ANÃ BRANCA: CARACTERÍSTICAS, COMPOSIÇÃO, FORMAÇÃO, TIPOS - ARTE - 2024

Uma anã branca é uma estrela nos últimos estágios de sua evolução, que já esgotou todo o hidrogênio de seu núcleo, bem como o combustível de seu reator interno. Nessas circunstâncias, a estrela se resfria e se contrai surpreendentemente devido à sua própria gravidade.

Ela só tem o calor armazenado durante sua existência, então, de certa forma, uma anã branca é como a brasa que sobra depois de apagar uma fogueira colossal. Levará milhões de anos até que o último suspiro de seu calor o deixe, transformando-o em um objeto frio e escuro.

Figura 1. Close-up do sistema binário Sirius A (estrela principal) e Sirius B (anã branca) em radiografias feitas por Chandra. Fonte: Wikimedia Commons.

Descoberta

Embora agora se saiba que são abundantes, nunca foram fáceis de detectar, pois são extremamente pequenos.

A primeira anã branca foi descoberta por William Herschel em 1783, como parte do sistema estelar Eridani 40, na constelação de Eridano, cuja estrela mais brilhante é Achernar, visível ao sul (no hemisfério norte) durante o inverno.

40 Eridani é composta por três estrelas, uma delas, 40 Eridane A. é visível a olho nu, mas 40 Eridani B e 40 Eridani C são muito menores. B é uma anã branca, enquanto C é uma anã vermelha.

Anos mais tarde, após a descoberta do sistema 40 Eridani, o astrônomo alemão Friedrich Bessel descobriu em 1840 que Sirius, a estrela mais brilhante de Canis Major, tem uma companheira discreta.

Bessel observou pequenas sinuosidades na trajetória de Sírio, cuja explicação não poderia ser senão a proximidade de outra estrela menor. Era chamado de Sirius B, cerca de 10.000 vezes mais escuro do que o esplêndido Sirius A.

Descobriu-se que Sirius B era tão pequeno ou menor que Netuno, mas com uma densidade incrivelmente alta e uma temperatura de superfície de 8.000 K. E como a radiação de Sirius B corresponde ao espectro branco, ela ficou conhecida como "anã branca".

E a partir daí, toda estrela com essas características é chamada assim, embora as anãs brancas também possam ser vermelhas ou amarelas, pois têm uma variedade de temperaturas, sendo a branca a mais comum.

Caracteristicas

Até o momento, cerca de 9.000 estrelas classificadas como anãs brancas foram documentadas, de acordo com o Sloan Digital Sky Survey (SDSS), um projeto dedicado a fazer mapas tridimensionais detalhados do universo conhecido. Como já dissemos, não são fáceis de descobrir devido à sua fraca luminosidade.

Existem algumas anãs brancas nas proximidades do Sol, muitas delas descobertas pelos astrônomos G. Kuyper e W. Luyten no início do século XX. Portanto, suas principais características têm sido estudadas com relativa facilidade, de acordo com a tecnologia disponível.

Os mais destacados são:

- Tamanho pequeno, comparável a um planeta.

- Alta densidade.

- Baixa luminosidade.

- Temperaturas na faixa de 100.000 e 4.000 K.

- Eles têm um campo magnético.

- Eles têm uma atmosfera de hidrogênio e hélio.

- Campo gravitacional intenso.

- Baixa perda de energia devido à radiação, razão pela qual resfriam muito lentamente.

Graças à temperatura e à luminosidade, sabe-se que seus raios são muito pequenos. Uma anã branca cuja temperatura superficial é semelhante à do Sol, mal emite um milésimo de sua luminosidade. Portanto, a superfície do anão deve ser muito pequena.

Figura 2. Sirius B e o planeta Vênus têm aproximadamente o mesmo diâmetro. Marcado

Essa combinação de alta temperatura e pequeno raio faz com que a estrela pareça branca, como mencionado acima.

Quanto à sua estrutura, especula-se que possuam um núcleo sólido de natureza cristalina, envolto por matéria no estado gasoso.

Isso é possível devido às sucessivas transformações que ocorrem no reator nuclear de uma estrela: do hidrogênio ao hélio, do hélio ao carbono e do carbono aos elementos mais pesados.

É uma possibilidade real, porque a temperatura no núcleo do anão é baixa o suficiente para que exista um núcleo tão sólido.

Na verdade, uma anã branca que se acredita ter um núcleo de diamante de 4000 km de diâmetro foi recentemente descoberta, localizada na constelação de Alfa Centauri, a 53 anos-luz da Terra.

A densidade das anãs brancas

A questão da densidade das anãs brancas causou grande consternação entre os astrônomos no final do século 19 e início do século 20. Os cálculos apontaram para densidades muito altas.

Uma anã branca pode ter uma massa de até 1,4 vezes a do nosso Sol, comprimida ao tamanho da Terra. Dessa forma, sua densidade é um milhão de vezes maior que a da água e é justamente o que sustenta a anã branca. Como é possível?

A mecânica quântica afirma que partículas como os elétrons só podem ocupar certos níveis de energia. Também existe um princípio que limita a disposição dos elétrons ao redor do núcleo atômico: o princípio de exclusão de Pauli.

De acordo com essa propriedade da matéria, é impossível que dois elétrons tenham o mesmo estado quântico dentro do mesmo sistema. E, além disso, na matéria comum nem todos os níveis de energia permitidos são normalmente ocupados, apenas alguns estão.

Isso explica por que as densidades das substâncias terrestres são da ordem de apenas alguns gramas por centímetro cúbico.

Matéria degenerada

Cada nível de energia ocupa um determinado volume, de forma que a região que ocupa um nível não se sobrepõe à de outro. Desta forma, dois níveis com a mesma energia podem coexistir sem problemas, desde que não se sobreponham, pois existe uma força de degeneração que o impede.

Isso cria uma espécie de barreira quântica que limita a contração da matéria em uma estrela, criando uma pressão que compensa o colapso gravitacional. Isso mantém a integridade da anã branca.

Enquanto isso, os elétrons preenchem todas as posições de energia possíveis, preenchendo rapidamente as mais baixas e apenas aquelas com a maior energia disponível.

Nessas circunstâncias, com todos os estados de energia ocupados, a matéria fica em um estado que na Física é chamado de estado degenerado. É o estado de densidade máxima possível, de acordo com o princípio da exclusão.

Mas como a incerteza na posição △ x dos elétrons é mínima, devido à alta densidade, pelo princípio de incerteza de Heisenberg, a incerteza no momento linear △ p será muito grande, para compensar a pequenez de △ x e cumprir Assim:

△ x △ p ≥ ћ / 2

Onde ћ é h / 2π, onde h é a constante de Planck. Assim, a velocidade dos elétrons se aproxima da velocidade da luz e a pressão que eles exercem aumenta, pois as colisões também aumentam.

Essa pressão quântica, chamada de pressão de Fermi, é independente da temperatura. É por isso que uma anã branca pode ter energia em qualquer temperatura, incluindo o zero absoluto.

Evolução

Graças a observações astronômicas e simulações de computador, a formação de uma estrela típica como o nosso Sol é realizada da seguinte forma:

- Primeiro, gás e poeira cósmica abundantes em hidrogênio e hélio se condensam graças à gravidade, para dar origem à protoestrela, um jovem objeto estelar. A proto-estrela é uma esfera de contração rápida, cuja temperatura aumenta gradualmente ao longo de milhões de anos.

- Uma vez atingida a massa crítica e com o aumento da temperatura, o reator nuclear é ligado dentro da estrela. Quando isso acontece, a fusão do hidrogênio começa e a estrela se junta à chamada sequência principal (ver figura 3).

- Com o tempo, o hidrogênio do núcleo se esgota e começa a ignição do hidrogênio nas camadas mais externas da estrela, bem como a do hélio no núcleo.

- A estrela se expande, aumentando seu brilho, diminuindo sua temperatura e ficando vermelha. Esta é a fase da gigante vermelha.

- As camadas mais externas da estrela são destacadas graças ao vento estelar e formam uma nebulosa planetária, embora não haja planetas nela. Essa nebulosa circunda o núcleo da estrela (muito mais quente), que, uma vez que a reserva de hidrogênio se esgota, começa a queimar hélio para formar elementos mais pesados.

- A nebulosa se dissipa, deixando o núcleo em contração da estrela original, que se torna uma anã branca.

Embora a fusão nuclear tenha cessado apesar de ainda ter material, a estrela ainda possui uma incrível reserva de calor, que emite muito lentamente por radiação. Esta fase dura muito tempo (cerca de 10 a ¹⁰ anos, idade estimada do universo).

- Uma vez fria, a luz que estava emitindo desaparece completamente e a anã branca torna-se uma anã negra.

Figura 3. O ciclo de vida das estrelas. Fonte: Wikimedia Commons. RN Bailey

A evolução do Sol

Muito provavelmente, nosso Sol, devido às suas características, passa pelos estágios descritos. Hoje o Sol é uma estrela adulta na sequência principal, mas todas as estrelas o deixam em algum momento, mais cedo ou mais tarde, embora a maior parte de suas vidas seja passada ali.

Levará muitos milhões de anos para que ele entre no próximo estágio de gigante vermelha. Quando isso acontecer, a Terra e os outros planetas internos serão engolfados pelo Sol nascente, mas antes disso, os oceanos provavelmente terão evaporado e a Terra terá se tornado um deserto.

Nem todas as estrelas passam por esses estágios. Depende de sua massa. Aqueles que são muito mais massivos do que o Sol têm um final muito mais espetacular porque acabam como supernovas. O remanescente, neste caso, pode ser um objeto astronômico peculiar, como um buraco negro ou uma estrela de nêutrons.

O limite de Chandrasekhar

Em 1930, um astrofísico hindu de 19 anos chamado Subrahmanyan Chandrasekhar determinou a existência de uma massa crítica nas estrelas.

Uma estrela cuja massa está abaixo desse valor crítico segue o caminho de uma anã branca. Mas se sua massa for exagerada, seus dias terminarão em uma explosão colossal. Este é o limite de Chandrasekhar e tem aproximadamente 1,44 vezes a massa do nosso sol.

É calculado da seguinte forma:

Aqui N é o número de elétrons por unidade de massa, ћ é a constante de Planck dividida por 2π, c é a velocidade da luz no vácuo e G é a constante gravitacional universal.

Isso não significa que estrelas maiores que o Sol não possam se tornar anãs brancas. Ao longo de sua permanência na seqüência principal, a estrela perde massa continuamente. Também o faz em seu estágio de gigante vermelha e nebulosa planetária.

Por outro lado, uma vez transformada em uma anã branca, a poderosa gravidade da estrela pode atrair massa de outra estrela próxima e aumentar a sua própria. Uma vez que o limite de Chandrasekhar é excedido, o fim da anã - e da outra estrela - pode não ser tão lento quanto o descrito aqui.

Essa proximidade pode reiniciar o reator nuclear extinto e levar a uma tremenda explosão de supernova (supernova Ia).

Composição

Quando o hidrogênio do núcleo de uma estrela se transforma em hélio, ele começa a fundir átomos de carbono e oxigênio.

E quando a reserva de hélio por sua vez se esgota, a anã branca é composta principalmente de carbono e oxigênio, e em alguns casos de neon e magnésio, desde que o núcleo tenha pressão suficiente para sintetizar esses elementos.

Figura 4. A estrela AE Aquarii é uma anã branca pulsante. Fonte: NASA via Wikimedia commons.

Possivelmente a anã tenha uma atmosfera delgada de hélio ou hidrogênio, pois como a gravidade superficial da estrela é alta, os elementos pesados ​​tendem a se acumular no centro, deixando os mais leves na superfície.

Em algumas anãs, é até possível fundir átomos de néon e criar núcleos de ferro sólidos.

Treinamento

Como dissemos nos parágrafos anteriores, a anã branca se forma depois que a estrela esgota sua reserva de hidrogênio. Em seguida, ele incha e se expande e, em seguida, expulsa matéria na forma de uma nebulosa planetária, deixando o núcleo dentro.

Esse núcleo, feito de matéria degenerada, é conhecido como estrela anã branca. Uma vez que seu reator de fusão é desligado, ele se contrai e resfria lentamente, perdendo toda sua energia térmica e sua luminosidade.

Tipos de anãs brancas

Para classificar estrelas, incluindo anãs brancas, o tipo espectral é usado, que por sua vez depende da temperatura. Para nomear as estrelas anãs, um D maiúsculo é usado, seguido por uma dessas letras: A, B, C, O, Z, Q, X. Essas outras letras: P, H, E e V denotam outra série de características, muito mais particular.

Cada uma dessas letras denota uma característica proeminente do espectro. Por exemplo, uma estrela DA é uma anã branca cujo espectro tem uma linha de hidrogênio. E uma anã DAV tem a linha do hidrogênio e, além disso, o V indica que ela é uma estrela variável ou pulsante.

Finalmente, um número entre 1 e 9 é adicionado à série de letras para indicar o índice de temperatura n:

n = 50400 / T efetivo da estrela

Outra classificação das anãs brancas é baseada em sua massa:

- Cerca de 0,5 M Sun

- Massa média: entre 0,5 e 8 vezes M Sol

- Entre 8 e 10 vezes a massa do Sol.

Exemplos de anãs brancas

- Sirius B na constelação de Can Major, o companheiro de Sirius A, a estrela mais brilhante no céu noturno. É a anã branca mais próxima de todas.

- AE Aquarii é uma anã branca que emite pulsos de raios-X.

- 40 Eridani B, distante 16 anos-luz. É observável com um telescópio

- HL Tau 67 pertence à constelação de Touro e é uma anã branca variável, a primeira de seu tipo a ser descoberta.

- DM Lyrae faz parte de um sistema binário e é uma anã branca que explodiu como nova no século XX.

- WD B1620 é uma anã branca que também pertence a um sistema binário. A estrela companheira é uma estrela pulsante. Neste sistema existe um planeta que orbita os dois.

- Procyon B, companheiro de Procyon A, na constelação do Cão Menor.

Figura 5. O sistema binário Procyon, a anã branca é um pequeno ponto à direita. Fonte: Giuseppe Donatiello via Flickr.

Referências

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2ª Edição. Pearson.
2. Martínez, D. A evolução estelar. Recuperado de: Google Livros.
3. Olaizola, I. As anãs brancas. Recuperado de: telesforo.aranzadi-zientziak.org.
4. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Editorial Reverté.
5. Wikipedia. Anãs Brancas. Recuperado de: es. wikipedia.org.
6. Wikipedia. Lista das anãs brancas. Recuperado de en.wikipedia.org.