Anã branca - White dwarf

Imagem de Sirius  A e Sirius B tirada pelo Telescópio Espacial Hubble . Sirius B, que é uma anã branca, pode ser visto como um ponto fraco de luz na parte inferior esquerda de Sirius A., muito mais brilhante

Uma anã branca , também chamada de anã degenerada , é um remanescente do núcleo estelar composto principalmente de matéria degenerada de elétrons . Uma anã branca é muito densa : sua massa é comparável à do Sol , enquanto seu volume é comparável ao da Terra . A fraca luminosidade de uma anã branca vem da emissão de energia térmica armazenada ; nenhuma fusão ocorre em uma anã branca. A anã branca mais próxima conhecida é Sirius B , com 8,6 anos-luz, o menor componente da estrela binária de Sirius . Atualmente, acredita-se que haja 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 nêutrons ou um buraco negro . Isso inclui mais de 97% das outras estrelas da Via Láctea . Depois do hidrogénio - fundindo período de uma estrela-sequência principal de baixo ou médio de massa extremidades, tal estrela irá expandir-se para uma gigante vermelha durante o qual se funde de hélio para carbono e oxigénio no seu núcleo pelo processo de tripla-alfa . Se uma gigante vermelha tiver massa insuficiente para gerar as temperaturas centrais necessárias para fundir o carbono (cerca de 1 bilhão de K), uma massa inerte de carbono e oxigênio se acumulará em 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 oxigênio ( CO anã branca ). Se a massa do progenitor é entre 8 e 10,5  massas solares ( M ), a temperatura do núcleo irá ser suficiente para fusível de carbono mas não de néon , no caso em que um átomo de oxigénio-neon- magnésio ( ONeMg ou ONe ) anão branco pode formar. Estrelas de massa muito baixa não serão capazes de fundir o hélio, portanto, uma anã branca de hélio pode se formar por perda de massa em sistemas binários.

O material em uma anã branca não sofre mais reações de fusão, então a estrela não tem fonte de energia. Como resultado, ele não pode se sustentar pelo calor gerado pela fusão contra o colapso gravitacional , mas é suportado apenas pela pressão de degeneração de elétrons , tornando-o extremamente denso. A física da degenerescência fornece uma massa máxima para uma anã branca não rotativa, o limite de Chandrasekhar - aproximadamente 1,44 vezes M ☉ - além da qual não pode ser suportado pela pressão de degeneração de elétrons. Uma anã branca de carbono-oxigênio 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 como não tem fonte de energia, ela se resfria 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. Depois de muito tempo, uma anã branca esfriará e seu material começará a se cristalizar, começando com o 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 uma anã branca leva para atingir esse estado é calculado como sendo maior do que a idade atual do universo conhecido (aproximadamente 13,8 bilhões de anos), acredita-se que ainda não existam anãs negras. As anãs brancas mais antigas ainda irradiam temperaturas de alguns milhares de Kelvin .

Descoberta

A primeira anã branca descoberta foi no sistema estelar triplo de 40 Eridani , que contém a estrela da sequência principal relativamente brilhante 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 do tipo espectral  A, ou branco . Em 1939, Russell relembrou a descoberta:

Eu estava visitando meu amigo e generoso benfeitor, Prof. Edward C. Pickering. Com a gentileza característica, ele se ofereceu para ter os espectros observados para todas as estrelas - incluindo estrelas de comparação - que foram observados 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 da classe espectral M. Em uma conversa sobre este assunto (pelo que me lembro), perguntei a Pickering sobre outras estrelas fracas , não na minha lista, mencionando em particular 40 Eridani B. Caracteristicamente, ele enviou uma nota ao 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 era necessário, mesmo nesses dias paleozóicos, perceber imediatamente que havia uma inconsistência extrema entre o que então chamaríamos de valores "possíveis" de brilho e densidade da superfície. Devo ter mostrado que não estava apenas perplexo, mas cabisbaixo, 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 oficialmente descrito 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 precisas o suficiente para medir pequenas mudanças em sua localização. Friedrich Bessel usou medições de posição para determinar se as estrelas Sirius (α Canis Majoris) e Procyon (α Canis Minoris) mudavam de posição periodicamente. Em 1844, ele previu que ambas as estrelas tinham companheiros invisíveis:

Se fôssemos considerar 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 da companheira de Sirius em cerca de meio século; CAF Peters calculou uma órbita para ela em 1851. Foi somente em 31 de janeiro de 1862 que Alvan Graham Clark observou uma estrela anteriormente invisível 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. Essas três anãs brancas, as primeiras descobertas, são as chamadas anãs brancas clássicas . Eventualmente, muitas estrelas brancas fracas foram encontradas com alto movimento adequado , 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 esta classe de estrelas em 1922; o termo foi posteriormente popularizado por Arthur Stanley Eddington . 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 por anãs brancas na década de 1940. Em 1950, mais de cem eram conhecidos e, em 1999, mais de 2.000 eram conhecidos. 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 tem um pico fortemente em 0,6  M , e a maioria fica 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 uma massa comparável à do Sol em um volume que é tipicamente um milhão de vezes menor que o do Sol; a densidade média da matéria em uma anã branca deve, portanto, ser, aproximadamente, 1.000.000 vezes maior do 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 de uma das formas mais densas de matéria conhecidas, superada apenas por outras estrelas compactas , como estrelas de nêutrons , estrelas de quark (hipoteticamente) e buracos negros .

As anãs brancas eram extremamente densas logo após sua descoberta. Se uma estrela está em um 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 . Como 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 superficial efetiva 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. Raciocínio desse tipo levou à conclusão, intrigante para os astrônomos da época, que devido à sua temperatura relativamente alta e luminosidade absoluta relativamente baixa, Sirius B e 40 Eridani B devem ser muito densos. 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 disse AS Eddington 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 decodificada foi: "Eu sou composto de material 3.000 vezes mais denso do que qualquer coisa que você já viu; uma tonelada do meu material seria uma pequena pepita que você poderia colocar em uma 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 fale bobagem."

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 com 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 atômicos 2,3 × 10 17 Não depende fortemente do tamanho do núcleo
Núcleo de estrela de nêutrons 8,4 × 10 16 - 1 × 10 18
Buraco negro pequeno 2 × 10 30 Densidade crítica de um buraco negro de massa terrestre.

Essas densidades são possíveis porque o material da anã branca não é composto de átomos unidos por ligações químicas , mas consiste em um plasma de núcleos e elétrons não ligados . Não há, portanto, nenhum obstáculo para colocar núcleos mais próximos do que normalmente permitido pelos orbitais de elétrons limitados pela matéria normal. Eddington se perguntou o que aconteceria quando esse plasma resfriasse 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-desenvolvida . Uma vez que os elétrons obedecem ao princípio de exclusão de Pauli , dois elétrons não podem ocupar o mesmo estado , e eles devem obedecer às estatísticas de Fermi-Dirac , também introduzidas em 1926 para determinar a distribuição estatística de partículas que satisfaçam o princípio de exclusão de Pauli. Na temperatura zero, portanto, nem todos os elétrons podem ocupar o estado de energia mais baixa, ou o estado fundamental ; alguns deles teriam que ocupar estados de energia mais alta, formando uma banda de estados de energia mais baixa disponível, o mar de Fermi . Este estado dos elétrons, 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 elétrons em um determinado volume. Aplicando o princípio de exclusão de Pauli, isso aumentará a energia cinética dos elétrons, aumentando assim a pressão. Esta pressão de degeneração de elétrons apóia 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 exceder sem colapsar em uma estrela de nêutrons é outra consequência de ser suportada pela pressão de degeneração de elétrons. Essas massas limite foram calculadas para casos de uma estrela idealizada de densidade constante 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 em 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 elétron da estrela. Como o carbono-12 e o oxigênio-16, que predominantemente compõem uma anã branca de carbono-oxigênio, ambos têm número atômico igual à metade de seu peso atômico , deve-se considerar μ e igual a 2 para tal estrela, levando ao valor comumente citado de 1,4  M . (Perto do início do século 20, havia razão para acreditar que as estrelas eram compostas principalmente de elementos pesados, então, em seu artigo de 1931, Chandrasekhar definiu o peso molecular médio por elétron, μ e , igual a 2,5, dando um limite de 0,91  M .) Junto com William Alfred Fowler , Chandrasekhar recebeu o prêmio Nobel por este e outros trabalhos em 1983. A massa limite é agora chamada de limite de Chandrasekhar .

Se uma anã branca ultrapassasse o limite de Chandrasekhar e as reações nucleares não ocorressem, a pressão exercida pelos elétrons não seria mais capaz de equilibrar a força da gravidade , e ela entraria em colapso em um objeto mais denso chamado estrela de nêutrons . As anãs brancas de carbono-oxigênio 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.

Uma nova pesquisa indica que muitas anãs brancas - pelo menos em certos tipos de galáxias - podem não se aproximar desse limite por meio de acréscimo. Foi postulado que pelo menos algumas das anãs brancas que se tornaram supernovas atingiram a massa necessária colidindo umas com as outras. Pode ser que em galáxias elípticas tais colisões sejam a principal fonte de supernovas. Essa hipótese é baseada no fato de que os raios-X produzidos por essas galáxias são 30 a 50 vezes menores do que o que se espera que sejam produzidos pelas supernovas do tipo Ia dessa galáxia, à medida que matéria se acumula na anã branca de sua companheira circundante. Concluiu-se que não mais do que 5% das supernovas nessas galáxias poderiam ser criadas pelo processo de acréscimo nas 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 na determinação de quando uma anã branca se transforma em supernova, dado que duas anãs brancas em colisão podem ter uma gama de massas. Isso, por sua vez, confundiria os esforços de usar anãs brancas em explosão como velas padrão para determinar distâncias.

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 que se fundem com hidrogênio , cujos núcleos são sustentados em parte pela pressão térmica, ou as anãs marrons de temperatura ainda mais baixa .

Relação massa-raio e limite de massa

A relação entre a massa e o raio das anãs brancas pode ser derivada usando um argumento de minimização de energia. A energia da anã branca pode ser aproximada considerando-a a soma de sua energia potencial gravitacional e energia cinética . A energia potencial gravitacional de um pedaço de massa unitária da 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 seu raio.

A energia cinética da massa unitária, E k , virá principalmente do movimento dos elétrons, então será de aproximadamente N p 2  ∕ 2 m , onde p é o momento médio do elétron, m é a massa do elétron e N é o número de elétrons por unidade de massa. Como os elétrons são degenerados , podemos estimar p como estando na ordem da incerteza no momento, Δ p , dada pelo princípio da incerteza , que diz que Δ p  Δ x está na ordem da constante de Planck reduzida , ħ . Δ x será da ordem da distância média entre elétrons, que será aproximadamente n −1/3 , ou seja, o recíproco da raiz cúbica da densidade numérica, n , de elétrons por unidade de volume. Como existem N · M elétrons 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 a energia cinética por unidade de massa, E k , descobrimos que

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

Resolvendo isso para o raio, R , dá

Descartar 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 elétron em uma anã branca é próxima à 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 desaparece e a massa, M , é forçada a ser

Relações raio-massa para um modelo de anã branca. O limite M é denotado como M Ch

Para interpretar esse resultado, observe que à medida que adicionamos massa a uma anã branca, seu raio diminuirá, portanto, pelo princípio da incerteza, o momento e, portanto, a velocidade de seus elétrons aumentará. Conforme essa velocidade se aproxima de c , a análise relativística extrema se torna mais exata, o que significa que a massa  M da anã branca deve se aproximar de uma massa limite de M limite . Portanto, não anão branco pode ser mais pesada do que a massa limitando M limite , 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 definidas como iguais às funções do raio do centro da estrela, o sistema de equações que consiste na equação hidrostática junto com a equação de estado pode então ser resolvido para encontrar a estrutura da anã branca em equilíbrio . No caso não relativístico, ainda descobriremos que o raio é inversamente proporcional à raiz cúbica da massa. As correções relativísticas irão alterar o resultado de modo que o raio se torne zero em um valor finito da massa. Este é o valor limite da massa - chamado de limite de Chandrasekhar - no qual a anã branca não pode mais ser sustentada pela pressão de degeneração de elétrons. O gráfico à direita mostra o resultado de tal cálculo. 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 Fermi frio em equilíbrio hidrostático. O peso molecular médio por elétron, μ e , foi definido como 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 gira. Se a anã branca estiver girando, a equação do equilíbrio hidrostático deve ser modificada para levar em consideração a pseudo-força centrífuga que surge do trabalho em uma estrutura giratória . Para uma anã branca com rotação uniforme, a massa limite aumenta apenas ligeiramente. Se a estrela puder girar de maneira não uniforme e a viscosidade for desprezada, então, como foi apontado por Fred Hoyle em 1947, não há limite para a massa para a qual é possível que um modelo de anã branca esteja em equilíbrio estático. Nem todas essas estrelas modelo serão dinamicamente estáveis.

Radiação e resfriamento

A matéria degenerada que constitui a maior parte de uma anã branca tem uma opacidade muito baixa , porque qualquer absorção de um fóton requer que um elétron faça a transição para um estado vazio superior, o que pode não ser possível porque a energia do fóton pode não ser uma correspondência para os possíveis estados quânticos disponíveis para esse elétron, portanto, a transferência de calor radiativo dentro de uma anã branca é baixa; ele 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 a 10 4  K. Esta matéria irradia aproximadamente como um corpo negro . Uma anã branca permanece visível por um longo tempo, já que sua tênue atmosfera externa de matéria normal começa a irradiar a cerca de 10 7  K, após a formação, enquanto sua maior massa interna está a 10 7  K, mas não pode irradiar através de sua casca de matéria normal.

A radiação visível emitida pela anãs brancas varia ao longo de uma ampla variedade de cores, a partir da cor azul-branco de um-tipo O sequência principal estrela para o vermelho de um M-tipo vermelho anão . As temperaturas superficiais efetivas das anãs brancas estendem-se 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 110.000 a do Sol. Observou-se que anãs brancas quentes, com temperaturas superficiais superiores a 30.000 K, são fontes de raios X suaves (isto é, de baixa energia) . Isso permite que a composição e a estrutura de suas atmosferas sejam estudadas por raios X suaves e observações ultravioletas extremas .

As anãs brancas também irradiam neutrinos por meio do processo da Urca .

Uma comparação entre a anã branca IK Pegasi B (centro), sua companheira de classe A IK Pegasi A (esquerda) e o Sol (direita). Esta anã branca tem uma temperatura superficial de 35.500 K.

Como foi explicado por Leon Mestel em 1952, a menos que a anã branca acrescente 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 emite se torna vermelha e sua luminosidade diminui. Uma vez que a anã branca não tem outro dissipador 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 uma atmosfera de hidrogênio . Depois de inicialmente levar cerca de 1,5 bilhão de anos para resfriar a uma temperatura de superfície de 7.140 K, o resfriamento de aproximadamente 500 kelvins a 6.590 K leva cerca de 0,3 bilhões de anos, mas as próximas duas etapas de cerca de 500 kelvins (para 6.030 K e 5.550 K) ocorrem primeiro 0,4 e então 1,1 bilhão 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, porém, passa mais de sua vida em temperaturas mais frias do que em temperaturas mais quentes, então devemos esperar que existam mais anãs brancas frias do que brancas quentes anões. Uma vez que ajustamos para o efeito de seleção 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. Essa tendência pára quando alcançamos anãs brancas extremamente frias; poucas anãs brancas são observadas com temperaturas de superfície abaixo de 4.000 K, e uma das mais frias até agora observadas, WD 0346 + 246 , tem uma temperatura de superfície de aproximadamente 3.900 K. A razão para isso é que a idade do Universo é finita; não houve tempo suficiente para que as anãs brancas esfriassem 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 bilhões de anos. Uma anã branca irá eventualmente, em muitos trilhões de anos, esfriar e se tornar uma anã negra não radiante em equilíbrio térmico aproximado com seus arredores e com a radiação cósmica de fundo . Acredita-se que ainda não existam anãs negras.

A sequência de resfriamento da anã branca vista pela missão Gaia da ESA

Embora o material da anã branca seja inicialmente plasma - um fluido composto de núcleos e elétrons - foi teoricamente previsto na década de 1960 que em um estágio final de resfriamento, ele deveria se cristalizar , começando em seu centro. A estrutura cristalina é considerada uma rede cúbica centrada no corpo . Em 1995 foi sugerido que as observações asteroseismológicas de anãs brancas pulsantes renderam um teste potencial da teoria da cristalização e, em 2004, foram feitas observações que sugeriam que aproximadamente 90% da massa do BPM 37093 havia cristalizado. Outro trabalho fornece uma fração de massa cristalizada entre 32% e 82%. Conforme o núcleo de uma anã branca sofre cristalização em uma fase sólida, o calor latente é liberado, o que fornece uma fonte de energia térmica que retarda 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 ), freqüentemente referidas como "anãs brancas de massa extremamente baixa, ELM WDs" são formadas em sistemas binários. Como resultado de seus envoltórios ricos em hidrogênio, a queima de hidrogênio residual através do ciclo CNO pode manter essas anãs brancas aquecidas 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 espectro

Impressão artística do sistema WD J0914 + 1914 .

Embora se acredite que a maioria das anãs brancas seja composta de carbono e oxigênio, a espectroscopia normalmente mostra que a luz emitida vem de uma atmosfera que é dominada por hidrogênio ou hélio . O elemento dominante é geralmente 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 causa essa pureza, separando gravitacionalmente a atmosfera de modo que os elementos pesados ​​fiquem abaixo e os mais leves acima. Esta atmosfera, a única parte da anã branca visível para nós, é considerada 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 em uma camada rica em hélio com massa não superior a 1100 da massa total da estrela, que, se a atmosfera for dominada por hidrogênio, é coberta por uma camada rica em hidrogênio com massa de aproximadamente 110.000 da massa total das estrelas.

Embora finas, essas camadas externas determinam a evolução térmica da anã branca. Os elétrons degenerados na maior parte 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 anão é impedido de esfriar muito rapidamente apenas pela opacidade de suas camadas externas à radiação.

Tipos espectrais de anã branca
Recursos primários e secundários
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 obscuro ou não classificável
Recursos secundários apenas
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 co-autores em 1983 e foi posteriormente revisado várias vezes. Ele classifica um espectro por um símbolo que consiste em um D inicial, uma letra que descreve a característica primária do espectro seguida por uma sequência opcional de letras descrevendo características secundárias do espectro (como mostrado na tabela adjacente) 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.

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

O hidrogênio molecular ( H 2 ) foi detectado em espectros da atmosfera de algumas anãs brancas.

Anãs brancas ricas em metal

Cerca de 25–33% das anãs brancas têm linhas de metal em seus espectros, o que é notável porque quaisquer elementos pesados ​​em uma anã branca devem penetrar no interior da estrela em apenas uma pequena fração de sua vida. A explicação predominante para as anãs brancas ricas em metal é que elas recentemente agregaram planetesimais rochosos. A composição em massa do objeto agregado pode ser medida a partir da resistência 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 foi erodido pelo vento da estrela hospedeira durante sua fase de ramificação gigante assintótica .

Campo magnético

Campos magnéticos em anãs brancas com uma força na superfície de c. 1 milhão de gauss (100  teslas ) foram preditos por PMS Blackett em 1947 como consequência de uma lei física que ele propôs que afirmava que um corpo rotativo sem carga deveria gerar um campo magnético proporcional ao seu momento angular . Essa suposta lei, às vezes chamada de efeito Blackett , nunca foi geralmente aceita e, na década de 1950, até mesmo 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 de superfície total que existia em sua fase estelar progenitora. Um campo magnético de superfície de c. 100 gauss (0,01 T) na estrela progenitora se tornaria 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 a GJ 742 (também conhecida como GRW +70 8247 ) que foi identificada por James Kemp , John Swedlund, John Landstreet e Roger Angel em 1970 para hospedar um campo magnético por sua emissão de luz polarizada circularmente . Pensa-se que tem um campo de superfície de aproximadamente 300 milhões de gauss (30 kT).

Desde 1970, campos magnéticos foram descobertos em bem 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 às vezes também resulta na descoberta de campos magnéticos. Foi estimado 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 nêutrons.

Ligações químicas

Os campos magnéticos em uma anã branca podem permitir a existência de um novo tipo de ligação química , a ligação paramagnética perpendicular , além das ligações iônicas e covalentes , resultando no que foi inicialmente descrito 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; pode ser dividido em estrelas DOV e PNNV

Os primeiros cálculos sugeriram que pode haver anãs brancas cuja luminosidade variou com um período de cerca de 10 segundos, mas pesquisas na década de 1960 não conseguiram observar isso. A primeira variável anã branca encontrada foi HL Tau 76 ; em 1965 e 1966, e observou-se que variava 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 gravitacionais não radiais . Os tipos conhecidos de anã branca pulsante incluem as estrelas DAV , ou ZZ Ceti , incluindo HL Tau 76, com atmosferas dominadas por hidrogênio e o tipo espectral DA; DBV , ou V777 Her , estrelas, com atmosferas dominadas por hélio e o tipo espectral DB; e estrelas GW Vir , às vezes subdivididas em estrelas DOV e PNNV , com atmosferas dominadas por hélio, carbono e oxigênio. 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 variações (1% –30%) 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 asteroseismológicas sobre o interior 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 inferior a aproximadamente metade da massa solar , ela nunca ficará quente o suficiente para fundir o hélio em seu núcleo. Pensa-se que, ao longo de uma vida que excede consideravelmente a idade do Universo (c. 13,8 bilhões de anos), tal estrela acabará por queimar todo o seu hidrogênio, por um tempo se tornando uma anã azul , e encerrando sua evolução como um hélio branco anão composto principalmente de núcleos de hélio-4 . Devido ao longo tempo que esse processo leva, não se acredita que seja a origem das anãs brancas de hélio observadas. Em vez disso, acredita-se que sejam o produto da perda de massa em sistemas binários ou da perda de massa devido a um grande companheiro planetário.

Estrelas com massa baixa a média

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

Estrelas com massa média a alta

Se uma estrela for massiva o suficiente, seu núcleo se tornará quente o suficiente para fundir carbono em neon e, em seguida, fundir neon em ferro. Tal estrela não se tornará uma anã branca, porque a massa de seu núcleo central, sem fusão, inicialmente suportado pela pressão de degeneração de elétrons , acabará excedendo a maior massa possível suportável 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 nêutrons 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 massivas para fundir carbono em neon e magnésio , podem ser insuficientemente massivas para fundir neon . Essa estrela pode deixar uma anã branca remanescente composta principalmente de oxigênio , néon e magnésio , desde que seu núcleo não entre em colapso e desde que a fusão não prossiga tão violentamente a ponto de explodir a estrela em uma supernova . Embora algumas anãs brancas tenham sido identificadas, as quais podem ser desse tipo, a maioria das evidências da existência de tais vêm das novas chamadas ONeMg ou novas neon . Os espectros dessas novas exibem abundâncias de néon, magnésio e outros elementos de massa intermediária que parecem ser explicáveis ​​apenas pelo acréscimo de material em uma anã branca de oxigênio-neônio-magnésio.

Supernova tipo Iax

As supernovas do tipo Iax , que envolvem o acréscimo 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 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, geralmente conhecida como estrela zumbi , a altas velocidades de uma estrela de hipervelocidade . A matéria processada na detonação fracassada é reconcretada pela anã branca com os elementos mais pesados, como o ferro, caindo em seu núcleo, onde se acumula. Essas anãs brancas com núcleo de ferro seriam menores do que o tipo de carbono-oxigênio de massa semelhante e se resfriariam e se cristalizariam mais rápido do que essas.

Destino

Conceito artístico do envelhecimento da anã branca
Estruturas internas das anãs brancas. À esquerda está uma anã branca recém-formada, no centro está uma anã branca que resfria e se cristaliza e à direita está uma anã negra.

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 irão evaporar conforme suas estrelas escapam para o espaço intergaláctico. As anãs brancas geralmente devem sobreviver à dispersão galáctica, embora uma colisão ocasional entre as anãs brancas possa produzir uma nova estrela em fusão ou uma anã branca de massa super-Chandrasekhar que explodirá em uma supernova Tipo Ia . O tempo de vida subsequente das anãs brancas é considerado da ordem do tempo de vida hipotético do próton , conhecido como sendo de pelo menos 10 34 –10 35 anos. Algumas grandes teorias unificadas prevêem uma vida útil do próton entre 10 30 e 10 36 anos. Se essas teorias não forem válidas, o próton ainda pode decair por reações nucleares complicadas ou por processos gravitacionais quânticos envolvendo buracos negros virtuais ; nestes casos, o tempo de vida é estimado em não mais de 10 200 anos. Se os prótons decairem, a massa de uma anã branca diminuirá muito lentamente com o tempo, à medida que seus núcleos decaem, até que ela perca massa suficiente para se tornar um amontoado não degenerado de matéria e, finalmente, desapareça 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 destroços e planetas

Impressão artística de destroços ao redor de uma anã branca
Cometa caindo em anã branca (impressão do artista)

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 de infravermelho feitas pelo Telescópio Espacial Spitzer da NASA da estrela central da Nebulosa Helix sugerem a presença de uma nuvem de poeira, que pode ser causada por colisões cometárias. É possível que o material em queda a partir disso possa causar a 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 anã branca (estima-se que se formou a partir de seu progenitor AGB há cerca de 500 milhões de anos), a anã branca G29-38 , que pode ter sido criada pela interrupção da maré de um cometa passando perto para a anã branca. Algumas estimativas baseadas no conteúdo de metal 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 , tentar detectá-los procurando as assinaturas de sua interação com o campo magnético da anã branca . Outras idéias sugeridas de como as anãs brancas são poluídas com poeira envolvem o espalhamento de asteróides por planetas ou via espalhamento planeta-planeta. A libertação de exomoons de seu planeta hospedeiro pode causar poluição das anãs brancas com poeira. A liberação pode fazer com que asteróides sejam espalhados em direção à anã branca ou o exomoon pode ser espalhado no Raio-Roche da anã branca. O mecanismo por trás da poluição das anãs brancas em binários também foi explorado, pois esses sistemas são mais propensos a não ter um planeta principal, mas essa ideia não pode explicar a presença de poeira ao redor de anãs brancas isoladas. Enquanto as anãs brancas antigas mostram evidências de acúmulo de poeira, as 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 bilhões de anos . A anã branca mostra dois componentes empoeirados que estão sendo explicados com dois anéis com temperaturas diferentes.

Exoplaneta orbita WD 1856 + 534

Há um planeta no sistema binário anã branca - pulsar PSR B1620-26 .

Existem dois planetas circumbinários ao redor da anã branca - anã vermelha binária NN Serpentis .

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 em dados NEOWISE . O clareamento não é visto antes de 2018. É interpretado como a interrupção da maré de um exoasteróide, a primeira vez que tal evento foi observado.

WD 0806-661 tem uma anã Y que orbita a anã branca em uma órbita ampla com uma distância projetada de 2500 unidades astronômicas . Considerando a baixa massa e a ampla órbita deste objeto, WD 0806-661 B pode ser interpretado como uma anã submaranha ou um exoplaneta de imagem direta .

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

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

Habitabilidade

Foi proposto que anãs brancas com temperaturas de superfície de menos de 10.000 Kelvins poderiam abrigar uma zona habitável a uma distância de c. 0,005 a 0,02  UA que duraria mais de 3 bilhões de anos. É tão perto que quaisquer planetas habitáveis ​​seriam bloqueados de forma maré . O objetivo é pesquisar trânsitos de planetas hipotéticos semelhantes à Terra que poderiam ter migrado para o interior e / ou formado lá. Como uma anã branca tem um tamanho semelhante ao de um planeta, esses tipos de trânsitos produziriam eclipses fortes . Pesquisas mais recentes lançam algumas dúvidas sobre essa ideia, dado 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 ​​ao desencadear um efeito estufa . Outra limitação sugerida para esta ideia é a origem desses planetas. Deixando de lado a formação do disco de acreção em torno da anã branca, há duas maneiras de um planeta terminar em uma órbita próxima em torno de estrelas desse tipo: sobrevivendo sendo engolfado pela estrela durante sua fase de gigante vermelha e, em seguida, espiralando para dentro ou para dentro migração após a formação da anã branca. O primeiro caso é implausível para corpos de baixa massa, pois é improvável que sobrevivam sendo absorvidos por suas estrelas. No último caso, os planetas teriam que expelir tanta energia orbital quanto calor, por meio de interações de maré com a anã branca, que provavelmente terminariam como brasas inabitáveis.

Estrelas binárias e novas

O processo de fusão de duas anãs brancas em co-órbita produz ondas gravitacionais

Se uma anã branca está em um sistema estelar binário e está agregando matéria de sua companheira, uma variedade de fenômenos pode ocorrer, incluindo novas e supernovas Tipo Ia . Também pode ser uma fonte de raios-X supermacia se for capaz de retirar material de seu companheiro rápido o suficiente para sustentar a fusão em sua superfície. Por outro lado, fenômenos em sistemas binários, como interação de maré e interação estrela-disco, moderados ou não por campos magnéticos, atuam na rotação de anãs brancas em acreção. Na verdade, as anãs brancas que giram mais rapidamente e são seguramente conhecidas, são membros de sistemas binários (sendo a anã branca em 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 diminua continuamente até que as estrelas se fundam.

Supernovas tipo Ia

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

A acumulação fornece o mecanismo atualmente favorecido, denominado modelo degenerado único para as supernovas do Tipo Ia . Neste modelo, uma anã branca de carbono - oxigênio acrescenta 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 do carbono conforme a massa se aproxima do limite de Chandrasekhar. Como a anã branca é apoiada contra a gravidade pela pressão de degenerescência quântica em vez de pela pressão térmica, adicionar calor ao interior da estrela aumenta sua temperatura, mas não sua pressão, de modo que a anã branca não se expande e resfria em resposta. Em vez disso, o aumento da temperatura acelera a taxa da reação de fusão, em um processo descontrolado que se auto-alimenta. A chama termonuclear consome grande parte da anã branca em poucos segundos, causando uma explosão de supernova Tipo Ia que oblitera a estrela. Em outro mecanismo possível para supernovas Tipo Ia, o modelo duplo degenerado , duas anãs brancas carbono-oxigênio em um sistema binário se fundem, criando um objeto com massa maior do que o limite de Chandrasekhar no qual a fusão de carbono é então iniciada.

As observações falharam em notar os sinais de acréscimo que levaram às supernovas do Tipo Ia, e agora acredita-se que isso seja porque a estrela foi carregada acima do limite de Chandrasekhar ao mesmo tempo em que foi girada a uma taxa muito alta pelo mesmo processo. Assim que a acumulação pára, a estrela diminui gradualmente até que o giro não seja mais suficiente para evitar a explosão.

Acredita-se que a histórica SN 1006 brilhante 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 de envelope pós-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, pode ser uma anã marrom em vez de uma anã vermelha). Esses binários se formam quando a anã vermelha é envolvida na fase de gigante vermelha . Conforme a anã vermelha orbita dentro do envelope comum , ela é desacelerada no ambiente mais denso. Esta velocidade orbital reduzida 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 termina 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 ponto para uma variável cataclísmica e, portanto, binários de envelope pós-comum às vezes são chamados de variáveis ​​pré-cataclísmicas.

Variáveis ​​cataclísmicas

Antes que o acréscimo de material empurre uma anã branca para perto do limite de Chandrasekhar, o material enriquecido com hidrogênio acumulado na superfície pode se inflamar em um tipo menos destrutivo de explosão termonuclear alimentada pela fusão do hidrogênio . Essas explosões de superfície podem ser repetidas enquanto o núcleo da anã branca permanecer intacto. Esse tipo mais fraco de fenômeno cataclísmico repetitivo é chamado de nova (clássica) . Os astrônomos também observaram novas anãs , que têm picos de luminosidade menores e mais frequentes do que as novas clássicas. Acredita-se que isso seja causado pela liberação de energia potencial gravitacional quando parte do disco de acreção colapsa na estrela, e não por meio de uma liberação de energia devido à fusão. Em geral, os sistemas binários com matéria de acreção de uma anã branca de uma companheira estelar são chamados de variáveis ​​cataclísmicas . Assim como novas e novas anãs, várias outras classes dessas variáveis ​​são conhecidas, incluindo polares e polares intermediários , ambos apresentando anãs brancas altamente magnéticas. Observou-se que as variáveis ​​cataclísmicas alimentadas por fusão e acreção são fontes de raios-X .

Outros binários não pré-supernova

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

Mais próximo

Anãs Brancas em 25 anos-luz
Identificador Número WD Distância ( sim ) Modelo
Magnitude absoluta
Massa
( M )
Luminosidade
( L )
Idade ( Gyr ) Objetos no sistema
Sirius B 0642-166 8,66 DA 11,18 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 3,30 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 11,27 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

Veja também

Referências

Links externos e outras leituras

Em geral

Física

Variabilidade

Campo magnético

Frequência

Observacional

Imagens