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Formação de anãs brancas

Nebulosa planetária NGC 3132. No centro, pode ver-se uma anã branca - Fonte: wikipédia

Uma estrela anã branca resulta do processo evolutivo de estrelas de tamanho médio, é o que resta de uma estrela que completou o seu ciclo de vida normal e cessou sua fusão nuclear, porque a sua massa não chega para que a temperatura no núcleo seja suficientemente alta para que possa fundir carbono em reações nucleares. Depois de transformadas em gigantes vermelhas, durante a fase de queima nuclear de Hélio/Hidrogénio, elas ejetarão a sua camada externa, formando uma nebulosa planetária e deixando para trás um núcleo composto praticamente de carbono e oxigénio, a anã branca.

As estrelas apresentam tamanhos e cores variadas, onde o brilho e a cor dependem da temperatura superficial, a qual depende por sua vez da massa. As estrelas anãs vermelhas (
sistema Gliese 581), menores e frias, queimam o hidrogénio vagarosamente e podem durar centenas de bilhões de anos, enquanto que as supergigantes massivas e quentes, queimam o hidrogénio rapidamente, terminando em alguns milhares de anos. Uma estrela de tamanho médio como o Sol, tem um tempo de vida de cerca de 10 bilhões de anos. O Sol possui a metade desta idade.

Depois de vários bilhões de anos, dependendo de sua massa inicial, o suprimento de hidrogénio acaba e a fusão nuclear na estrela cessa. Sem a pressão interna gerada por esta reação, para se contrapor à força da gravidade, as camadas externas da estrela começam a contrair-se em direção ao núcleo. A temperatura e a pressão crescem como na formação da proto-estrela, mas agora para níveis muito mais altos, suficientes para começar a fusão do hélio. O núcleo muito quente causa a expansão das camadas mais exteriores, levando a aumentar enormemente o tamanho da estrela, que se torna muito maior do que era. Torna-se, então, numa gigante vermelha. A queima do hélio dura alguns milhões de anos. A maior parte de todas as
gigantes vermelhas são estrelas variáveis.

 que acontece depois depende, uma vez mais, da massa estelar. Uma estrela menor de que 0,5 massas solares nunca será capaz de iniciar a fusão do hélio, mesmo depois do núcleo terminar a fusão do hidrogénio, pois ela não tem a massa necessária para produzir pressão suficiente no núcleo. Estas são as anãs vermelhas, tais como Proxima Centauri, que viverá por centenas de bilhões de anos, continuando a irradiar na parte do infravermelho e micro-ondas do espectro eletromagnético. Uma estrela de tamanho médio (até 10 massas solares) na sua fase de gigante vermelha, as camadas externas continuam a expandir, o núcleo contrai, e o hélio começa a fundir-se formando carbono.


A fusão gera energia, fornecendo à estrela um crescimento temporário. Nma estrela do tamanho do Sol, este processo pode levar aproximadamente um bilhão de anos. As reações de queima do hélio são extremamente sensíveis à variação de temperatura, o que causa grande instabilidade. Ocorrem grandes pulsações, o que eventualmente cede às camadas externas da estrela bastante energia cinética, sendo esta ejetada como uma nebulosa planetária. No centro da nebulosa permanece o núcleo da estrela, que arrefece para se tornar numa pequena mas densa anã branca, com cerca de 0,6 massas solares normalmente, mas com um volume semelhante ao da Terra.

As anãs brancas são estáveis e sem combustível para queimar, o seu calor da radiação estelar mantém-nas aquecidas por muitos milhões de anos. No fim, tudo o que pode restar é uma massa escura e fria, algumas vezes chamadas como anãs negras. Contudo, o universo não é velho o suficiente para que qualquer estrela anã negra possa existir. Se as anãs brancas crescem acima de 1,4 massas solares, dá-se o colapso da estrela. Isto transforma a anã branca numa
supernova Ia. Estas supernovas podem ser muito mais poderosas que as supernovas tipo II, as supernovas que marcam o fim de uma estrela massiva. Por consequência, não pode existir uma anã branca mais massiva que 1,4 massas solares. 

Se uma anã branca forma um sistema binário fechado com outra estrela, o hidrogénio da companheira maior pode migrar para dentro da anã branca, aumentando a sua massa, até que ela aquece o suficiente para estabelecer uma reação de fusão, levando a uma explosão denominada como nova.
Fonte: Wikipédia/NASA/ESA/ESO

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