Durante a evolução de uma estrela, esta transforma-se numa anã branca, com uma massa densa num volume reduzido. Estes corpos celestes representam a morte inevitável de uma estrela.

As estrelas são alguns dos objectos mais fascinantes do nosso universo. Repletas de uma enorme energia, existem em vários tamanhos, massas e formas. São uma componente chave no desenvolvimento da vida num planeta habitável, sem as quais os blocos de construção necessários não poderiam existir.

As nebulosas de formação estelar produzem estrelas de alta e baixa massa, após o que a vida da estrela se desenvolve através de várias fases evolutivas. Todas as estrelas enfrentam um colapso inevitável quando ficam sem combustível para queimar. Embora não seja repentino, mostram sinais claros e mudam de formas incríveis que assinalam o "fim da sua carreira".

Quando as estrelas de tamanho médio, como o nosso Sol, ficam sem combustível para queimar, os seus restos assumem uma forma baseada na sua massa. Uma das formas que pode assumir é a de uma anã branca, em que a estrela se torna muito densa, uma vez que uma estrela maciça (como o Sol) é comprimida num volume mais pequeno (talvez do tamanho da Terra). As anãs brancas têm baixa luminosidade, que provém da energia térmica armazenada que é emitida.A anã branca mais próxima do Sol é Sirius B, situada a 8,6 anos-luz de distância.

Uma Sirius B ténue vista com uma Sirius A brilhante numa imagem do Hubble (Crédito da fotografia: Bokus/Wikimedia Commons)

Descoberta e classificação

Uma anã branca foi descoberta pela primeira vez por William Herschel em 31 de janeiro de 1783, no sistema estelar triplo de 40 Eridani, que tem uma estrela de sequência principal muito brilhante chamada 40 Eridani A. Esta estrela era orbitada por uma anã branca chamada 40 Eridani B.

As anãs brancas ocupam um lugar completamente separado no diagrama de Hertzsprung-Russell, e encontram-se perto da parte inferior esquerda do gráfico. O diagrama de Hertzsprung-Russell é um gráfico que é traçado com o brilho da estrela de um lado e o seu índice de cor do outro, o que ajuda a diferenciar os diferentes tipos de estrelas presentes no universo.

Na classificação moderna, as anãs brancas são classificadas como D (que significa Degeneradas), estrelas que diminuíram consideravelmente de tamanho, arrefeceram e já não sofrem fusão nuclear. Estas anãs brancas são ainda classificadas em subdivisões de D, indicando o seu tipo espetral (bandas de luz que identificam átomos e moléculas de elementos).

Estas subdivisões são:

• DA- A atmosfera destas estrelas é abundante em hidrogénio, o que é indicado pela presença de hidrogénio Balmer nas suas linhas espectrais.
• DB- A atmosfera destas estrelas é abundante em hélio, o que é indicado pela presença de hélio neutro (He I) nas suas linhas espectrais.
• DO- A atmosfera destas estrelas é abundante em hélio, o que é indicado pela presença de hélio ionizado (He II) nas suas linhas espectrais.
• DQ- A atmosfera destas estrelas é abundante em carbono, o que é indicado pela presença de carbono atómico ou molecular nas suas linhas espectrais.
• DZ- A atmosfera destas estrelas é abundante em metais, o que é indicado pela presença de metal nas suas linhas espectrais.
• DC- Não há indicação de nenhuma das categorias acima, uma vez que as linhas espectrais não são fortes.
• DX- As linhas espectrais não são suficientemente claras para serem categorizadas.

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Formação de anãs brancas

Quando estrelas com massas que variam entre 0,07 e 10 M☉ (massa solar) chegam ao fim da sua evolução estelar, acredita-se que se tornam anãs brancas. A massa inicial da estrela dita a eventual composição da anã branca. Os diferentes tipos de estrelas pelos quais elas passam a existir são os seguintes:

Estrelas com massa muito baixa

No caso de uma estrela da sequência principal com uma massa inferior a 0,5 M☉, o hélio não se funde no seu núcleo porque não aquece o suficiente. Uma anã branca deste tipo levaria mais tempo do que a idade do Universo (13,7 mil milhões de anos) para queimar todo o seu hidrogénio e tornar-se uma anã azul.

Estrelas com massa baixa a média

A grande maioria das anãs brancas observadas pertence a esta categoria. As estrelas com massas entre 0,5 e 0,8 M☉ (muito parecidas com as do nosso Sol) têm núcleos que se tornam suficientemente quentes para que o hélio se funda em oxigénio e carbono. Este tipo de estrela passa por reacções de fusão quando se aproxima do seu fim, mas tem um núcleo constituído por carbono e oxigénio, que não passa por reacções de fusão. A camada exterior é de hidrogénio,A estrela expele todo este material exterior, criando uma nebulosa planetária e, por sua vez, criando as anãs brancas com núcleo de carbono-oxigénio.

Evolução de uma estrela média a alta numa anã branca (Crédito da fotografia: Marusya Chaika/ Shutterstock)

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Eventual destino e planetas em órbita

Após a sua formação, a anã branca torna-se estável e arrefece indefinidamente, transformando-se finalmente numa anã negra. O tempo de vida estimado de uma anã branca é de 5 mil milhões de anos ou mais e, durante esse tempo, arrefece.

Acredita-se que as anãs brancas têm uma temperatura à superfície inferior a 10 000 Kelvin e, se for esse o caso, um planeta tão próximo como 0,005 a 0,02 UA (Unidade Astronómica) poderia ser potencialmente habitável para o desenvolvimento de vida. Esta distância à anã branca é muito próxima e resultaria em fortes forças de maré da estrela, tornando o planeta inabitável, uma vez que o efeito de estufa seria fortementeacionado.

Outra razão pela qual isto poderia ser implausível é que, quando uma estrela se transforma numa anã branca, passa primeiro por uma fase de gigante vermelha e o planeta seria provavelmente engolido pela estrela. A anã branca também afirmaria uma força gravitacional poderosa, mesmo que o planeta sobrevivesse e se encontrasse numa zona habitável, tornando-o tidalmente bloqueado à estrela.temperaturas em ambos os lados do planeta, tornando impossível a existência da vida tal como a conhecemos.

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