anã branca

Uma estrela anã branca é o produto final da evolução da vida de uma estrela. As dimensões de um tal objeto, tal como o seu nome deixa antever, são reduzidas, aproximando-se do tamanho da Terra. No entanto a sua massa poderá ser maior ainda que a do nosso Sol. Uma anã branca é, portanto, uma estrela de pequenas dimensões mas com uma densidade gigantesca, alguns milhares de vezes superior à densidade do chumbo.

Estas estrelas especiais são fruto de uma estrela convencional como o Sol onde a fusão nuclear deixa de ter lugar e depois de uma fase final mais atribulada onde a estrela aumenta e diminui de dimensões várias vezes, acaba por libertar a maior parte da sua matéria exterior para o espaço, deixando no seu lugar apenas o seu núcleo comprimido. E assim nasce uma estrela anã branca, a partir da morte de uma estrela que tenha entre 0,8 e 8 vezes a massa do Sol.
A primeira estrela anã branca foi fotografada em 1862 por Alvan Clark. Era a estrela companheira de Sirius, estrela mais brilhante do céu noturno, e que ficou conhecida como Sirius B. Mas já 18 anos antes o astrónomo Bessel tinha postulado que deveria haver um corpo invisível mas massivo orbitando em torno de Sirius, pois o seu movimento próprio era ligeiramente irregular.

Na realidade, a estrela que Alvan Clark conseguiu fotografar era 10 000 vezes menos brilhante que Sirius e encontrava-se a uma distância não superior a 10 segundos de arco da estrela principal. No caso concreto de Sirius B, o seu diâmetro é aproximado ao dobro do diâmetro da Terra e a sua massa ligeiramente inferior à do Sol. Será de lembrar que o Sol é 109 vezes maior do que a Terra em diâmetro.

Tal como Sirius B, é normal as estrelas anãs brancas terem densidades aproximadas a uma tonelada por centímetro cúbico. Com uma tal densidade, para se poder compreender a composição destes corpos é necessário recorrer às leis da mecânica quântica. Na realidade, a gravidade fortíssima que se faz sentir "esmaga" a matéria contra ela própria, aumentando em muito a pressão e fazendo com que o gás se degenere, isto é, os eletrões se soltem dos nucleos atómicos e passem a circular livremente.

Esse facto leva ao aumento da pressão para o exterior, contrariando assim a ação esmagadora da gravidade, e estabilizando o volume da estrela. A matéria desta estrela mais não é do que cinzas da fusão nuclear que outrora alimentou a estrela agora praticamente desaparecida. Deste modo a anã branca não produz mais energia, ficando então a arrefecer a sua temperatura lentamente à medida que vai libertando essa energia para o espaço. À medida que esse arrefecimento progride, as cores passarão pelo amarelo, laranja, vermelho, terminando finalmente num globo suficientemente frio para não emitir qualquer luz visível, tornando-se numa anã negra.

Este é o inevitável final de uma estrela anã branca com uma massa não superior ao limite estabelecido por Chandrasekhar que é de 1,4 massas solares. Se uma estrela depois da convulsão final que a leva a tornar-se numa anã branca ficar com uma massa superior ao limite de Chandrasekhar, a pressão do gás degenerado não é suficiente para contrariar a gravidade da estrela, abalando as estruturas mais fundamentais dos átomos que a constituem, comprimindo-a, o que a torna um objeto ainda mais exótico, como uma estrela de neutrões ou, em casos ainda mais extremos, um buraco negro.
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