Anãs Brancas – Uma Breve Introdução

Introdução

Anãs Brancas são remanescentes Estelares com características muito interessantes, como, por exemplo, densidade, temperatura, luminosidade e período de vida extremamente altos em oposição ao tamanho e a massa, relativamente baixos. São objetos extremamente interessantes de serem estudados, principalmente em sua ocorrência em Sistemas Binários. Anãs Brancas são comuns: cerca de 97% das Estrelas terminarão como Anãs Brancas

Como Surgem Anãs Brancas

Estrelas que, na fase final de suas vidas, i.e., pós Seqüência Principal, tenham uma massa de até irremediavelmente irão colapsar formando uma Anã Branca. Para massas entre temos um colapso mais violento, que gera uma Estrela de Nêutrons; e para massas temos um colapso violentíssimo e completo, que termina por criar um Buraco Negro.

Uma Anã Branca, por ter, no final de sua vida, uma massa de até , ao colapsar, têm uma pressão interna gerada pela Gravidade menor do que aquela típica de Estrelas de Nêutrons. Isso faz com que o gás plásmico que compõe as Estrelas seja comprido mais “suavemente”, por assim dizer, o que o transforma num gás de Elétrons degenerados, que obedecem ao Princípio de Exclusão de Pauli, que basicamente mostra-nos que dois Férmions (e.g., Elétron, Nêutron, etc) não podem ocupar um mesmo estado quântico simultaneamente – um estado quântico é um objeto matemático que descreve um sistema quântico –; no entanto o Princípio de Exclusão não rege os Bósons (e.g., Fótons), pois estes são regidos pela Estatística de Bose-Einstein, não pela de Fermi-Dirac. O Princípio de Pauli é, pois, o responsável pelo equilíbrio tanto de Anãs Brancas quanto de Estrelas de Nêutrons – sem eles o colapso gravitacional dessas Estrelas não seria interrompido, resultando, por fim, num colapso completo, i.e., na formação de um Buraco Negro.

No entanto, devemos notar que a massa final de modo algum diz respeito, também, à massa inicial, visto que qualquer Estrela, durante sua Evolução, perde muita massa, principalmente por causa de ventos estelares; a presença de determinada Estrela num Sistema Binário também alterará sua Evolução, principalmente em casos de Sistemas Binários Fechados, onde uma das Estrelas “rouba” massa de sua companheira, por causa de sua Gravidade e proximidade – neste caso não há perda real de massa, mas sim troca da mesma, o que ainda assim altera a Evolução Estelar. Portanto, para que uma Estrela, na fase final de sua Evolução, possa ter massa suficiente para colapsar numa Anã Branca, deve ela ter uma massa inicial de até . Para Estrelas com massa inicial entre a Estrela colapsará em uma Estrela de Nêutrons, ao passo que para massas iniciais o colapso gravitacional pós Seqüência Principal resulta em um Buraco Negro.

Principais Características

Anãs Brancas têm algumas características singulares, que as diferenciam de outros tipos de Estrelas. Uma dessas características mais surpreendentes é o tempo de vida incrivelmente longo delas. Uma Anã Branca, com o decorrer do tempo, vai se resfriando e, por conseqüência, perdendo luminosidade. Chegará um momento, portanto, em que ela se transformará em uma Anã Negra, que é justamente uma Anã Branca que, depois de muito tempo, perdeu toda a sua luminosidade, tornando-se um corpo frio e invisível. Esses objetos finais não devem de modo algum serem confundidos com Buracos Negros, pois esses últimos, além de serem providos de um Horizonte de Eventos, têm, também, uma série de características muito bem definidas; fora o fato de que um Buraco Negro é um remanescente de Estrelas muito massivas, o que não ocorre com uma Anã Branca, como já vimos. Tampouco devem ser confundidas com Estrelas Negras, que seriam as primeiras Estrelas do Universo Primitivo, compostas por Matéria Escura.

Para termos idéia de tal objeto – uma Anã Negra – podemos fazer uma comparação com uma Anã Marrom, que é uma Estrela que não teve massa suficiente para iniciar sua fusão nuclear e que, por isso, tem baixa luminosidade e temperatura. A temperatura de uma Anã Marrom é de e sua luminosidade . Uma Anã Negra, porém, não tem mais luminosidade, e sua temperatura estaria em torno de 5K. Segundo o modelo teórico o tempo que uma Anã Branca leva para resfriar-se até tal temperatura é de , o que equivale a alguns trilhões de anos. Disto decorre que, no nosso Universo atual, com seus 13.7 bilhões de anos, não existem ainda Anãs Negras, embora, no futuro, certamente elas irão existir. As Anãs Brancas mais antigas têm em torno de 12 bilhões de anos, e são muito importantes para uma estimativa da idade do Universo, junto com a medição da idade dos Aglomerados Estelares e dos elementos químicos.

O raio de uma Anã Branca é da ordem do raio da Terra (6.371.0 km), mas pode chegar até duas (2) vezes esse raio. Considerando, junto com o raio, que a massa de uma Anã Branca pode chegar a – no caso de Sirius B, por exemplo – tem-se que a densidade dessas Estrelas pode chegar a , o que equivale a cerca de duzentas mil (200.000) vezes mais densidade do que a Terra, que tem ! A Gravidade superficial pode chegar a cem mil (100.000) vezes a Gravidade terrestre, e a força de seu campo magnético é de – sobre este ponto há que se ressaltar a existência de Anãs Brancas Magnéticas, preditas pela primeira vez em 1947 pelo Físico Patrick Blackett: basicamente são Anãs Brancas com um campo magnético muito extenso.

Ademais, a temperatura de Anãs Brancas pode chegar a 150.000K, decaindo com o tempo. Sua luminosidade também é elevada: Sirius B, por exemplo, tem uma luminosidade da ordem .

A velocidade de rotação dessas Estrelas também é muito alta.

Tipos de Anãs Brancas

Existem vários tipos de Anãs Brancas, e sua classificação depende basicamente de sua composição química. São elas dA, dB, dC, dO, dZ, dQ e dX. O tipo dA tem linhas de H presentes e nenhuma linha de He I ou metais; o tipo dB tem linhas de He I presente, mas nenhuma linha de metais ou H; o tipo dC tem o espectro contínuo com poucas ou nenhuma linhas visíveis; o tipo dO tem fortes linhas de He II com presença de He I ou H também; o tipo dZ tem apenas linhas de metais presentes (ausência de linhas de H ou He); o tipo dQ tem linhas de C presentes; e o tipo dX tem o espectro inclassificável.

Há, também, um segundo modo de classificação, que dá ênfase para, por exemplo, o tipo de campo magnético. Segundo essa classificação temos os tipos P, H, E e V. O tipo P é uma Anã Branca Magnética com polarização detectável; o tipo H não apresenta polarização detectável; o tipo E tem linhas de emissão presentes; o tipo V é variável.

Sistemas Binários, Novas e Supernovas

Um dos aspectos que mais interessam no estudo de Anãs Brancas é a ocorrência delas em Sistemas Binários, em especial quando ocorre a troca de material por parte da Estrela maior, o que permite o surgimento de Novas e Supernovas.

Estrelas têm um Lóbulo de Roche: uma região no espaço a partir da qual a matéria está ligada gravitacionalmente à Estrela. Num Sistema Binário o Lóbulo de Roche das duas Estrelas se mantém em contato pelo Lagrangeano Um (1), e isso permite que a Anã Branca, que tem uma Gravidade maior, roube matéria de sua companheira. Essa matéria rotaciona em torno da Anã Branca, criando um disco de acresção; à medida que faz isso vai caindo para dentro da Estrela e, com isso, a pressão e a temperatura dessa matéria aumenta na razão de sua maior proximidade com a Estrela. Quando essas temperatura e pressão são bastante altas dá-se início a uma reação termonuclear que emite um jato de luz cuja luminosidade pode chegar a – isso é uma Nova.

Há casos, porém, onde a matéria trocada chega a níveis tão altos que a massa da Anã Branca vai acima do Limite de Chandrasekar – – o que faz com que a Estrela entre em colapso gravitacional pelo fato de a pressão interna não ser mais forte o suficiente para parar o força gravitacional. Essa instabilidade aciona a fusão do Oxigênio e do Carbono, que ocasiona uma reação em cadeia que destrói a Estrela numa explosão tremenda! Uma tal explosão tem uma Magnitude de -19.3 e sua luminosidade pode chegar a , ou seja, pode chegar a cinco (5) bilhões de Sóis em termos de luminosidade – isso é uma Supernova.

Uma Supernova pode ejetar material ao espaço numa velocidade de até 30.000 km/s. Existem basicamente dois tipos de Supernovas: tipos I e II; Supernovas do tipo I podem ser subdividas em três classes: Ia, Ib e Ic. Supernovas tipo I são caracterizadas por não exibirem em seu espectro linhas de H, presentes no tipo II. O modo de classificação também é a composição química.

Supernovas tipo Ia exibem em seu espectro traços de Silício; Supernovas tipo Ib exibem Hélio no lugar; Supernovas tipo Ic não exibem nem Hélio, nem Silício.

Referências

Sites:

Supernovas

Anã Branca

Ask an Astrophysicist – Anã Branca (Introdutório)

Ask an Astrophysicist – Anã Branca (Avançado)

Anã Negra

Ponto de Lagrange

Lóbulo de Roche

Elétrons Degenerados

Rotação Estelar

Gigantes Vermelhas e Anãs Brancas

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Artigos:

Theoretical Model of a Magnetic White Dwarf

White Dwarfs Properties & The Degenerate Electron Gas

The Age and Colors of Massive White Dwarfs Stars

Chandrasekar Theory of Stellar Collapse