Anã branca

Imagem de Sirius A e Sirius B tomada pelo Telescópio Espacial Hubble . Sirius B, que é uma anã branca, pode ser visto como um fraco ponto para o canto inferior esquerdo do muito mais brilhante Sirius A.

Uma anã branca, também chamado de anão degenerada, é uma pequena estrela composta principalmente de elétron-degenerada assunto. Como as anãs brancas têm massa comparável à do Sol 's e seu volume é comparável à da Terra s ', eles são muito densos . Seu fraco luminosidade vem da emissão de armazenado calor . Eles compreendem cerca de 6% de todas as estrelas conhecidas na vizinhança solar. A fraqueza incomum de anãs brancas foi reconhecida pela primeira vez em 1910 por Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering e Williamina ^{Fleming;, p. 1} o nome de anã branca foi cunhado por Willem Luyten, em 1922.

As anãs brancas são pensados para ser a final estado evolutivo de todas as estrelas cuja massa não é muito alto-mais de 97% das estrelas em nossa galáxia ^{, § 1º} Após ^o.. hidrogênio - fusão da vida de um estrela de sequência principal de extremidades de massa baixa ou média, ele irá se expandir a uma gigante vermelha que funde o hélio de carbono e oxigênio em seu núcleo pelo processo triplo alfa. Se uma gigante vermelha tem massa suficiente para gerar as temperaturas básicos necessários para fundir carbono , uma massa inerte de carbono e oxigênio vai construir em seu centro. Depois de derramar suas camadas exteriores para formar uma nebulosa planetária , que vai deixar para trás este núcleo, que constitui a anã branca remanescente. Normalmente, portanto, as anãs brancas são compostas de carbono e oxigênio. É também possível que as temperaturas do núcleo suficiente para fundir o carbono mas não de néon , no caso em que um oxigénio néon - magnésio anã branca pode ser formado. Além disso, algumas hélio anãs brancas parecem ter sido formadas por perda de massa em sistemas binários.

O material em uma anã branca não sofre reações de fusão, de modo a estrela não tem nenhuma fonte de energia, nem é suportada contra colapso gravitacional pelo calor gerado pela fusão. Ela é apoiada apenas por elétron pressão de degeneração, o que lhe permite ser extremamente densa. A física de degeneração produz uma massa máxima para uma anã branca não rotativo, o Limite de Chandrasekhar-aproximadamente 1,4 massas solares além-o que não pode ser suportado pela pressão de degeneração. Uma anã branca carbono-oxigênio que se aproxima deste limite de massa, tipicamente por transferência de massa de uma estrela companheira, pode explodir como Supernova tipo Ia através de um processo conhecido como detonação de carbono.

Uma anã branca é muito quente quando ela é formada, mas uma vez que não tem nenhuma fonte de energia, que gradualmente vai irradiar afastado sua energia e arrefecer. Isto significa que a sua radiação, que inicialmente tem uma alta temperatura de cor, vai diminuir e avermelhar com o tempo. Ao longo de um tempo muito longo, uma anã branca vai esfriar a temperaturas em que já não é visível e se tornar um frio anã negra. No entanto, uma vez que nenhuma anã branca pode ser mais velho do que a idade do universo (cerca de 13,7 bilhões ano), até mesmo os mais velhos anãs brancas ainda irradiar a temperaturas de alguns milhares de kelvins , e não há anãs negras são pensados para existir ainda.

Descoberta

A primeira anã branca descoberta estava no sistema estelar triplo de 40 Eridani, que contém o relativamente brilhante estrela de sequência principal 40 Eridani A, orbitou a uma distância mais perto do sistema binário da anã branca 40 Eridani B eo sequência principal anã vermelha 40 Eridani C. O par 40 Eridani B / C foi descoberto por Friedrich Wilhelm Herschel em 31 de janeiro de 1783 ^{;, p. 73} foi novamente observado por Friedrich Georg Wilhelm Struve em 1825 e por Otto Wilhelm von Struve em 1851. Em 1910, foi descoberto por Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering e Williamina Fleming que apesar de ser uma estrela fraca, 40 Eridani B foi de tipo espectral A, ou branco. Em 1939, Russell olhou para trás na ^{descoberta:, p. 1}

I foi visitar o meu amigo e generoso benfeitor, Prof. Edward C. Pickering. Com bondade característica, ele se ofereceu para ter o espectro observado para todas as estrelas de comparação, incluindo-estrelas-que tinha sido observadas nas observações para paralaxe estelar que Hinks e eu feitas em Cambridge, e eu discutimos. Esta parte do trabalho de rotina aparentemente provou ser muito frutífera-lo levou à descoberta de que todas as estrelas de magnitude absoluta muito fraco eram de classe espectral M. Em conversa sobre este assunto (se bem me lembro-lo), eu perguntei Pickering sobre certas outras estrelas fracas , não na minha lista, mencionando em especial 40 Eridani B. Caracteristicamente, ele enviou uma nota ao escritório Observatório e em pouco tempo a resposta veio (eu acho da deputada Fleming) que o espectro dessa estrela era A. Eu sabia o suficiente sobre ele , mesmo nestes dias paleozóicas, para perceber de imediato que havia uma inconsistência extrema entre o que teria, então, chamado valores "possíveis" do brilho superficial e densidade. Devo ter mostrado que eu não era apenas confuso, mas cabisbaixo, neste exceção para o que parecia ser uma regra muito bonita de características estelares; Pickering mas sorriu para mim e disse: "É apenas essas exceções que levam a um avanço no nosso conhecimento", e assim as anãs brancas entrou no reino do estudo!

O tipo espectral de 40 Eridani B foi oficialmente descrito em 1914 por Walter Adams.

O companheiro de Sirius , Sirius B , foi o próximo a ser descoberto. Durante o século XIX, as medições de posição de algumas estrelas tornou-se suficientemente precisa para medir pequenas mudanças na sua localização. Friedrich Bessel usado apenas essas medições precisas para determinar que as estrelas Sirius (α Canis Majoris) e Procyon (α Canis Minoris) estavam mudando suas posições. Em 1844, ele previu que ambas as estrelas tinham companheiros invisíveis:

Se fôssemos considerar Sirius e Procyon como estrelas duplas, a mudança de seus movimentos não seria surpresa para nós; devemos reconhecê-los como necessário, e só tem que investigar a sua quantidade por observação. Mas a luz é nenhuma propriedade real da massa. A existência de estrelas visíveis inúmeros pode provar nada contra a existência de inúmeros os invisíveis.

Bessel estimada aproximadamente o período do companheiro de Sirius em cerca de meio século; CHF Peters calculado uma órbita para ele em 1851. Não foi até 31 de janeiro de 1862 que Alvan Graham Clark observou uma inédita estrela perto de Sirius, mais tarde identificado como o companheiro previsto. Walter Adams anunciou em 1915 que tinha encontrado o espectro de Sirius B para ser semelhante ao de Sirius.

Em 1917, Adriaan Van Maanen descoberto Estrela de Van Maanen, uma anã branca isolada. Estes três anãs brancas, o primeiro descobertos, são as chamadas anãs brancas ^{clássicas., P. 2} Eventualmente, muitas estrelas brancas fracas foram encontrados, que teve alta movimento próprio, o que indica que eles poderiam ser suspeito de ser estrelas de baixa luminosidade perto da Terra e, portanto, anões brancos. Willem Luyten parece ter sido o primeiro a usar o termo anã branca quando ele examinou esta classe de estrelas em 1922; o termo foi mais tarde popularizada por Arthur Stanley Eddington. Apesar destas suspeitas, a primeira anã branca não-clássica não foi definitivamente identificado até os anos 1930. 18 anãs brancas tinham sido descobertos em ^{1939., p. 3} Luyten e outros continuaram a procurar anãs brancas na década de 1940. Em 1950, mais de uma centena eram conhecidos e, em 1999, mais de 2.000 eram conhecidos. Desde então, a Sloan Digital Sky Survey tem encontrado mais de 9.000 anãs brancas, a maioria novos.

Composição e estrutura

Hertzsprung-Russell diagrama

Tipo espectral

Anãs marrons

As anãs brancas

As anãs vermelhas

Subdwarfs

Sequência principal
("anões")

Subgigantes

Giants

Gigantes brilhantes

Supergigantes

Hipergigantes

absoluto

magni-

tude

_(V H)

Embora anãs brancas são conhecidos com massas estimadas tão baixo quanto 0,17 e tão elevadas como 1,33 massas solares, a distribuição de massa é fortemente atingiu um pico de 0,6 massa solar, ea mentira maioria entre 0,5 a 0,7 massa solar. Os raios estimado de anãs brancas observadas, no entanto, são tipicamente entre 0,008 e 0,02 vezes o raio do Sol; este é comparável ao raio de aproximadamente 0,009 raio solar da Terra. Uma anã branca, em seguida, pacotes de massa comparável à do Sol de em um volume que é tipicamente um milhão de vezes menor do que o Sol de; a densidade média de matéria em uma anã branca deve, portanto, ser, muito aproximadamente, um milhão de vezes maior do que a densidade média do Sol, ou cerca de 10 ⁶ gramas (1 tonelada) per centímetro cúbico. As anãs brancas são compostas de uma das mais densas formas de matéria conhecida, superado apenas pelo outro compactos, como estrelas estrelas de nêutrons, buracos negros e, hipoteticamente, estrelas de quarks.

As anãs brancas foram encontrados para ser extremamente denso logo após a sua descoberta. Se uma estrela está em uma binária do sistema, como é o caso de Sirius B e 40 Eridani B, é possível estimar sua massa a partir de observações da órbita binário. Isso foi feito para Sirius B em 1910, produzindo uma estimativa da massa de 0,94 massa solar. (A estimativa mais moderno é 1.00 massa solar.) Como os organismos mais quentes irradiar mais do que os mais frios, o brilho da superfície de uma estrela pode ser calculada a partir da sua temperatura da superfície eficaz, e, portanto, a partir da sua espectro. Se a distância da estrela é conhecida, sua luminosidade global também pode ser estimada. A comparação dos dois valores dá o raio da estrela. Raciocínio deste tipo levou à realização, intrigante para os astrônomos da época, que Sirius B e 40 Eridani B deve ser muito denso. Por exemplo, quando Ernst Öpik estimou a densidade de um número de estrelas binárias visuais em 1916, ele descobriu que 40 Eridani B tinha uma densidade de mais de 25.000 vezes a Sun 's, que foi tão alto que ele chamou de "impossível". Como Arthur Stanley Eddington colocá-lo mais tarde, em 1927: ^{p. 50}

Nós aprendemos sobre as estrelas por receber e interpretar as mensagens que a sua luz nos traz. A mensagem do companheiro de Sirius quando foi decodificado dizia: "Eu sou composto de material 3.000 vezes mais densa do que qualquer coisa que você nunca em frente; uma tonelada de meu material seria uma pequena pepita que você poderia colocar em uma caixa de fósforos." Que resposta se pode fazer a tal mensagem? A resposta que a maioria de nós fez em 1914 foi- "Cale a boca. Não fale bobagem."

Como Eddington assinalou em 1924, densidades dessa ordem implícita que, de acordo com a teoria da relatividade geral , a luz de Sirius B deve ser gravitacionalmente redshifted. Isto foi confirmado quando Adams medido este redshift em 1925.

Tais densidades são possíveis porque o material anã branca não é composta de átomos ligados por ligações químicas , mas sim consiste em um plasma de não ligados núcleos e elétrons . Assim, não há obstáculo para a colocação de núcleos mais próximos uns dos outros do que orbitais-os elétrons regiões ocupadas por elétrons ligados a um átomo-normalmente permite. Eddington, no entanto, se perguntou o que aconteceria quando este plasma resfriado ea energia que manteve os átomos ionizados não estava mais presente. Este paradoxo foi resolvido por RH Fowler em 1926 por um pedido dos recém-inventadas mecânica quântica . Como os elétrons obedecer à Princípio de exclusão de Pauli, dois elétrons não podem ocupar o mesmo estado, e eles devem obedecer Estatísticas de Fermi-Dirac, também introduzido em 1926 para determinar a distribuição estatística de partículas que satisfaçam princípio de exclusão de Pauli. Em temperatura zero, portanto, os elétrons poderiam nem todos ocupam o menor consumo de energia, ou terra, estado; alguns deles tiveram a ocupar os estados de energia mais alta, formando uma banda de estados de energia mais baixo disponível, o Mar de Fermi. Este estado de electrões, chamada degenerada, significava que uma anã branca poderia esfriar até a temperatura zero e ainda possuem alta energia. Outra maneira de obter este resultado é por utilização do O princípio da incerteza: a alta densidade de elétrons em uma anã branca significa que suas posições são relativamente localizados, criando uma incerteza correspondente em seus momentos. Isto significa que algumas electrões deve ter elevada dinâmica e, portanto, de alta energia cinética.

Compressão de uma anã branca vai aumentar o número de elétrons em um determinado volume. Aplicando nem o princípio de exclusão de Pauli ou princípio da incerteza, podemos ver que isso vai aumentar a energia cinética dos elétrons, causando pressão. Este pressão de degeneração dos elétrons é o que suporta uma anã branca contra colapso gravitacional. Ele depende apenas da densidade e não da temperatura. Matéria degenerada é relativamente compressível; isto significa que a densidade de um anão branco de alta massa é muito maior do que a de um anão branco de baixa massa que o raio de uma anã branca diminui à medida que aumenta a sua massa .

A existência de uma massa crítica que nenhuma anã branca pode exceder é outra conseqüência de ser suportado pela pressão de degeneração dos elétrons. Estas massas foram publicadas pela primeira vez em 1929 por Wilhelm Anderson e em 1930 por Edmund C. Stoner. O valor moderno do limite foi publicado pela primeira vez em 1931 por Subrahmanyan Chandrasekhar em seu artigo "A massa máxima de Ideal anões brancos". Para uma anã branca não rotativo, que é igual a cerca de 5,7 / μ _e ² massas solares, onde μ _e é o peso molecular médio por elétrons da ^{estrela., Eq. (63)} Como o carbono 12 e oxigênio-16, que predominantemente compor uma anã branca carbono-oxigênio ambos têm número atômico igual a metade do seu peso atômico, deve-se levar _e μ igual a 2 para tal estrela, levando ao valor comumente citado de 1,4 massas solares. (Perto do início do século 20, não havia razão para acreditar que as estrelas eram compostas principalmente de elementos ^{pesados,, p. 955} assim, em seu artigo de 1931, Chandrasekhar definir o peso molecular médio por elétrons, μ _e, igual a 2,5, dando um limite de 0,91 massa solar.) Juntamente com William Alfred Fowler, Chandrasekhar recebeu o prêmio Nobel para este e outros trabalhos em 1983. A massa limitando agora é chamado de Limite de Chandrasekhar.

Se uma anã branca eram de exceder o limite de Chandrasekhar, e reações nucleares não ocorreu, a pressão exercida pelos elétrons já não seria capaz de equilibrar a força da gravidade , e ele entraria em colapso em um objeto denso, como um estrela de nêutrons ou buracos negros . No entanto, as anãs brancas carbono-oxigênio acreção de massa de uma estrela vizinha sofrer uma reação de fusão nuclear em fuga, o que leva a uma Escreva explosão de supernova Ia em que a anã branca é destruída, pouco antes de alcançar a massa limitativa.

As anãs brancas têm baixa luminosidade e, por conseguinte, ocupar uma tira na parte inferior do Diagrama de Hertzsprung-Russell, um gráfico de luminosidade estelar contra cor (ou temperatura). Eles não devem ser confundidos com os objectos de baixa luminosidade na extremidade de baixa massa do seqüência principal, como o hidrogênio - fundindo anãs vermelhas , cujos núcleos são suportados em parte pela pressão térmica, ou a baixa temperatura mesmo anãs marrons.

Relação massa-raio e limite de massa

É simples de derivar uma relação aproximada entre a massa e raios de anãs brancas, usando um argumento minimização de energia. A energia da anã branca pode ser aproximada por tê-la como sendo a soma de sua gravitacional energia potencial e energia cinética . A energia potencial gravitacional de um pedaço unidade de massa de anã branca, E _g, será da ordem de - GM / R, onde G é o constante gravitacional, M é a massa da anã branca, e R é o raio. A energia cinética da massa de unidade, E _k, virá principalmente a partir do movimento de electrões, de modo que será de aproximadamente N p ^2/2 m, em que p é o momento médio de electrões, m é a massa de electrões, e N é a número de elétrons por unidade de massa. Como os elétrons são degenerado, pode-se estimar p para ser da ordem de incerteza em impulso, Δ p, dada pela princípio da incerteza, que diz que Δ p Δ x é da ordem da reduzida Constante de Planck, h. Δ x vai ser na ordem da distância média entre electrões, que será de aproximadamente n ^-1/3, ou seja, o inverso da raiz cúbica da densidade número, n, de electrões por unidade de volume. Uma vez que existem M N electrões na anã branca e o seu volume é da ordem de R ^3, n irá ser da ordem de N H / ^R3.

Resolvendo para a energia cinética por unidade de massa, E _k, descobrimos que

A anã branca vai estar em equilíbrio quando sua energia total, E _g + E _k, é minimizado. Neste ponto, as energias cinéticas e potenciais gravitacionais devem ser comparáveis, por isso, pode derivar uma relação massa-raio áspero equiparando suas grandezas:

Resolver este para o raio, R, dá

Dropping N, o que depende apenas da composição da anã branca, e as constantes universais nos deixa com uma relação entre massa e raio:

ou seja, o raio de uma anã branca é inversamente proporcional à raiz cúbica da sua massa.

Uma vez que esta análise usa a fórmula não-relativista p ^2/2 m para a energia cinética, é não-relativista. Se quisermos analisar a situação em que a velocidade dos elétrons em uma anã branca está perto da velocidade da luz , c, devemos substituir p ^2/2 m pela extrema aproximação relativista p c para a energia cinética. Com esta substituição, encontramos

Se nós igualamos este com a magnitude de E _g, descobrimos que R cai fora ea massa, M, é forçado a ser

Para interpretar este resultado, observa-se que à medida que acrescentamos massa de uma anã branca, o seu raio vai diminuir, então, pelo princípio da incerteza, a dinâmica e, portanto, a velocidade, de seus elétrons vai aumentar. Como esta velocidade se aproxima c, a análise relativista extrema torna-se mais exato, o que significa que a massa M da anã branca deve _{aproximar-limite} M. Portanto, nenhuma anã branca pode ser mais pesado do que o _{limite de} massa M limitante.

Radius contra massa de uma anã branca modelo

Para um cálculo mais preciso da relação massa-raio e limitar a massa de uma anã branca, deve-se calcular a equação de estado que descreve a relação entre a densidade e pressão no material de anã branca. Se a densidade e pressão são ambos definida igual a funções do raio a partir do centro da estrela, o sistema de equações que consiste na equação hidrostática em conjunto com a equação de estado pode então ser resolvido para encontrar a estrutura da anã branca no estado de equilíbrio. No caso não relativístico, nós ainda vai achar que o raio é inversamente proporcional à raiz cúbica da ^{massa., Eq. (80) As} correcções Relativísticas irá alterar o resultado de modo que o raio se torna zero a um valor finito da massa. Este é o valor limite da dita massa do Limite de Chandrasekhar -no qual a anã branca já não pode ser suportado pela pressão de degeneração dos elétrons. O gráfico da direita mostra o resultado do referido cálculo. Ele mostra como raio varia com a massa de não-relativista (curva verde) e modelos relativistas (curva vermelha) de uma anã branca. Ambos os modelos tratar a anã branca como um resfriado Gás de Fermi em equilíbrio hidrostático. O peso molecular médio por electrões, _e μ, foi definida igual a 2. raio é medido no padrão de raios solares e massa em massas solares convencionais.

Esses cálculos todos assumem que a anã branca é não rotativo. Se a anã branca está girando, a equação de equilíbrio hidrostático deve ser modificado para levar em conta a pseudo-força centrífuga resultante de trabalhar em um quadro rotativo. Para uma anã branca uniformemente rotativo, o aumento da massa limitando apenas ligeiramente. No entanto, se a estrela pode rodar de modo não uniforme, e viscosidade é negligenciado, então, como foi apontado por Fred Hoyle em 1947, não existe qualquer limite para a massa para o qual é possível para uma anã branca modelo para estar em equilíbrio estático. Nem todas essas estrelas modelo, no entanto, será dinamicamente estáveis.

A radiação e arrefecimento

A radiação visível emitida por anãs brancas varia ao longo de uma ampla variedade de cores, desde o azul-branco de um tipo O estrela de sequência principal para o vermelho de um M-tipo anã vermelha . Anã branca temperaturas de superfície eficaz estender de mais de 150.000 K para menos de 4.000 K. De acordo com o Lei de Stefan-Boltzmann, luminosidade aumenta com o aumento da temperatura da superfície; esta faixa de temperatura de superfície corresponde a uma luminosidade de mais de 100 vezes a do Sol a menos de 1/10000 a do Sol do. Anãs brancas quentes, com temperaturas de superfície de mais de 30.000 K, foram observados para ser fontes de suave (ou seja, de menor energia) Raios-X. Isso permite que a composição e estrutura de suas atmosferas a ser estudado por mole De raios-X e observações ultravioleta extremo.

Uma comparação entre a anã branca IK Pegasi B (centro), sua companheira de classe A IK Pegasi A (esquerda) e do Sol (à direita). Esta anã branca tem uma temperatura de superfície de 35.500 K.

A menos que a anã branca accretes matéria a partir de uma estrela de companheiro ou de outra fonte, esta radiação vem do seu calor armazenado, que não é alimentado. Anãs brancas têm uma área de superfície extremamente pequena para irradiar o calor de, assim que eles permanecem quentes durante um longo período de tempo. Como uma anã branca se resfria, sua temperatura de superfície diminui, a radiação que ele emite reddens, e sua luminosidade diminui. Uma vez que a anã branca não tem pia energia diferente da radiação, segue-se que o seu arrefecimento diminui com o tempo. Bergeron, Ruiz, e Leggett, por exemplo, estima-se que depois de um carbono anã branca de 0.59 massa solar com um hidrogênio atmosfera esfriou a uma temperatura de superfície de 7.140 K, levando cerca de 1,5 bilhões anos, arrefecer aproximadamente 500 kelvins mais de 6.590 K leva cerca de 0,3 bilhões anos, mas os próximos dois passos de cerca de 500 graus Kelvin (K para 6030 e 5550 K) dar os primeiros 0,4 e, em seguida, 1,1 bilhões ^{anos., Tabela 2.} Embora o material anã branca é inicialmente plasma fluido -a composto por núcleos e elétrons -foi teoricamente previsto na década de 1960 que, numa fase final de arrefecimento, que deveria cristalizar, começando no centro da estrela. A estrutura cristalina é pensado para ser um corpo centrada em rede cúbica. Em 1995, foi apontado que observações asteroseismological de anãs brancas pulsantes rendeu um teste potencial da teoria de cristalização e, em 2004, Travis Metcalfe e uma equipe de pesquisadores da Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica estimada, com base em tais observações, que aproximadamente 90% da massa de BPM 37093 tinha cristalizado. Outro trabalho dá uma fração de massa cristalizada de entre 32% e 82%.

A maioria das anãs brancas têm temperaturas de superfície observadas relativamente elevadas, entre 8.000 K e 40.000 K. Uma anã branca, no entanto, gasta mais de sua vida útil em temperaturas mais baixas do que em temperaturas mais quentes, de modo que devemos esperar que há anãs brancas mais legal do que quente branco anões. Uma vez que ajustar para o efeito de seleção que mais quentes, as anãs brancas mais luminosas são mais fáceis de observar, nós encontramos que a diminuição da faixa de temperatura resultados examinado em encontrar anãs brancas mais. Esta tendência pára quando chegarmos anãs brancas extremamente frias; algumas anãs brancas são observados com temperaturas de superfície abaixo de 4.000 K, e uma das mais legais cumprida até ao momento, WD 0346 + 246, tem uma temperatura de superfície de cerca de 3900 K. A razão para isto é que, como a idade do universo finito é, não houve tempo para anãs brancas arrefeça abaixo dessa temperatura. O branco função de luminosidade anão pode, portanto, ser usado para encontrar o momento em que começou a formar estrelas em uma região; uma estimativa para a idade da Disco galáctico encontrado desta forma é de 8 bilhões de anos.

Uma anã branca acabará legal e tornar-se um não-radiante anã negra em equilíbrio térmico aproximado com o seu entorno e com a radiação cósmica de fundo. No entanto, não há anãs negras são pensados de existir ainda.

Atmosfera e espectros

Embora a maioria das anãs brancas são pensados para ser composta de carbono e oxigénio, espectroscopia tipicamente mostra que a sua luz emitida vem de uma atmosfera que é observado para ser hidrogénio -dominated ou hélio -dominated. O elemento dominante é usualmente de pelo menos 1000 vezes mais abundante do que todos os outros elementos. Como explicado por Schatzman na década de 1940, a alta gravidade de superfície é pensado para causar essa pureza por gravitacionalmente separar o ambiente de modo que elementos pesados estão na parte inferior e os mais leves no ^{topo., §5-6} Esta atmosfera, a única parte da anã branca visível para nós, é pensado para ser o topo de um envelope que é um resíduo de envelope na da estrela Fase AGB e pode também conter material acrescido do meio interestelar. O envelope Acredita-se que consistem de uma camada rica em hélio, com massa não mais do que 1/100 da massa total da estrela, que, se a atmosfera é dominada por hidrogénio, é recoberta por uma camada rica em hidrogénio com uma massa de aproximadamente 1 / 10.000 th das estrelas de massa ^{total., §4-5.}

Embora fina, estas camadas exteriores determinar a evolução térmica da anã branca. Os degenerados elétrons na maior parte de um comportamento anã branca calor bem. A maior parte da massa de um anã branca é, portanto, quase isotérmico, e também é quente: uma anã branca com temperatura de superfície entre 8.000 K e 16.000 K terá uma temperatura central entre aproximadamente 5.000.000 e 20.000.000 K K. A anã branca é mantida desde o arrefecimento muito rapidamente apenas pela opacidade 'suas camadas exteriores para radiação.

A primeira tentativa de classificar espectros anã branca parece ter sido por GP Kuiper em 1941, e vários sistemas de classificação têm sido propostos e utilizados desde então. O sistema atualmente em uso foi introduzido por Edward M. Sion e seus co-autores em 1983 e foi posteriormente revisto várias vezes. Classifica um espectro por um símbolo que consiste de um D inicial, uma carta que descreve a principal característica do espectro seguido por uma sequência de letras opcional descrevendo características secundárias do espectro (como mostrado na tabela para a direita), e uma temperatura número de índice, calculado dividindo-se 50.400 K pelo temperatura eficaz. Por exemplo:

• Uma anã branca com apenas He I linhas no seu espectro, com uma temperatura efectiva de 15.000 K pode ser dada a classificação de DB3, ou, se tal se justificar por a precisão da medida de temperatura, DB3.5.
• Uma anã branca com um polarizada campo magnético, uma temperatura eficaz de 17,000 K, e um espectro dominado pela He I linhas que também teve de hidrogênio características poderia ser dada a classificação de DBAP3.

Os símbolos? e: pode também ser utilizado se a classificação correcta é incerto.

As anãs brancas, cujo principal espectral classificação é dominada DA têm atmosferas de hidrogénio. Eles compõem a maioria (cerca de três quartos) de todas as anãs brancas observados. O restante classificável (DB, DC, DO, DZ, e DQ) têm atmosferas dominada por hélio. Assumindo que o carbono e metais não estão presentes, o que é visto classificação espectral depende do temperatura eficaz. Entre aproximadamente 100.000 K a 45.000 K, o espectro será classificado DO, dominada por hélio ionizado isoladamente. De 30.000 a 12.000 K K, o espectro será DB, mostrando as linhas de hélio neutro, e abaixo de cerca de 12.000 K, o espectro será inexpressivo e classificados ^{DC., § 2.4} A razão para a ausência de anãs brancas com atmosferas dominada por hélio e temperaturas eficazes entre 30.000 e 45.000 K K, chamado a lacuna DB, não é clara. Suspeita-se que seja devido a competir processos evolutivos atmosféricas, tais como a separação gravitacional e mistura convectivo.

Campo magnético

Os campos magnéticos em anãs brancas com uma força na superfície de ~ 1 milhão Gauss (100 teslas) foram previstos por PMS Blackett, em 1947, como conseqüência de uma lei física que ele tinha proposto que declarou que um organismo sem carga, girando deve gerar um campo magnético proporcional ao seu momento angular . Esta lei putativo, às vezes chamado de Efeito Blackett, não foi geralmente aceite, e na década de 1950, mesmo Blackett senti que tinha sido ^{refutada., Pp. 39-43} Na década de 1960, foi proposto que as anãs brancas podem ter campos magnéticos por causa da conservação da área total fluxo magnético durante a evolução de uma estrela não degenerado para uma anã branca. Um campo magnético de superfície de ~ 100 gauss (0,01 T) na estrela progenitora ficariam, assim, um campo magnético de superfície de 100 ~ 100 · ² = 1 milhão de Gauss (100 T), uma vez o raio da estrela tinha diminuído por um factor de ^{100., § 8;, p. 484} A primeira anã branca magnética a ser observada foi GJ 742, que foi detectada a ter um campo magnético em 1970 pela sua emissão de luz polarizada circularmente. Pensa-se para ter um campo de superfície de cerca de 300 milhões de Gauss (30 ^{kt)., § 8} Desde então, campos magnéticos foram descobertos em mais de 100 anãs brancas, variando de 2 × ¹⁰ março - 10 setembro gauss (0,2 t para 100 kT). Apenas um pequeno número de anãs brancas foram examinados para campos, e estima-se que pelo menos 10% das anãs brancas têm campos superiores a 1 milhão de Gauss (100 T).

Variabilidade

Cálculos iniciais sugeriam que poderia haver anãs brancas cujas luminosidade variada, com um período de cerca de 10 segundos, mas pesquisas nos anos 1960 não respeitou ^{isso, § 7.1.1;.} A primeira anã branca variável encontrada foi HL Tau 76; em 1965 e 1966, Arlo U. Landolt observou-se que variam com um período de aproximadamente 12,5 minutos. A razão para este período ser mais longo do que é previsto que a variabilidade de HL Tau 76, como o das outras variáveis anãs brancas pulsantes conhecidos, decorre não radial . pulsações de ondas ^{gravitacionais, § 7.} tipos conhecidos de anã branca pulsante incluem o DAV, ou ZZ Ceti, estrelas, incluindo HL Tau 76, com atmosferas dominadas por hidrogênio e do tipo espectral ^{DA;., pp 891, 895} DBV, ou V777 ela, estrelas, com atmosfera dominada por hélio e do tipo espectral ^{DB;, p. 3525} e estrelas GW Vir (por vezes subdivididas em DOV e PNNV estrelas), com atmosferas dominadas por hélio, carbono e ^{oxigênio, §1.1, 1.2;., § 1} GW Vir estrelas não são, estritamente falando, as anãs brancas, mas ^são. estrelas que estão em uma posição sobre a Hertzsprung-Russell diagrama entre a ramo gigante assimptótico e região anã branca. Eles podem ser chamados anões ^{pré-brancas, § 1.1;.} Estas variáveis todos exibem pequenas (1% -30%) variações na emissão de luz, resultante de uma sobreposição de modos vibracionais com períodos de centenas a milhares de segundos. A observação destas variações dá asteroseismological provas sobre os interiores de anãs brancas.

Formação

As anãs brancas são pensados para representar o ponto final da evolução estelar para main-seqüência estrelas com massas de cerca de 0,07-10 massas solares. A composição da anã branca produzida será diferente dependendo da massa inicial da estrela.

Estrelas com massa muito baixa

Se a massa de uma estrela de sequência principal é menor que cerca de metade de um massa solar, ela nunca se tornará quente o suficiente para fundir o hélio em seu núcleo. Pensa-se que, ao longo de um tempo de vida superior à idade (~ 13,7 bilhões anos) do Universo, tal estrela acabará por queimar todo o seu hidrogênio e terminar sua evolução como uma anã branca de hélio composto principalmente de hélio-4 núcleos. Devido a este processo leva tempo, não se crê ser a origem de hélio observado anãs brancas. Em vez disso, eles são pensados para ser o produto de perda de massa em sistemas binários ou perda de massa devido a um grande companheiro planetário.

Estrelas com massa de baixo para médio

Se a massa de uma estrela de sequência principal é entre aproximadamente 0,5 e 8 massas solares, o seu núcleo se tornará suficientemente quente para fundir o hélio em carbono e oxigênio através do processo triplo alfa, mas ela nunca se tornará suficientemente quente para fundir o carbono em néon . Perto do final do período em que ele passa por reações de fusão, tal estrela terá um núcleo de carbono-oxigênio que não sofre reações de fusão, rodeado por um shell de queima de hélio interior e um shell de queima de hidrogênio exterior. No diagrama de Hertzsprung-Russell, ele vai ser encontrado no ramo gigante assimptótico. Será então expelir a maior parte do seu material exterior, criando uma nebulosa planetária , até que apenas o núcleo carbono-oxigénio é deixado. Esse processo é responsável pelas anãs brancas carbono-oxigênio que formam a grande maioria das anãs brancas observados.

Estrelas com média a alta massa

Se uma estrela é suficientemente grande, o seu núcleo acabará por se tornar suficientemente quente para fundir o carbono ao néon, e, em seguida, para fundir neon de ferro. Essa estrela não vai se tornar uma anã branca como a massa de sua central, não-fusão, núcleo, apoiado pela pressão de degeneração dos elétrons, irá eventualmente exceder a maior massa possível suportável pela pressão de degeneração. Neste ponto, o núcleo da estrela irá entrar em colapso e ele vai explodir em uma supernova de colapso de núcleo que vai deixar para trás um remanescente estrela de nêutrons, buraco negro , ou possivelmente uma forma mais exótica de estrela compacta. algumas estrelas de sequência principal, talvez de 8 a 10 massas solares, embora suficientemente maciço para fundir o carbono ao néon e magnésio, pode não ser suficientemente maciço para fundir neon. Tal estrela pode deixar uma anã branca remanescente composta principalmente de oxigênio , néon , e magnésio , desde que seu núcleo não entra em colapso, e desde que a fusão não proceder de forma tão violenta como a explodir a estrela em uma supernova . Embora algumas anãs brancas isoladas foram identificados que podem ser deste tipo, mais evidências para a existência de tais estrelas vem do novae chamado ONeMg ou néon novae. Os espectros dessas abundâncias exibem novae de néon, magnésio e outros elementos intermediário-massa que parecem ser apenas explicável pelo acréscimo de material para uma anã branca oxigênio-neon-magnésio.

Destino

Uma anã branca é estável uma vez formada e vai continuar a arrefecer quase indefinidamente; eventualmente, ele vai se tornar uma anã branca preta, também chamado de anã negra. Assumindo que o Universo continua a se expandir, pensa-se que em 10 ¹⁹ a 10 ²⁰ anos, as galáxias vai evaporar como suas estrelas escapar para o espaço intergaláctico. ^{, §IIIA.} anãs brancas geralmente deve sobreviver a esta, apesar de uma colisão ocasional entre anãs brancas podem produzir uma nova estrela de fusão ou uma anã branca massa super-Chandrasekhar que vai explodir em uma supernova tipo Ia. ^{, §IIIC, IV.} A vida útil subsequente das anãs brancas é pensado para estar na ordem do tempo de vida do próton , conhecido por ser, pelo menos, 10 ³² anos. Algumas simples teorias da grande unificação prever um tempo de vida de prótons de há mais de 10 ⁴⁹ anos. Se essas teorias não são válidos, o próton pode decair por processos nucleares mais complicados, ou por processos gravitacionais quânticos envolvendo um buraco negro virtual; Nestes casos, o tempo de vida é estimada como sendo não mais do que 10 ²⁰⁰ anos. Se protões do decaimento, a massa de um anão branco irá diminuir muito lentamente com o tempo como núcleos de decaimento, até que ela perde tanto a massa como a tornar-se uma protuberância não degenerada da matéria, e finalmente desaparece completamente. ^{, EU V.}

Sistema estelar

Uma anã branca estelar e sistema planetário é herdado de sua estrela progenitora e pode interagir com a anã branca de várias maneiras. Observações espectroscópicas infravermelhas feitas pela NASA Telescópio Espacial Spitzer da estrela central da nebulosa Helix sugerem a presença de uma nuvem de poeira, que pode ser causada por colisões de cometas. É possível que o material a partir infalling isto pode causar a emissão de raios X a partir da estrela central. Da mesma forma, as observações feitas em 2004 indicaram a presença de uma nuvem de poeira em torno da estrela anã branca jovem G29-38 (estima-se ter formado a partir do seu progenitor AGB cerca de 500 milhões de anos atrás), o que pode ter sido criado por rompimento das marés de uma passagem do cometa perto da anã branca. Se uma anã branca está em um sistema binário com um companheiro estelar , pode ocorrer uma variedade de fenômenos, incluindo novae e Escreva supernovas Ia.

Escreva supernovas Ia

Multiwavelength Imagem de raios-X deSN 1572 oude Tycho Nova, o remanescente de uma supernova Tipo Ia.

A massa de um isolado, não rotativo anã branca não pode exceder o limite de Chandrasekhar de ~ 1,4 massas solares. (Este limite pode aumentar se a anã branca está girando rapidamente e não uniforme.) Anãs brancas em binários sistemas, no entanto, pode agregar material de uma estrela companheira, aumentando a sua massa e sua densidade. Como sua massa se ​​aproxima do limite de Chandrasekhar, este poderia, teoricamente, levar a quer a ignição explosiva de fusão na anã branca ou o seu colapso em um estrela de nêutrons.

Acreção fornece o mecanismo favorecido atualmente, o modelo single-degenerada , por supernovas do tipo Ia. Neste modelo, um carbono - oxigénio anão branco accretes material de uma estrela companheira, ^{, P. 14.} aumentar a sua massa e comprimindo seu núcleo. Acredita-se que aquecimento compressão do núcleo conduz à ignição da fusão de carbono como a massa se ​​aproxima do limite de Chandrasekhar. Porque a anã branca é suportado contra a gravidade pela pressão degenerescência quântica em vez de pressão térmica, acrescentando calor para o interior da estrela aumenta a sua temperatura, mas não a sua pressão, de modo a anã branca não se expande e se refrescar em resposta. Pelo contrário, o aumento da temperatura acelera a velocidade da reação de fusão, num processo de fuga que se alimenta de si mesma. O termonuclear chama consome muito da anã branca em poucos segundos, causando uma explosão de supernova tipo Ia que oblitera a estrela. Em outro mecanismo possível para supernovas de Tipo Ia, o modelo duplo-degenerada , duas anãs brancas carbono-oxigênio em uma mala sistema binário, criando um objeto com massa maior do que o limite de Chandrasekhar em que a fusão de carbono é então inflamado. ^{, P. 14.}

Variáveis ​​cataclísmicas

Quando acreção de material não empurrar uma anã branca perto do limite de Chandrasekhar, acrescidos de hidrogênio material rico na superfície ainda pode inflamar em uma explosão termonuclear. Desde o núcleo da anã branca permanece intacta, estas explosões de superfície pode ser repetido enquanto acreção continua. Este tipo de fenômeno cataclísmico mais fraca repetitivo é chamado de (clássicos) nova. Os astrônomos também observaram novae anão, que têm menores, picos de luminosidade mais frequentes do que novae clássica. Estes não são pensados ​​para ser causado por fusão, mas sim pela libertação de energia potencial gravitacional durante acreção. Em geral, os sistemas binários com uma questão accreting anã branca de uma companheira estelar são chamados de variáveis ​​cataclísmicas. Bem como novae e novae anão, várias outras classes dessas variáveis ​​são conhecidos. Ambos variáveis ​​cataclísmicas fusion- e movidos a acreção ter sido observado para ser Fontes de raios-X.