TOMO-XV- ESTRELAS ANÃS - PARTE 1

ESTRELAS ANÃS MASSIVAS

ESTRELAS BLUE STRAGGLERS

Essas estrelas incomuns são conhecidas como blue stragglers (algo como errantes azuis) e são comuns em formações estrelares como os aglomerados globulares (como o M53), geralmente se diferenciando por ser uma estrela aparentemente mais nova, de maior massa, ou as duas coisas somadas. Salientando-se das estrelas já envelhecidas mais avermelhadas que o Sol ao seu redor.

Qualquer estrela com esta característica já teria morrido a bilhões de anos por ser supermassiva, ou já muito envelhecidos como as demais nesses aglomerados. Sua origem possível seria de um sistema binário de estrelas (de pouca massa ambas ou uma do par ), com idade avançada, que entraram em uma espiral gravitacional e acabaram por se fundir em uma estrela mais massiva.

Em vários casos as estrelas não colidem simplesmente, mas batem e rebatem algumas vezes até se fundirem em um maior e mais maciça estrela.  Esta estrela será mais luminosa e quente tendo por tanto, uma cor mais azulada, o que a torna distinta entre tantas avermelhadas.

Estrelas anãs brancas intermediárias

 Estrela de Kapteyn uma Sub Anã.

Também conhecidas como estrelas Sub Anãs, cunhado por Gerard Kuiper em 1939, se referindo a uma série de estrelas com espectros anômalos que haviam sido previamente denominadas anãs brancas intermediárias. As sub-anãs se dividem em 02 tipos as frias e as quentes.

Sub-anãs frias OU TIPO A

Sub anã fria SSSPM J1930-4311 (sdM7)

Tal como as estrelas da seqüência principal, as sub-anãs frias (das classes espectrais de G a M) produzem a energia através da fusão do hidrogênio. São estrelas sub anãs frias as de luminosidade abaixo do esperado para estrelas sub anãs. É observada uma baixa metalicidade dessas estrelas além de serem pobres em elementos mais pesados que o hélio. A metalicidade mais baixa das sub-anãs frias diminui a opacidade de suas camadas mais externas, o que reduz a pressão de radiação, resultando em uma estrela menor e mais quente para determinada massa.

Essa baixa opacidade também permite que elas emitam uma porcentagem maior de luz ultravioleta para o mesmo tipo espectral relativo a uma estrela de População I, uma característica conhecida como excesso de ultravioleta. Essas estrelas são, de maneira geral, membros do halo da Via Láctea; elas freqüentemente possuem altas velocidades espaciais em relação ao Sol.

ESTRELAS DE MASSA DEGENERADA

ESTRELAS SUB-ANÃS QUENTES OU TIPO B

Essas estrelas representam um estágio tardio na evolução de algumas estrelas, quando uma estrela gigante vermelha perde suas camadas de hidrogênio externas antes de o núcleo começar a fundir o hélio. As razões da ocorrência dessa perda de massa não são claras, mas acredita-se que a interação das estrelas em um sistema de estrelas binárias seja um dos principais mecanismos. Sub-anãs quentes solitárias podem ser o resultado da fusão de duas anãs brancas.

Sendo mais luminosas que as anãs brancas, constituem um importante componente na população de estrelas quentes em velhos sistemas estelares, como aglomerados globulares, galáxias em espiral, bulbos e galáxias elípticas. Essas estrelas se destacam em imagens em ultravioleta. Prevê-se que as sub-anãs B se tornem anãs brancas sem passar por nenhum outro estágio de estrela gigante. Essas estrelas possuem massas de aproximadamente 0.5 massas solares, e elas contêm apenas 1% de hidrogênio, sendo o restante composto por hélio. O raio dessas estrelas varia de 0.15 a 0.25 raios solares, e a temperatura de 20000 a 40000 ºK .

ANÃS BRANCAS

São as mais duradoras do universo, cerca de noventa e oito por cento das estrelas do universo tem como final de vida este destino, entretanto ao redor de nossa estrela somente seis por cento são estrelas neste estagio da vida. Estrelas com até 10 a Massa do sol não são massivas o suficiente para que a temperatura em seu núcleo seja suficientemente alta para que possam fundir carbono em reações de nucleossíntese. Quando chegarem nesse estagio sua vida ira durar bilhões de anos a mais do que já viveu nossa estrela. Quando chegam ao fim estrelas com massa ate 10 vezes a do sol entram na fase em que o hidrogênio será todo consumido e as camadas externas pela combustão de hélio se expandirão devido às altas temperaturas do núcleo. Possivelmente as estrelas como o nosso sol chegarão a um diâmetro de 150 milhões de km, algo como a orbita da terra hoje em dia e assim permanecerão por cerca de 100 milhões de anos. Após terem se tornado gigante vermelhas durante a fase de queima nuclear de Hélio em Hidrogênio, se contrairá expelindo suas camadas externas formando uma nebulosa planetária e deixando para trás um núcleo composto praticamente de carbono e oxigênio a uma temperatura muito alta (T > 100 000 K), o qual irá se transformar em uma jovem anã branca que brilha por causa de seu calor residual.

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.

Seu estado condensado implica que a mesma quantidade de matéria está compactada em um volume tipicamente 01 milhão de vezes menor que o do Sol, o que faz com que sua densidade média seja 01 milhão de vezes maior que a densidade média do Sol ficando a matéria está em um estado degenerado.

O colapso gravitacional da anã branca é barrado apenas pela pressão de degenerescência eletrônica. 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 por meio da mecânica quântica: o peso de uma anã branca é suportado pela pressão de degenerescência eletrônica, a qual depende da densidade e não da temperatura. O modelo do gás de Fermi ajuda a compreender melhor este efeito.

A estrela se contrai pela ação da gravidade até agrupar a massa de eletros, mesmo que os elétrons se repilam mutuamente, freando a desintegração, e ainda gerando energia suficiente para ainda continuar brilhando por inúmeros bilhões de anos.

Elétrons degenerados comprimidos pela gravidade.

A maior massa de uma anã branca, além da qual a pressão da matéria degenerada não pode mais suportá-la, é em torno de 1,4 a Massa do sol. Uma anã branca com massa maior do que este limite (conhecido como limite de Chandrasekhar) pode explodir em uma supernova.

Esquema evolutivo de uma estrela até se tornar uma anã branca.

À medida que esfriam, as anãs brancas passam pelas chamadas faixas de instabilidade assim começam a pulsar, tornando-se anãs brancas pulsantes.

Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, seriam necessárias 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 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 a luminosidade do sol e temperaturas superficiais efetivas da ordem de 3700 K.

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 fatalidade através de uma reação de fusão nuclear que leva a uma explosão de supernova 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 ejetar mais massa no espaço antes do colapso final, freqüentemente gerando uma espetacular nebulosa planetária. É por causa disso que mesmo estrelas com 0,8 massas solares terminarão como anãs brancas, esfriando gradualmente durante bilhões de anos até tornarem-se anãs negras.

ANÃ NEGRA

Uma estrela anã negra é um objeto estelar hipotético: uma anã branca é uma estrela tão velha que esfriou o suficiente para não mais emitir luz. Para a idade do universo estimada atualmente em 13,7 bilhões de anos, não se espera que nenhuma anã branca tenha tido tempo suficiente para esfriar a tal ponto. Mesmo se estrelas anãs negras existissem, elas seriam extremamente difíceis de serem detectadas, desde que, por definição, elas emitiriam pouquíssima radiação, pois sua temperatura superficial estaria não muito acima da temperatura da radiação de fundo do universo algo entorno de  3 Kº. 

Seriam apenas detectáveis indiretamente, através de sua influência gravitacional sobre objetos próximos.