Estrela anã branca, qualquer uma de uma classe de estrelas fracas que representam o ponto final da evolução de estrelas de massa intermediária e baixa. As estrelas anãs brancas, assim chamadas por causa da cor branca das primeiras que foram descobertas, são caracterizadas por uma baixa luminosidade, uma massa da ordem da do Sol e um raio comparável ao da Terra. Devido à sua grande massa e pequenas dimensões, essas estrelas são objetos densos e compactos com densidades médias que se aproximam de 1.000.000 vezes a da água.
Foto AURA / STScI / NASA / JPL (foto da NASA # STScI-PRC95-32)
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Diferente da maioria das outras estrelas que são suportadas contra sua própria gravitação pela pressão normal do gás, anã branca as estrelas são sustentadas pela pressão de degenerescência do gás do elétron em seu interior. A pressão de degenerescência é o aumento da resistência exercida pelos elétrons que compõem o gás, como resultado da contração estelar (ver gás degenerado). A aplicação das chamadas estatísticas de Fermi-Dirac e da relatividade especial ao estudo da estrutura de equilíbrio de estrelas anãs brancas leva à existência de uma relação massa-raio através da qual um raio único é atribuído a uma anã branca de um dado massa; quanto maior a massa, menor o raio. Além disso, a existência de uma massa limite é prevista, acima da qual nenhuma estrela anã branca estável pode existir. Essa massa limite, conhecida como limite de Chandrasekhar, é da ordem de 1,4 massas solares. Ambas as previsões estão em excelente acordo com as observações de estrelas anãs brancas.
A região central de uma estrela anã branca típica é composta por uma mistura de carbono e oxigênio. Em torno desse núcleo está um fino envelope de hélio e, na maioria dos casos, uma camada ainda mais fina de hidrogênio. Muito poucas estrelas anãs brancas estão rodeadas por um fino envelope de carbono. Apenas as camadas estelares mais externas são acessíveis a observações astronômicas.
Anãs brancas evoluem de estrelas com uma massa inicial de até três ou quatro massas solares ou até mesmo mais. Após fases quiescentes de hidrogênio e hélio queimando em seu núcleo – separado por uma primeira fase gigante vermelha – a estrela se torna uma gigante vermelha pela segunda vez. Perto do final desta segunda fase de gigante vermelha, a estrela perde seu envelope estendido em um evento catastrófico, deixando para trás um núcleo denso, quente e luminoso cercado por uma concha esférica brilhante. Esta é a fase da nebulosa planetária. Durante todo o curso de sua evolução, que normalmente leva vários bilhões de anos, a estrela perderá uma grande fração de sua massa original através dos ventos estelares nas fases gigantes e através de seu envelope ejetado. O núcleo quente da nebulosa planetária deixado para trás tem uma massa de 0,5-1,0 massa solar e eventualmente esfriará para se tornar uma anã branca.
As anãs brancas esgotaram todo o seu combustível nuclear e, portanto, não têm fontes de energia nuclear residual. Sua estrutura compacta também evita mais contrações gravitacionais. A energia irradiada para o meio interestelar é, portanto, fornecida pela energia térmica residual dos íons não degenerados que compõem seu núcleo. Essa energia se difunde lentamente para fora através do envelope estelar isolante, e a anã branca esfria lentamente. Após o esgotamento completo desse reservatório de energia térmica, um processo que leva vários bilhões de anos adicionais, a anã branca para de irradiar e, a essa altura, atingiu o estágio final de sua evolução e se torna um resquício estelar frio e inerte. Esse objeto às vezes é chamado de anã negra.
Estrelas anãs brancas são ocasionalmente encontradas em sistemas binários, como é o caso da anã branca companheira da estrela mais brilhante do céu noturno, Sirius.As estrelas anãs brancas também desempenham um papel essencial nas supernovas do Tipo Ia e nas explosões de novas e de outras estrelas variáveis cataclísmicas.
