atómico , deve-se tomar μ _e igual a 2 para tal estrela Z levando ao valor comumente citado de 1,4  M _☉ . (Perto do início do século 20, havia razões para acreditar que as estrelas eram compostas principalmente de elementos pesados,então, no seu artigo de 1931, Chandrasekhar estabeleceu o peso molecular médio por electrão, μ _e , igual a 2,5, dando um limite de 0,91  M _☉ .) Juntamente com William Alfred Fowler , Chandrasekhar recebeu o prémio Nobel por este e outros trabalhos em 1983 A massa limite é agora chamada de limite de Chandrasekhar .

Se uma anã branca excedesse o limite de Chandrasekhar e as reações nucleares não ocorressem, a pressão exercida pelos electrões não seria mais capaz de equilibrar a força da gravidade e entraria em colapso num objeto mais denso chamado estrela de neutrões . Anãs brancas carbono-oxigénio que acumulam massa de uma estrela vizinha sofrem uma reação de fusão nuclear descontrolada, que leva a uma explosão de supernova Tipo Ia na qual a anã branca pode ser destruída, antes de atingir a massa limite.

Novas pesquisas indicam que muitas anãs brancas – pelo menos em certos tipos de galáxias – podem não se aproximar desse limite por meio de acreção. Foi postulado que pelo menos algumas das anãs brancas que se tornam supernovas atingem a massa necessária colidindo umas com as outras. Pode ser que em galáxias elípticas tais colisões sejam a principal fonte de supernovas. Esta hipótese baseia-se no fato de que os raios X produzidos por essas galáxias são de 30 a 50 vezes menos do que se espera que sejam produzidos pelas supernovas do tipo Ia daquela galáxia à medida que a matéria se acumula na anã branca de sua companheira circundante. Concluiu-se que não mais de 5 por cento das supernovas em tais galáxias poderiam ser criadas pelo processo de acreção em anãs brancas. O significado dessa descoberta é que pode haver dois tipos de supernovas, o que pode significar que o limite de Chandrasekhar nem sempre se aplica para determinar quando uma anã branca se torna supernova, dado que duas anãs brancas em colisão podem ter uma variedade de massas. Isso, por sua vez, confundiria os esforços para usar anãs brancas explosivas como velas padrão na determinação de distâncias.

As anãs brancas têm baixa luminosidade e, portanto, ocupam uma faixa na parte inferior do diagrama de Hertzsprung-Russell , um gráfico de luminosidade estelar versus cor ou temperatura. Eles não devem ser confundidos com objetos de baixa luminosidade na extremidade de baixa massa da sequência principal , como as anãs vermelhas de fusão de hidrogénio , cujos núcleos são suportados em parte pela pressão térmica,  ou o marrom de temperatura ainda mais baixa.

Relação massa-raio e limite de massa

A relação entre a massa e o raio de anãs brancas pode ser derivada usando um argumento de minimização de energia. A energia da anã branca pode ser aproximada tomando-a como a soma de sua energia potencial gravitacional e energia cinética . A energia potencial gravitacional de um pedaço de massa unitária de anã branca, E _g , será da ordem de − G  M  /  R , onde G é a constante gravitacional , M é a massa da anã branca e R é o seu raio.

A energia cinética da unidade de massa, E _k , virá principalmente do movimento dos electrões, então será aproximadamente N  p ²  / 2 m , onde p é o momento médio do elétron, m é a massa do elétron e N é a número de electrões por unidade de massa. Como os eletrões são degenerados , podemos estimar  que p é da ordem da incerteza no momento, Δp , dado pelo princípio da incerteza , que diz que Δp Δx é da ordem da constante de Planck reduzida, ħ . Δ x será da ordem da distância média entre os electrões, que será aproximadamente n ^−1/3 , ou seja, o recíproco da raiz cúbica da densidade numérica, n , de electrões por unidade de volume. Como há N · M electrões na anã branca, onde M é a massa da estrela e seu volume é da ordem de R ³ , n será da ordem de N  M  /  R ³ .

Resolvendo para a energia cinética por unidade de massa, E _k , encontramos que

A anã branca estará em equilíbrio quando sua energia total, E _g + E _k , for minimizada. Neste ponto, as energias cinética e potencial gravitacional devem ser comparáveis, então podemos derivar uma relação aproximada de massa-raio igualando suas magnitudes:

Resolvendo isso para o raio, R , dá

A eliminação de N , que depende apenas da composição da anã branca, e das constantes universais nos deixa com uma relação entre massa e raio:

ou seja, o raio de uma anã branca é inversamente proporcional à raiz cúbica de sua massa.

Como esta análise usa a fórmula não relativística p ²  / 2 m para a energia cinética, ela é não relativística. Se quisermos analisar a situação em que a velocidade do electrão numa anã branca está próxima da velocidade da luz , c , devemos substituir p ²  / 2 m pela aproximação relativística extrema p  c para a energia cinética. Com esta substituição, encontramos

Se igualarmos isso à magnitude de E _g , descobrimos que R cai e a massa, M , é forçada a ser

Para interpretar este resultado, observe que à medida que adicionamos massa a uma anã branca, seu raio diminuirá, então, pelo princípio da incerteza, o momento e, portanto, a velocidade de seus electrões aumentarão. À medida que esta velocidade se aproxima de c , a análise relativística extrema torna-se mais exata, significando que a massa  M da anã branca deve aproximar-se de uma massa limite de M _limite . Portanto, nenhuma anã branca pode ser mais pesada que a massa limite M _limit , ou 1,4  M _☉ .

Para um cálculo mais preciso da relação massa-raio e massa limite de uma anã branca, deve-se calcular a equação de estado que descreve a relação entre densidade e pressão no material da anã branca. Se a densidade e a pressão forem ambas iguais às funções do raio do centro da estrela, o sistema de equações consistindo na equação hidrostática junto com a equação de estado pode ser resolvido para encontrar a estrutura da anã branca em equilíbrio . No caso não relativístico, ainda encontraremos que o raio é inversamente proporcional à raiz cúbica da massa. As correções relativísticas irão alterar o resultado para que o raio se torne zero num valor finito da massa. Este é o valor limite da massa – chamado limite de Chandrasekhar – no qual a anã branca não pode mais ser suportada pela pressão de degeneração dos electrões. O gráfico em cima mostra o resultado de tal cálculo. Ele mostra como o raio varia com a massa para modelos não relativísticos (curva azul) e relativísticos (curva verde) de uma anã branca. Ambos os modelos tratam a anã branca como um gás frio de Fermi em equilíbrio hidrostático. O peso molecular médio por elétron, μ _e , foi definido como igual a 2. O raio é medido em raios solares padrão e a massa em massas solares padrão. 

Todos esses cálculos assumem que a anã branca não é rotativa. Se a anã branca estiver girando, a equação de equilíbrio hidrostático deve ser modificada para levar em conta a pseudoforça centrífuga decorrente do trabalho num quadro giratório .  Para uma anã branca com rotação uniforme, a massa limite aumenta apenas ligeiramente. Se a estrela pode girar de forma não uniforme e a viscosidade é desprezada, então, como foi apontado por Fred Hoyle em 1947,  não há limite para a massa para a qual é possível que uma anã branca modelo esteja em estado estático. equilíbrio. Nem todas essas estrelas modelo serão dinamicamente estáveis.

Radiação e resfriamento 

A matéria degenerada que compõe a maior parte de uma anã branca tem uma opacidade muito baixa , porque qualquer absorção de um fotão requer que um electrão faça a transição para um estado vazio mais alto, o que pode não ser possível, pois a energia do fotão pode não ser uma correspondência para os possíveis estados quânticos disponíveis para esse electrão, portanto, a transferência de calor radiativa dentro de uma anã branca é baixa; tem, no entanto, uma alta condutividade térmica . Como resultado, o interior da anã branca mantém uma temperatura uniforme, aproximadamente 10 ⁷  K. Uma camada externa de matéria não degenerada esfria de aproximadamente 10 ⁷  K para 10 ⁴  K. Essa matéria irradia aproximadamente como um corpo negro. Uma anã branca permanece visível por muito tempo, pois sua ténue atmosfera externa de matéria normal começa a irradiar a cerca de 10 ⁷  K, após a formação, enquanto sua maior massa interna está em 10 ⁷  K, mas não pode irradiar através de sua camada de matéria normal.

A radiação visível emitida por anãs brancas varia em uma ampla gama de cores, desde a cor azul-branca de uma estrela da sequência principal do tipo O até o vermelho de uma anã vermelha do tipo M.  As temperaturas efetivas da superfície das anãs brancas se estendem de mais de 150.000 K  a pouco menos de 4.000 K.  De acordo com a lei de Stefan-Boltzmann , a luminosidade aumenta com o aumento da temperatura da superfície; esta faixa de temperatura da superfície corresponde a uma luminosidade de mais de 100 vezes a do Sol a menos de 1 ⁄ 10.000 a do Sol. As anãs brancas quentes, com temperaturas de superfície superiores a 30.000 K, foram observadas como fontes de raios-X suaves (ou seja, de baixa energia) . Isso permite que a composição e a estrutura de suas atmosferas sejam estudadas por raios-X suaves e observações ultravioleta extremas .

As anãs brancas também irradiam neutrinos através do processo Urca .

Como foi explicado por Leon Mestel em 1952, a menos que a anã branca agregue matéria de uma estrela companheira ou outra fonte, sua radiação vem de seu calor armazenado, que não é reabastecido.  As anãs brancas têm uma área de superfície extremamente pequena para irradiar esse calor, então elas esfriam gradualmente, permanecendo quentes por um longo tempo. À medida que uma anã branca esfria, sua temperatura superficial diminui, a radiação que ela emite avermelha e sua luminosidade diminui. Como a anã branca não tem sumidouro de energia além da radiação, segue-se que seu resfriamento diminui com o tempo. A taxa de resfriamento foi estimada para uma anã branca de carbono de 0,59 M _☉com atmosfera de hidrogénio . Depois de inicialmente levar aproximadamente 1,5 bilião de anos para resfriar a uma temperatura de superfície de 7.140 K, resfriar aproximadamente 500 kelvins a mais para 6.590 K leva cerca de 0,3 bilião de anos, mas as próximas duas etapas de cerca de 500 kelvins (para 6.030 K e 5.550 K) levam primeiro 0,4 e depois 1,1 bilião de anos.

A maioria das anãs brancas observadas tem temperaturas de superfície relativamente altas, entre 8.000 K e 40.000 K.  Uma anã branca, no entanto, passa mais de sua vida em temperaturas mais frias do que em temperaturas mais quentes, então devemos esperar que haja mais anãs brancas frias do que anãs brancas quentes. Uma vez que ajustamos o efeito de seleção de que anãs brancas mais quentes e luminosas são mais fáceis de observar, descobrimos que diminuir a faixa de temperatura examinada resulta em encontrar mais anãs brancas. Esta tendência pára quando atingimos anãs brancas extremamente frias; poucas anãs brancas são observadas com temperaturas de superfície abaixo de 4.000 K,  e uma das mais frias observadas até agora, WD 0346+246, tem uma temperatura superficial de aproximadamente 3.900 K. A razão para isso é que a idade do Universo é finita; não houve tempo suficiente para as anãs brancas esfriarem abaixo dessa temperatura. A função de luminosidade da anã branca pode, portanto, ser usada para encontrar a hora em que as estrelas começaram a se formar em uma região; uma estimativa para a idade do nosso disco galáctico encontrado desta forma é de 8 biliões de anos.  Uma anã branca acabará, em muitos triliões de anos, esfriando e se tornará uma anã negra não radiante em equilíbrio térmico aproximado com seus arredores e com a radiação cósmica de fundo . Ainda não se acredita que existam anãs negras.

Embora o material da anã branca seja inicialmente plasma – um fluido composto de núcleos e electrões – foi teoricamente previsto na década de 1960 que, em um estágio tardio de resfriamento, deveria cristalizar , começando em seu centro.  Acredita-se que a estrutura cristalina seja uma rede cúbica de corpo centrado . Em 1995, foi sugerido que as observações asterosismológicas de anãs brancas pulsantes produziram um teste potencial da teoria da cristalização, e em 2004, foram feitas observações que sugeriram aproximadamente 90% da massa de BPM 37093 havia cristalizado.  Outro trabalho fornece uma fração de massa cristalizada entre 32% e 82%.  À medida que um núcleo de anã branca sofre cristalização em uma fase sólida, o calor latente é libertado, o que fornece uma fonte de energia térmica que atrasa seu resfriamento.  Este efeito foi confirmado pela primeira vez em 2019 após a identificação de um empilhamento na sequência de resfriamento de mais de 15.000 anãs brancas observadas com o satélite Gaia .

Anãs brancas de hélio de baixa massa (massa < 0,20  M _☉ ), muitas vezes referidas como “anãs brancas de massa extremamente baixa, ELM WDs” são formadas em sistemas binários. Como resultado de seus envelopes ricos em hidrogénio, a queima de hidrogénio residual através do ciclo CNO pode manter essas anãs brancas quentes em uma longa escala de tempo. Além disso, eles permanecem em um estágio de anã proto-branca inchada por até 2 Gyr antes de chegarem à pista de resfriamento.

Atmosfera e espectros

Embora se pense que a maioria das anãs brancas é composta de carbono e oxigénio, a espectroscopia normalmente mostra que sua luz emitida vem de uma atmosfera que se observa ser dominada por hidrogénio ou hélio . O elemento dominante geralmente é pelo menos 1.000 vezes mais abundante do que todos os outros elementos. Conforme explicado por Schatzman na década de 1940, acredita-se que a alta gravidade da superfície cause essa pureza ao separar gravitacionalmente a atmosfera de modo que os elementos pesados ​​fiquem abaixo e os mais leves acima. Acredita-se que esta atmosfera, a única parte da anã branca visível para nós, seja o topo de um envelope que é um resíduo do envelope da estrela na fase AGB e também pode conter material agregado do meio interestelar . Acredita-se que o envelope consista numa camada rica em hélio com massa não superior a 1 ⁄ 100 da massa total da estrela, que, se a atmosfera for dominada por hidrogénio, é coberta por uma camada rica em hidrogénio com massa de aproximadamente 1 ⁄ 10.000 da massa total das estrelas. 

Apesar de finas, essas camadas externas determinam a evolução térmica da anã branca. Os electrões degenerados na massa de uma anã branca conduzem bem o calor. A maior parte da massa de uma anã branca está, portanto, quase na mesma temperatura ( isotérmica ), e também é quente: uma anã branca com temperatura de superfície entre 8.000 K e 16.000 K terá uma temperatura central entre aproximadamente 5.000.000 K e 20.000.000 K. A anã é impedida de esfriar muito rapidamente apenas pela opacidade de suas camadas externas à radiação.

Tipos espectrais de anãs brancas 

Características primárias e secundárias
UMA	Linhas H presentes
B	Ele eu linhas
C	Espectro contínuo; sem linhas
O	Linhas He II, acompanhadas por linhas He I ou H
Z	Linhas de metal
Q	Linhas de carbono presentes
X	Espectro pouco claro ou não classificável
Apenas recursos secundários
P	Anã branca magnética com polarização detectável
H	Anã branca magnética sem polarização detectável
E	Linhas de emissão presentes
V	Variável

A primeira tentativa de classificar espectros de anãs brancas parece ter sido por GP Kuiper em 1941,  e vários esquemas de classificação foram propostos e usados ​​desde então. O sistema atualmente em uso foi introduzido por Edward M. Sion , Jesse L. Greenstein e seus coautores em 1983 e foi posteriormente revisto várias vezes. Ele classifica um espectro por um símbolo que consiste em um D inicial, uma letra descrevendo a característica primária do espectro seguida por uma sequência opcional de letras descrevendo características secundárias do espectro (como mostrado na tabela em cima) e um número de índice de temperatura , calculado dividindo 50.400 K pela temperatura efetiva. Por exemplo:

• Uma anã branca com apenas linhas He I em seu espectro e uma temperatura efetiva de 15.000 K poderia receber a classificação de DB3 ou, se garantido pela precisão da medição de temperatura, DB3.5.
• Uma anã branca com um campo magnético polarizado , uma temperatura efetiva de 17.000 K e um espectro dominado por linhas He I que também tinham características de hidrogênio poderia receber a classificação de DBAP3.

Os símbolos “?” e “:” também pode ser usado se a classificação correta for incerta.

As anãs brancas cuja classificação espectral primária é DA têm atmosferas dominadas por hidrogênio. Eles compõem a maioria, aproximadamente 80%, de todas as anãs brancas observadas.  A próxima classe em número é de BDs, aproximadamente 16%.  A classe DQ quente, acima de 15.000 K, (aproximadamente 0,1%) tem atmosferas dominadas por carbono.  Aqueles classificados como DB, DC, DO, DZ e DQ frio têm atmosferas dominadas por hélio. Assumindo que carbono e metais não estão presentes, qual classificação espectral é vista depende da temperatura efetiva. Entre aproximadamente 100.000 K a 45.000 K, o espectro será classificado como DO, dominado por hélio ionizado isoladamente. De 30.000 K a 12.000 K, o espectro será DB, mostrando linhas de hélio neutras, e abaixo de cerca de 12.000 K, o espectro será inexpressivo e classificado como DC. 

O hidrogénio molecular ( H ₂ ) foi detectado nos espectros das atmosferas de algumas anãs brancas.

Anãs brancas ricas em metal

Cerca de 25 a 33% das anãs brancas têm linhas metálicas em seus espectros, o que é notável porque qualquer elemento pesado em uma anã branca deve afundar no interior da estrela em apenas uma pequena fração da vida da estrela.  A explicação predominante para as anãs brancas ricas em metais é que elas recentemente acumularam planetesimais rochosos.  A composição de massa do objeto agregado pode ser medida a partir das forças das linhas de metal. Por exemplo, um estudo de 2015 da anã branca Ton 345 concluiu que suas abundâncias de metal eram consistentes com as de um planeta rochoso diferenciado cujo manto havia sido erodido pelo vento da estrela hospedeira durante sua fase de ramificação gigante assintótica .

Campo magnético

Campos magnéticos em anãs brancas com força na superfície de c. 1 milhão de gauss (100  teslas ) foram previstos por PMS Blackett em 1947 como consequência de uma lei física que ele havia proposto que afirmava que um corpo giratório e sem carga deveria gerar um campo magnético proporcional ao seu momento angular . Essa lei putativa, às vezes chamada de efeito Blackett , nunca foi geralmente aceite e, na década de 1950, até Blackett sentiu que havia sido refutada. Na década de 1960, foi proposto que as anãs brancas poderiam ter campos magnéticos devido à conservação do fluxo magnético total da superfície.que existia em sua fase estelar progenitora. Um campo magnético de superfície de c. 100 gauss (0,01 T) na estrela progenitora se tornaria assim um campo magnético de superfície de c. 100·100 ²  = 1 milhão de gauss (100 T) uma vez que o raio da estrela encolheu por um fator de 100.  A primeira anã branca magnética a ser descoberta foi GJ 742 (também conhecida como GRW +70 8247 ) que foi identificado por James Kemp, John Swedlund, John Landstreet e Roger Angel em 1970 para hospedar um campo magnético por sua emissão de luz circularmente polarizada . Acredita-se que tenha um campo de superfície de aproximadamente 300 milhões de gauss (30 kT).

Desde 1970, campos magnéticos foram descobertos em mais de 200 anãs brancas, variando de 2 × 10 ³ a 10 ⁹  gauss (0,2 T a 100 kT).  O grande número de anãs brancas magnéticas atualmente conhecidas se deve ao fato de que a maioria das anãs brancas são identificadas por espectroscopia de baixa resolução, que é capaz de revelar a presença de um campo magnético de 1 megagauss ou mais. Assim, o processo básico de identificação também às vezes resulta na descoberta de campos magnéticos.  Estima-se que pelo menos 10% das anãs brancas têm campos superiores a 1 milhão de gauss (100 T).

A anã branca altamente magnetizada no sistema binário AR Scorpii foi identificada em 2016 como o primeiro pulsar em que o objeto compacto é uma anã branca em vez de uma estrela de neutrões.

Ligações químicas

Os campos magnéticos numa anã branca podem permitir a existência de um novo tipo de ligação química, a ligação paramagnética perpendicular , além de ligações iônicas e covalentes , resultando no que foi descrito inicialmente como “matéria magnetizada” em pesquisa publicada em 2012.

Variabilidade

Tipos de anã branca pulsante 

DAV ( GCVS : ZZA )	Tipo espectral DA , tendo apenas linhas de absorção de hidrogênio em seu espectro
DBV (GCVS: ZZB )	Tipo espectral DB, tendo apenas linhas de absorção de hélio em seu espectro
GW Vir (GCVS: ZZO )	Atmosfera principalmente C, He e O; podem ser divididos em estrelas DOV e PNNV

Cálculos iniciais sugeriam que poderia haver anãs brancas cuja luminosidade variava com um período de cerca de 10 segundos, mas pesquisas na década de 1960 não conseguiram observar isso. A primeira anã branca variável encontrada foi HL Tau 76 ; em 1965 e 1966, e foi observada variação com um período de aproximadamente 12,5 minutos. A razão para este período ser mais longo do que o previsto é que a variabilidade de HL Tau 76, como a de outras anãs brancas variáveis ​​pulsantes conhecidas, surge de pulsações de ondas de gravidade não radiais. Tipos conhecidos de anã branca pulsante incluem o DAV , ou ZZ Ceti , estrelas, incluindo HL Tau 76, com atmosferas dominadas por hidrogênio e do tipo espectral DA; ^, DBV ou V777 Her , estrelas, com atmosferas dominadas por hélio e do tipo espectral DB;  e GW Vir , às vezes subdivididas em estrelas DOV e PNNV , com atmosferas dominadas por hélio, carbono e oxigénio.  As estrelas GW Vir não são, estritamente falando, anãs brancas, mas são estrelas que estão em uma posição no diagrama de Hertzsprung-Russell entre o ramo gigante assintótico e a região das anãs brancas. Eles podem ser chamados de anãs pré-brancas . Todas essas variáveis ​​exibem pequenas (1%–30%) variações na saída de luz, decorrentes de uma superposição de modos vibracionais com períodos de centenas a milhares de segundos. A observação dessas variações fornece evidências asterosismológicas sobre os interiores das anãs brancas.

Formação

Acredita-se que as anãs brancas representem o ponto final da evolução estelar para estrelas da sequência principal com massas de cerca de 0,07 a 10  M _☉ . A composição da anã branca produzida dependerá da massa inicial da estrela. Os modelos galácticos atuais sugerem que a Via Láctea contém atualmente cerca de dez bilhões de anãs brancas.

Estrelas com massa muito baixa

Se a massa de uma estrela da sequência principal for menor que aproximadamente metade da massa solar , ela nunca ficará quente o suficiente para fundir hélio no seu núcleo. Pensa-se que, ao longo de uma vida que exceda consideravelmente a idade do Universo (c. 13,8 biliões de anos), tal estrela acabará por queimar todo o seu hidrogénio, por um tempo se tornando uma anã azul , e terminará sua evolução como uma anã branca de hélio composta principalmente de núcleos de hélio-4 . Devido ao longo tempo que este processo leva, não se acredita que seja a origem das anãs brancas de hélio observadas. Em vez disso, eles são considerados o produto da perda de massa em sistemas binários ou perda de massa devido a um grande companheiro planetário.

Estrelas com massa baixa a média 

Se a massa de uma estrela da sequência principal estiver entre 0,5 e 8  M _☉ como o nosso sol , seu núcleo ficará suficientemente quente para fundir hélio em carbono e oxigênio através do processo triplo-alfa , mas nunca ficará suficientemente quente para fundir carbono em néon . Perto do final do período em que sofre reações de fusão, tal estrela terá um núcleo carbono-oxigénio que não sofre reações de fusão, cercado por uma casca interna de queima de hélio e uma casca externa de queima de hidrogénio. No diagrama de Hertzsprung-Russell, será encontrado no ramo gigante assintótico. Ele então expelirá a maior parte de seu material externo, criando uma nebulosa planetária , até que reste apenas o núcleo de carbono-oxigénio. Este processo é responsável pelas anãs brancas carbono-oxigénio que formam a grande maioria das anãs brancas observadas.

Estrelas com massa média a alta 

Se uma estrela é massiva o suficiente, seu núcleo acabará se tornando suficientemente quente para fundir carbono com néon e, em seguida, para fundir neônio com ferro. Tal estrela não se tornará uma anã branca, porque a massa de seu núcleo central, sem fusão, inicialmente suportada pela pressão de degeneração de electrões , eventualmente excederá a maior massa possível suportada pela pressão de degeneração. Neste ponto, o núcleo da estrela entrará em colapso e explodirá em uma supernova de colapso do núcleo que deixará para trás uma estrela de neutrões remanescente , um buraco negro ou possivelmente uma forma mais exótica de estrela compacta .  Algumas estrelas da sequência principal, talvez de 8 a 10  M_☉ , embora suficientemente massivo para fundir carbono em neon e magnésio , pode ser insuficientemente massivo para fundir neon . Tal estrela pode deixar uma anã branca remanescente composta principalmente de oxigénio , néon e magnésio , desde que seu núcleo não entre em colapso e desde que a fusão não proceda tão violentamente a ponto de explodir a estrela em uma supernova . Embora algumas anãs brancas tenham sido identificadas, que podem ser deste tipo, a maioria das evidências da existência de tais vem das novas chamadas ONeMg ou neon novae. O espectro dessas novas exibem abundância de néon, magnésio e outros elementos de massa intermediária que parecem ser apenas explicáveis ​​pelo acréscimo de material em uma anã branca de oxigênio-néon-magnésio.

Tipo Iax supernova 

As supernovas do tipo Iax , que envolvem acreção de hélio por uma anã branca, foram propostas como um canal para a transformação desse tipo de remanescente estelar. Nesse cenário, a detonação de carbono produzida em uma supernova do Tipo Ia é muito fraca para destruir a anã branca, expelindo apenas uma pequena parte de sua massa como material ejetado, mas produz uma explosão assimétrica que chuta a estrela, muitas vezes conhecida como estrela zumbi . a altas velocidades de uma estrela de hipervelocidade . A matéria processada na detonação falhada é reagregada pela anã branca com os elementos mais pesados, como o ferro , caindo em seu núcleo, onde se acumula. Esses núcleos de ferro as anãs brancas seriam menores do que o tipo carbono-oxigénio de massa semelhante e esfriariam e cristalizariam mais rápido do que aquelas.

Destino

Uma anã branca é estável uma vez formada e continuará a esfriar quase indefinidamente, eventualmente para se tornar uma anã negra . Supondo que o Universo continue a se expandir, acredita-se que em 10 ¹⁹ a 10 ²⁰ anos, as galáxias evaporarão à medida que suas estrelas escaparem para o espaço intergaláctico.  Anãs brancas geralmente devem sobreviver à dispersão galáctica, embora uma colisão ocasional entre anãs brancas possa produzir uma nova estrela em fusão ou uma anã branca de massa super-Chandrasekhar que explodirá numa supernova Tipo Ia . Acredita-se que o tempo de vida subsequente das anãs brancas seja da ordem do tempo de vida hipotético do prótão , conhecido por ser de pelo menos 10 ³⁴ – 10 ³⁵ anos. Algumas grandes teorias unificadas preveem um tempo de vida de prótões entre 10 ³⁰ e 10 ³⁶ anos. Se essas teorias não forem válidas, o próton ainda pode decair por reações nucleares complicadas ou por meio de processos gravitacionais quânticos envolvendo buracos negros virtuais ; nestes casos, a vida útil é estimada em não mais de 10 ²⁰⁰ anos. Se os prótões decaírem, a massa de uma anã branca diminuirá muito lentamente com o tempoos núcleos decaem, até que perdem massa suficiente para se tornar um pedaço de matéria não degenerada e, finalmente, desaparecem completamente.

Uma anã branca também pode ser canibalizada ou evaporada por uma estrela companheira, fazendo com que a anã branca perca tanta massa que se torne um objeto de massa planetária . O objeto resultante, orbitando a antiga companheira, agora estrela hospedeira, poderia ser um planeta de hélio ou um planeta de diamante.

Discos de detritos e planetas

O sistema estelar e planetário de uma anã branca é herdado de sua estrela progenitora e pode interagir com a anã branca de várias maneiras. Observações espectroscópicas infravermelhas feitas pelo Telescópio Espacial Spitzer da NASA da estrela central da Nebulosa da Hélice sugerem a presença de uma nuvem de poeira, que pode ser causada por colisões de cometas. É possível que o material em queda disso possa causar emissão de raios-X da estrela central.  Da mesma forma, observações feitas em 2004 indicaram a presença de uma nuvem de poeira ao redor da jovem (estimado ter se formado a partir de seu progenitor AGB cerca de 500 milhões de anos atrás) anã branca G29-38, que pode ter sido criado pela perturbação das marés de um cometa passando perto da anã branca. Algumas estimativas baseadas no conteúdo metálico das atmosferas das anãs brancas consideram que pelo menos 15% delas podem ser orbitadas por planetas e/ou asteróides , ou pelo menos seus detritos. Outra ideia sugerida é que as anãs brancas poderiam ser orbitadas pelos núcleos despojados de planetas rochosos , que teriam sobrevivido à fase gigante vermelha de sua estrela, mas perdendo suas camadas externas e, dado que esses remanescentes planetários provavelmente seriam feitos de metais , para tentar detectá-los procurando as assinaturas de sua interação com o campo magnético da anã branca . Outras ideias sugeridas de como as anãs brancas são poluídas com poeira envolvem a dispersão de asteróides por planetas ou via dispersão planeta-planeta. A liberação de exoluas de seu planeta hospedeiro pode causar poluição de anãs brancas com poeira. Ou a libertação pode fazer com que os asteróides sejam espalhados em direção à anã branca ou a exolua pode ser espalhada no Roche-Radius da anã branca. O mecanismo por trás da poluição de anãs brancas em binários também foi explorado, pois esses sistemas são mais propensos a não ter um planeta maior, mas essa ideia não pode explicar a presença de poeira em torno de anãs brancas únicas. Enquanto anãs brancas antigas mostram evidências de acúmulo de poeira, anãs brancas com mais de ~1 bilhão de anos ou >7000 K com excesso de infravermelho empoeirado não foram detectadas até a descoberta de LSPM J0207+3331 em 2018, que tem uma idade de resfriamento de ~ 3 biliões de anos. A anã branca mostra dois componentes empoeirados que estão sendo explicados com dois anéis com temperaturas diferentes.

A anã branca rica em metal WD 1145+017 é a primeira anã branca observada com um planeta menor em desintegração que transita pela estrela. A desintegração do planetesimal gera uma nuvem de detritos que passa na frente da estrela a cada 4,5 horas, causando um desbotamento de 5 minutos no brilho óptico da estrela.  A profundidade do trânsito é altamente variável.

A anã branca WD 0145+234 mostra brilho no infravermelho médio, visto nos dados do NEOWISE . O brilho não é visto antes de 2018. É interpretado como a ruptura das marés de um exoasteróide, a primeira vez que tal evento foi observado.

WD 0806-661 tem uma anã Y que orbita a anã branca numa órbita ampla com uma distância projetada de 2500 unidades astronómicas . Considerando a baixa massa e a ampla órbita deste objeto, WD 0806-661 B pode ser interpretado como uma anã submarrom ou um exoplaneta fotografado diretamente .

WD J0914+1914 é a primeira estrela anã branca encontrada a ter um planeta gigante orbitando-a. O planeta gigante está sendo evaporado pela forte radiação ultravioleta da anã branca quente. Parte do material evaporado está sendo acumulado num disco gasoso ao redor da anã branca. A linha fraca de hidrogénio , bem como outras linhas no espectro da anã branca, revelaram a presença do planeta gigante.

Em setembro de 2020, os astrónomos relataram a descoberta, pela primeira vez, de um planeta muito massivo do tamanho de Júpiter , chamado WD 1856 b, orbitando de perto, a cada 36 horas, uma anã branca, chamada WD 1856+534 .

Habitabilidade

Foi proposto que anãs brancas com temperaturas de superfície inferiores a 10.000 Kelvins poderiam abrigar uma zona habitável a uma distância de c. 0,005 a 0,02  UA que duraria mais de 3 biliões de anos. Isso é tão próximo que qualquer planeta habitável seria bloqueado por maré . O objetivo é procurar trânsitos de planetas hipotéticos semelhantes à Terra que poderiam ter migrado para dentro e/ou formado lá. Como uma anã branca tem um tamanho semelhante ao de um planeta, esses tipos de trânsito produziriam eclipses fortes . Pesquisas mais recentes lançam algumas dúvidas sobre essa ideia, uma vez que as órbitas próximas desses planetas hipotéticos em torno de suas estrelas-mãe os sujeitariam a fortes forças de maré que poderiam torná-los inabitáveis, desencadeando um efeito estufa . Outra restrição sugerida para esta ideia é a origem desses planetas. Deixando de lado a formação do disco ao redor da anã branca, há duas maneiras de um planeta terminar em uma órbita próxima em torno de estrelas desse tipo: sobrevivendo sendo engolido pela estrela durante sua fase de gigante vermelha e depois espiralando para dentro, ou migração para dentro depois que a anã branca se formou . O primeiro caso é implausível para corpos de baixa massa, pois é improvável que eles sobrevivam sendo absorvidos por suas estrelas. Neste último caso, os planetas teriam que expelir tanta energia orbital como calor, por meio de interações de maré com a anã branca, que provavelmente terminariam como brasas inabitáveis.

Estrelas binárias e novas 

Se uma anã branca está num sistema estelar binário e está acumulando matéria de sua companheira, uma variedade de fenómenos pode ocorrer, incluindo novas e supernovas do Tipo Ia . Também pode ser uma fonte de raios-x super macia se for capaz de receber material de seu companheiro com rapidez suficiente para sustentar a fusão na sua superfície. Por outro lado, fenómenos em sistemas binários como interação de maré e interação estrela-disco, moderados por campos magnéticos ou não, atuam na rotação de anãs brancas em acreção. Na verdade, as anãs brancas que giram mais rápido e são conhecidas com segurança, são membros de sistemas binários (sendo a anã branca no CTCV J2056-3014 a mais rápida). Um sistema binário próximo de duas anãs brancas pode irradiar energia na forma de ondas gravitacionais , fazendo com que sua órbita mútua encolha constantemente até que as estrelas se fundam.

Supernovas do tipo Ia 

A massa de uma anã branca isolada e não rotativa não pode exceder o limite de Chandrasekhar de ~1,4  M _☉ . Este limite pode aumentar se a anã branca estiver girando rapidamente e de forma não uniforme. Anãs brancas em sistemas binários podem acumular material de uma estrela companheira, aumentando tanto sua massa quanto sua densidade. À medida que sua massa se aproxima do limite de Chandrasekhar, isso teoricamente poderia levar à ignição explosiva da fusão na anã branca ou ao seu colapso numa estrela de neutrões.

A acreção fornece o mecanismo atualmente favorecido chamado modelo de degeneração única para supernovas do Tipo Ia . Neste modelo, uma anã branca de carbono – oxigénio acumula massa e comprime seu núcleo puxando massa de uma estrela companheira. Acredita-se que o aquecimento por compressão do núcleo leva à ignição da fusão de carbono à medida que a massa se aproxima do limite de Chandrasekhar. Como a anã branca é sustentada contra a gravidade pela pressão de degeneração quântica em vez da pressão térmica, a adição de calor ao interior da estrela aumenta a sua temperatura, mas não sua pressão, de modo que a anã branca não se expande e esfria em resposta. Em vez disso, o aumento da temperatura acelera a velocidade da reação de fusão, num processo descontrolado que se alimenta de si mesmo. A chama termonuclear consome grande parte da anã branca em poucos segundos, causando uma explosão de supernova Tipo Ia que destrói a estrela. Em outro mecanismo possível para supernovas do Tipo Ia, o modelo degenerado duplo, duas anãs brancas carbono-oxigénio num sistema binário se fundem, criando um objeto com massa maior que o limite de Chandrasekhar no qual a fusão de carbono é então inflamada.

As observações falharam em notar sinais de acreção que levaram às supernovas do Tipo Ia, e agora acredita-se que isso ocorra porque a estrela é carregada primeiro acima do limite de Chandrasekhar enquanto também é girada a uma taxa muito alta pelo mesmo processo. Uma vez que a acreção para, a estrela diminui gradualmente até que a rotação não seja mais suficiente para evitar a explosão.

Acredita-se que a histórica brilhante SN 1006 tenha sido uma supernova do tipo Ia de uma anã branca, possivelmente a fusão de duas anãs brancas. A Supernova de Tycho de 1572 também era uma supernova do tipo Ia, e seu remanescente foi detectado.

Binário pós-envelope comum

Um binário de envelope pós-comum (PCEB) é um binário que consiste em uma anã branca e uma anã vermelha fechada por maré (em outros casos, isso pode ser uma anã marrom em vez de uma anã vermelha). Esses binários se formam quando a anã vermelha é engolida pela fase gigante vermelha . À medida que a anã vermelha orbita dentro do envelope comum, é desacelerado no ambiente mais denso. Esta velocidade orbital mais lenta é compensada com uma diminuição da distância orbital entre a anã vermelha e o núcleo da gigante vermelha. A anã vermelha espirala para dentro em direção ao núcleo e pode se fundir com o núcleo. Se isso não acontecer e, em vez disso, o envelope comum for ejetado, o binário acaba em uma órbita próxima, consistindo em uma anã branca e uma anã vermelha. Esse tipo de binário é chamado de binário de envelope pós-comum. A evolução do PCEB continua à medida que as duas estrelas anãs orbitam cada vez mais perto devido à frenagem magnética e pela liberação de ondas gravitacionais . O binário pode evoluir em algum momento para uma variável cataclísmica e, portanto, os binários pós-envelope comum são às vezes chamados de variáveis ​​pré-cataclísmicas.

Variáveis ​​cataclísmicas

Antes que a acreção de material empurre uma anã branca para perto do limite de Chandrasekhar, o material rico em hidrogénio acumulado na superfície pode inflamar em um tipo menos destrutivo de explosão termonuclear alimentada por fusão de hidrogénio . Essas explosões de superfície podem ser repetidas enquanto o núcleo da anã branca permanecer intacto. Esse tipo mais fraco de fenómeno cataclísmico repetitivo é chamado de nova (clássica) . Os astrónomos também observaram novas anãs , que têm picos de luminosidade menores e mais frequentes do que as novas clássicas. Acredita-se que sejam causados ​​pela liberação de energia potencial gravitacional quando parte do disco de acreção colapsa na estrela, em vez de através de uma liberação de energia devido à fusão. Em geral, sistemas binários com uma anã branca acumulando matéria de uma companheira estelar são chamados de variáveis ​​cataclísmicas . Além de novas e novas anãs, várias outras classes dessas variáveis ​​são conhecidas, incluindo polares e polares intermediárias , ambas com anãs brancas altamente magnéticas. As variáveis ​​cataclísmicas alimentadas por fusão e acreção foram observadas como fontes de raios-X .

Outros binários não pré-supernova

Outros binários não pró-supernova incluem binários que consistem numa estrela da sequência principal (ou gigante) e uma anã branca. O binário Sirius AB é provavelmente o exemplo mais famoso. Anãs brancas também podem existir como sistemas binários ou múltiplos sistemas estelares que consistem apenas em anãs brancas. Um exemplo de um sistema de anã branca tripla resolvido é o WD J1953-1019 , descoberto com dados do Gaia DR2 . Um campo interessante é o estudo de sistemas planetários remanescentes em torno de anãs brancas. Enquanto as estrelas são brilhantes e muitas vezes ofuscam os exoplanetas e as anãs marrons que as orbitam, as anãs brancas são fracas. Isso permite que os astrónomos estudem essas anãs marrons ou exoplanetas com mais detalhes. A anã submarrom ao redor da anã branca WD 0806−661 é um exemplo.

Mais próximo

Anãs brancas dentro de 25 anos-luz

Identificador	Número WD	Distância ( ly )	Tipo	Magnitude absoluta	Massa ( M ☉ )	Luminosidade ( L ☉ )	Idade ( Gir )	Objetos no sistema
Sirius B	0642–166	8,66	DA	18/11	0,98	0,0295	0,10	2
Procyon B	0736+053	11,46	DQZ	13.20	0,63	0,00049	1,37	2
Van Maanen 2	0046+051	14.07	DZ	14.09	0,68	0,00017	3h30	1
LP 145-141	1142-645	15.12	DQ	12,77	0,61	0,00054	1,29	1
40 Eridani B	0413-077	16,39	DA	27/11	0,59	0,0141	0,12	3
Stein 2051 B	0426+588	17,99	DC	13,43	0,69	0,00030	2,02	2
G 240-72	1748+708	20.26	DQ	15,23	0,81	0,000085	5,69	1
Gliese 223,2	0552-041	21.01	DZ	15,29	0,82	0,000062	7,89	1
Gliese 3991 B	1708+437	24.23	D??	>15	0,5	<0,000086	>6	2

Referências

External links and further reading

Geral

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