Anã branca

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Anã branca
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Em astronomia, anã branca é o objeto
celeste resultante do processo evolutivo
de estrelas de até 10 M Sol, o que
significa dizer que cerca de 98% de
todas as estrelas evoluirão até a fase de
anã branca, entretanto, somente 6% dos
objetos nas vizinhanças do Sol são anãs
brancas.
Estrelas com até 10 MSol não são
massivas o suficiente para que a
temperatura em seu núcleo seja
suficientemente alta para que possam
Concepção artística de uma anã
branca.
fundir carbono em reações de
nucleossíntese. Após terem se tornado
gigantes vermelhas durante a fase de queima nuclear de Hélio/Hidrogênio, elas
ejetarão sua camada externa, formando uma nebulosa planetária e deixando para
trás, um núcleo composto praticamente de carbono e oxigênio.
Embora este núcleo seja mil vezes mais luminoso que o Sol e com uma
temperatura efetiva que pode chegar a 150 000 K, ele não tem uma fonte de
energia adicional, e irá gradualmente irradiar sua energia e esfriar. O núcleo,
sem o suporte contra o colapso gravitacional oferecido pelas reações de fusão
termonucleares, torna-se extremamente denso, com uma massa típica de 0,6 MSol
contida em um volume comparável ao da Terra.
O colapso gravitacional da anã branca é barrado apenas pela pressão de
degenerescência eletrônica. A maior massa de uma anã branca, além da qual a
pressão da matéria degenerada não pode mais suporta-la, é em torno de 1,4
MSol. Uma anã branca com massa maior do que este limite (conhecido como
limite de Chandrasekhar ) pode explodir em uma supernova.
À medida que esfriam, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de
instabilidade do diagrama HR, quando começam a pulsar, tornando-se anãs
brancas pulsantes.
Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, seriam necessários centenas de
bilhões de anos para que uma anã branca esfriasse o suficiente para deixar de
ser visível, se transformando em anãs negras. Como a idade do universo é
atualmente estimada em 13,7 bilhões de anos, elas ainda não tiveram tempo
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suficiente para esfriar a ponto de deixarem de ser visíveis. Mesmo as anãs
brancas mais velhas do disco de nossa galáxia ainda estão visíveis, com
luminosidades acima de 3x10 -5 LSol e temperaturas superficiais efetivas da
ordem de 3700 K.
Índice
1
2
3
4
5
6
7
Formação
Características
História das descobertas
Classificação Espectral
Relação Massa-Raio
Ver também
Ligações externas
Formação
Todas as estrelas com até 10 MSol terminarão
como anãs brancas, depois de todo o
hidrogênio que elas possuem ter sido
queimado em hélio. Próximo do fim deste
estágio de queima nuclear, essas estrelas
passam por uma fase de gigante vermelha e
então ejetam a maior parte de suas camadas
superficiais, criando uma nebulosa planetária
envolta do núcleo quente (T > 100 000 K), o
qual irá se transformar em uma jovem anã
branca que brilha por causa de seu calor
residual.
Nebulosa planetária NGC 3132.
No centro, pode-se ver uma anã
branca.
Uma anã branca típica tem cerca de 0,6
massas solares, com um tamanho algumas
vezes maior que a Terra, o que faz das anãs
brancas uma das formas mais densas de matéria (em média 109 kg/cm3; em
alguns casos, pode chegar a 10.000 kg/cm3!), superadas apenas pelas estrelas de
nêutrons, buracos negros, e pelas hipotéticas estrelas de quarks. Quanto maior a
massa de uma anã branca, menor seu tamanho. Existe um limite máximo para a
massa de uma anã branca, o limite de Chandrasekhar (cerca de 1,4 vezes a
massa do Sol). Se esse limite é excedido, a pressão exercida pelos elétrons deixa
de ser suficiente para contrabalançar a força gravitacional, e a estrela colapsa
para uma estrela de nêutrons. As anãs brancas de carbono/oxigênio evitam esta
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fatalidade através de uma reação de fusão nuclear que leva a uma explosão de
supernova de tipo Ia, antes de atingir o limite de massa.
Apesar deste limite, a maioria das estrelas termina suas vidas como anãs
brancas, desde que elas tendem a ejectar mais massa no espaço antes do colapso
final, frequentemente gerando uma espetacular nebulosa planetária. É por causa
disso que mesmo estrelas mais massivas, com 8 MSol terminarão como anãs
brancas, esfriando gradualmente até tornarem-se anãs negras.
Características
Muitas anãs brancas são aproximadamente do tamanho da Terra, tipicamente
100 vezes menor que o diâmetro do Sol; sua massa média está entre 0,5-0,6
massas solares, apesar de existir uma pequena variação. Seu estado condensado
implica que a mesma quantidade de matéria está compactada em um volume
tipicamente 1 milhão de vezes menor que o do Sol, o que faz com que sua
densidade média seja 1 milhão de vezes maior que a densidade média do Sol.
Nestas condições, a matéria está em um estado degenerado.
A matéria degenerada comporta-se de um modo levemente contra-intuitivo; por
exemplo, quanto maior é a massa de uma anã branca, menor ela será e maior
será sua densidade. Nos anos de 1930, isto foi explicado através da mecânica
quântica: o peso de uma anã branca é suportado pela pressão de
degenerescência eletrônica, o qual depende da densidade e não da temperatura.
O modelo do gás de Fermi nos ajuda a compreender melhor este efeito.
Se, para todas as estrelas observadas, for feito um diagrama do brilho (absoluto)
contra a cor (diagrama de Hertzprung-Russel ou diagrama HR), nem todas as
combinações de brilho e cor ocorrem. Poucas estrelas estão na região baixobrilho-cor-quente (as anãs brancas), mas a maioria das estrelas seguem uma
faixa, chamada sequência principal. Estrelas de baixa massa da sequência
principal são pequenas e frias. Elas são avermelhadas e são chamadas de anãs
vermelhas ou (ainda mais frias), anãs marrons. Essas pertencem a uma classe de
corpos celestes inteiramente diferente da classe das anãs brancas. Nas anãs
vermelhas, como em todas as estrelas da sequência principal, a pressão que
contrabalança a força gravitacional é causada pelo movimento térmico do gás. A
pressão obedece à lei dos gases ideais. Uma outra classe de estrelas é chamada
de gigantes: estrelas na região de alto brilho no diagrama HR. São estrelas
infladas pela pressão de radiação e são muito grandes.
História das descobertas
A primeira anã branca descoberta foi a companheira da estrela Sírius (α Canis
Majoris), a estrela mais brilhante do céu. Em 1844, Friedrich Wilhelm Bessel
(1784-1846) analisando perturbações no movimento próprio de Sírius, concluiu
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que Sírius possuiria uma companheira que não podia ser observada com seu
telescópio, mas com a qual formaria um sistema binário. Bessel estimou que o
período orbital do sistema seria da ordem de 100 anos. Somente em 31 de
janeiro de 1862, Alvan Graham Clark Jr. (1832-1897), enquanto testava um novo
telescópio refrator de 37 cm de diâmetro, descobriu uma estrela próxima de
Sírius, uma estrela fraca de magnitude 8, que até então nunca havia sido
observada. Era a companheira de Sírius, cuja existência Bessel havia predicto. A
companheira de Sírius passou a ser chamada de Sírius B (enquanto Sírius
passou a ser chamadada e Sírius A).
Em 1914, o
americano
(nascido na
Síria) Walter
Sydney
Adams
Uma impressão artística de Sírius A
(maior) e de Sírius B (menor). Sírius B
foi a primeira anã branca descoberta.
(Credit:NASA)
Perturbações no
(1876-1956), analisou o espectro de Sírius B e
movimento próprio de
descobriu que sua baixa luminosidade e sua alta
Sírius A, devido a Sírius
temperatura efetiva indicavam um raio de 18 000
B.
km, ou seja, duas vezes e meia o raio da Terra, mas
tendo a mesma massa do Sol. Sua densidade média
era altíssima: 150 000 vezes a densidade da água. Era o objeto mais denso
conhecido até então. Por causa de seu pequeno tamanho e da cor branca de sua
luz, esta estranha estrela foi chamada de anã branca.
Até 1917 outras duas estrelas com as mesmas características de Sírius B foram
descobertas: 40 Eridani B e van Maanen 2, esta última descoberta por Adriaan
van Maanen (1884-1946), sugerindo a existência de uma classe de objetos que
passou a ser chamada de anãs brancas.
A alta densidade da matéria condensada que formava as anãs brancas
permaneceu como um desafio para a Física moderna até que em 1939,
Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) desenvolveu uma teoria rigorosa
descrevendo a estrutura dessas estrela. Chandrasekhar propôs que a pressão
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que suporta tão altas densidades é a pressão de degenerescência eletrônica
decorrente do princípio de exclusão de Pauli, segundo o qual dois elétrons de
mesmo spin não podem ocupar o mesmo nível de energia. O elétrons têm
momenta e energia cinéticas tão altos (muito maiores do que indicaria sua
energia térmica) e contrabalançam o colapso gravitacional. Por esta razão, anãs
brancas (e estrelas de nêutrons também) são chamados de objetos degenerados.
Atualmente, mais de 10000 anãs brancas são conhecidas.
Classificação Espectral
O sistema de classificação espectral de anãs brancas que vem sendo utilizado
atualmente foi proposto em 1983 e utiliza uma combinação de símbolos:
um D (maiúsculo) para indicar que se trata de um objeto degenerado;
uma letra maiúscula indicando o tipo espectroscópico primário ou
dominante;
uma letra maiúscula, opcional, indicando alguma característica
espectroscópica secundária, se presente no espectro da estrela;
uma letra maiúscula, também opcional, indicando alguma característica
peculiar da estrela(P=estrela polarizada; H=estrela magnética sem
polarização detectável; V=estrela variável; X=espectros peculiáres ou
inclassificáveis)
um índice de temperatura de 0 a 9, opcional.
Os três últimos símbolos são opcionais. O segundo e terceiro símbolos dão
informações sobre a composição química superficial da estrela, a partir das
linhas espectrais:
DA = somente linhas de Balmer; ausência de He I e metais;
DB = linhas de He I; ausência de hidrogênio e metais;
DC = espectro contínuo, nenhuma linha mais profunda que 5%;
DO = fortes linhas de H II; presença de He I ou H;
DZ = algumas linhas de metais (especialmente Ca); nenhum He ou H;
DQ = linhas de carbono (atômico ou molecular);
DBA = atmosferas com predominância de He e traços de H;
DAB = linhas fracas de He I em um espectro com linhas de Balmer;
Uma anã branca DA1, por exemplo, apresenta apenas linhas [H I] em seu
espectro e uma temperatura efetiva de 30.000 K. Já uma anã branca classificada
como DBAP3, é uma anã branca magnética, polarizada, com linhas de hélio e
hidrogênio, mas com predominância de hélio, em seu espectro e uma
temperatura efetiva da ordem de 20.000 K.
No que diz respeito à abundância química superficial, as anãs brancas podem ser
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divididas em dois grandes grupos:
as que possuem atmosferas formadas essencialmente por hidrogênio puro
(DAs), que constituem cerca de 80% de todas as anãs brancas, e
as que possuem atmosferas formadas essencialmente por hélio puro (DOs e
DBs), que representam os 20% restantes.
Uma pequena porcentagem das anãs brancas correspondem aos demais tipos
espectrais (DBAs, DABs, DCs, DQa, DZs).
Relação Massa-Raio
Para encontrar a relação entre a massa
de uma anã branca e seu raio, partimos
da condição de equilíbrio hidrostático:
onde
é a taxa de variação na
pressão em função do raio
G é a constante gravitacional
M(r) é a massa contida dentro
de um raio específico, r
ρ(r) é a densidade como uma
função do raio.
A derivação mostrará que anãs brancas
de mais altas massas têm raios menores.
Começamos fazendo uma estimativa
aproximada para a densidade média,
simplesmente dividindo a massa da anã
branca por seu volume:
Relação massa-raio. Note que quanto
maior a massa, menor é o raio.
Colocando isto na equação do equilíbrio
hidrostático e integrando ambos os lados, obtemos uma equação para a pressão
na região central da estrela:
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Para um gás degenerado (do que são feitas as anãs brancas), a pressão é também
proporcional à densidade:
Igualando as duas equações para a pressão:
Finalmente, chegamos a uma relação entre a massa de uma anã branca e seu
raio. Reescrevendo a equação para se ver mais claramente, temos:
,
isto é, o raio da anã branca é proporcional ao inverso da raiz cúbica de sua
massa. Quanto maior for a massa de uma anã branca, menor será seu raio. (Este
resultado não leva em conta correções relativísticas).
Ver também
Anãs marrons
Anãs negras
Gigantes vermelhas
Ligações externas
UFRGS (http://www.astro.ufrgs.br/estrelas/node8.htm)
Obtida de "http://pt.wikipedia.org/wiki/An%C3%A3_branca"
Categoria: Tipos de estrelas
Esta página foi modificada pela última vez às 00h45min de 9 de novembro
de 2010.
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