estrela anã

São estrelas pequenas e de grande densidade que esgotaram o seu combustível nuclear e em que o seu brilho resulta do calor residual.
Em 1935, o astrónomo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar aplicou a física dos eletrões gasosos degenerados ao modelo de uma estrela. Verificou que a pressão exercida pelos eletrões podia resistir à força da gravidade somente para estrelas de massa inferior a 1,4 da massa solar e que tais estrelas deviam ter uma densidade de cerca de 109 kg/m3. Tais estrelas cuja história termonuclear está terminada são as anãs brancas. Não há fusão de elementos leves nem é produzida nova energia. A energia térmica armazenada flui para a superfície por transmissão devido à sua elevada densidade. O núcleo forma uma estrutura cristalina embebida em gás degenerado. Se a expulsão das camadas exteriores da estrela deixa um núcleo de carbono, a anã branca, uma vez arrefecida e consolidada, pode constituir um cristal sólido de carbono.
Muitas estrelas brancas anãs provavelmente são constituídas por uma mistura de grandes quantidades de carbono e oxigénio.
Chandrasekhar descobriu também que quanto mais densa era a estrela menor era o seu raio. Quando a estrela não tem cerca de 1,4 da massa solar, tem a maior densidade e o menor raio possível. O aumento de massa e da força gravitacional sobrepõe-se à pressão do gás substituído por eletrões degenerados. A estrela colapsa e deixa de ser estável. Esta massa, 1,4 da massa solar, é chamado o limite de Chandrasekhar e assinala o ponto em que a massa de eletrões degenerados é esmagada pela gravidade.
Em 1862, o fabricante americano de instrumentos óticos, Alvan Clark, observou a estrela Sírius B. Mais tarde verificou-se que esta estrela era uma anã branca com uma densidade média de 3 biliões de quilogramas por metro cúbico.
Algumas das estrelas anãs vistas ao longe são brancas, mas algumas são amareladas e outras avermelhadas com temperaturas superficiais inferiores a 4000 ºC. Algumas têm altas temperaturas, 70 000 ºC. Estas quentíssimas estrelas (temperaturas superiores a 25 000 ºC) emitem raios-X. A sua luminosidade resulta do fluxo da energia térmica interna depois de as reações nucleares terem terminado. Muito lentamente (durante biliões de anos) a sua energia interna armazenada irradia para o espaço. Eventualmente uma estrela anã branca pode tornar-se numa estrela anã negra (não confundir com buraco negro).
Até agora foram identificadas cerca de 1000 estrelas como estrelas anãs. Devido à sua fraca luminosidade, são difíceis de observar.