Anã branca

Estrelas com até 10 vezes a massa do Sol (10 M☉) terminam suas vidas como anãs brancas. Após esgotarem o hidrogênio e formarem hélio, elas passam pela fase de gigante vermelha, ejetando suas camadas externas para formar uma nebulosa planetária. O núcleo quente restante, com mais de 100.000 K, torna-se uma jovem anã branca que brilha pelo calor acumulado. Uma anã branca típica tem cerca de 0,6 M☉ e um tamanho um pouco maior que a Terra, atingindo densidades extremas, como 10⁹ kg/cm³ (podendo chegar a 10.000 kg/cm³ em alguns casos), superadas apenas por estrelas de nêutrons e buracos negros. Curiosamente, quanto maior a massa de uma anã branca, menor o seu tamanho. Existe um limite máximo de massa, o limite de Chandrasekhar (aproximadamente 1,4 M☉). Se ultrapassado, a pressão dos elétrons não consegue conter a gravidade, levando ao colapso para uma estrela de nêutrons. Anãs brancas de carbono/oxigênio podem evitar isso através de uma explosão de supernova tipo Ia antes de atingir esse limite.

Anãs brancas geralmente possuem o tamanho da Terra, cerca de 1% do diâmetro do Sol, com uma massa média entre 0,5 e 0,6 M☉. Essa compactação resulta em uma densidade média um milhão de vezes maior que a do Sol. A matéria nessas condições está em um estado degenerado, onde a pressão de degenerescência eletrônica, explicada pela mecânica quântica nos anos 1930, sustenta a estrela. Essa pressão depende da densidade, não da temperatura, um comportamento contraintuitivo onde estrelas mais massivas são menores e mais densas. O modelo do gás de Fermi ajuda a entender esse fenômeno.

A primeira anã branca identificada foi a companheira da estrela Sirius, a mais brilhante do céu. Em 1844, Friedrich Bessel observou perturbações no movimento de Sirius, prevendo uma companheira invisível. Em 31 de janeiro de 1862, Alvan Graham Clark Jr. a descobriu acidentalmente enquanto testava um novo telescópio: uma estrela fraca de magnitude 8, confirmando a previsão de Bessel. Essa companheira foi nomeada Sirius B. Em 1914, Walter Sydney Adams analisou o espectro de Sirius B, notando sua baixa luminosidade e alta temperatura, o que indicava um raio apenas 2,5 vezes o da Terra, mas com massa solar. Sua densidade era 150.000 vezes a da água, tornando-a o objeto mais denso conhecido na época. Seu pequeno tamanho e luz branca levaram à sua denominação como 'anã branca'.

O sistema de classificação espectral de anãs brancas, proposto em 1983, usa uma combinação de símbolos. Os três últimos são opcionais. Os símbolos indicam a composição química superficial através das linhas espectrais. Por exemplo, uma anã branca DA1 tem apenas linhas H I e temperatura efetiva de 30.000 K. Já uma DBAP3 é magnética, polarizada, com linhas de hélio e hidrogênio, predominância de hélio, e temperatura efetiva em torno de 20.000 K. As anãs brancas são divididas em grupos conforme a abundância química superficial. Uma pequena porcentagem se enquadra em outros tipos espectrais como DBAs, DABs, DCs, DQa e DZs.

A relação entre a massa e o raio de uma anã branca é derivada a partir do equilíbrio hidrostático. Uma estimativa aproximada da densidade média (massa dividida pelo volume) e a equação do equilíbrio hidrostático levam a uma expressão para a pressão central. Para a matéria degenerada das anãs brancas, a pressão é proporcional à densidade. Igualando essas relações, obtém-se que o raio de uma anã branca é proporcional ao inverso da raiz cúbica de sua massa (R ∝ 1/√[3]{M}). Isso significa que anãs brancas mais massivas são menores. Este resultado, sem correções relativísticas, demonstra a relação inversa entre massa e raio.