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Anãs Brancas

Embora as anãs brancas conhecidas estejam na vizinhança imediata do Sol, principalmente dentro de 300 pc, aproximadamente 98% de todas as estrelas que já saíram da sequência principal são anãs brancas. Como as anãs brancas esfriam vagarosamente, mesmo as anãs brancas mais velhas no disco da nossa galáxia ainda estão visíveis, com luminosidades acima de $3\times 10^{-5} L_\odot$, exceto talvez as raras com massa acima de 1 $M_\odot$. Como as anãs brancas têm massa abaixo do limite de Chandrasekhar, cerca de 1,4 $M_\odot$, e são os núcleos degenerados das estrelas de 1 a cerca de 10 massas solares, dependendo da metalicidade da progenitora, a maior parte da massa dos progenitores foi perdida antes da fase de anã branca. A evolução pelo Ramo Assintótico (AGB) e depois por nebulosa planetária é um dos canais de formação das anãs brancas, mas existem outros canais evolutivos: estrelas com perda de massa muito alta passando para anã branca diretamente do ramo horizontal estendido para subanã e daí para anã branca, e também estrelas binárias interagentes, através de envelope único (common envelope). No diagrama de Hertzsprung-Russel, as estrelas anãs brancas formam uma sequência bem definida, cerca de 5 magnitudes mais fraca do que a sequência principal.

Figura do artigo Candidate subdwarfs and white dwarfs from the 2MASS, Tycho-2, XPM and UCAC3 catalogues, de George A. Gontcharov, Anisa T. Bajkova, Peter N. Fedorov e Vladimir S. Akhmetov, 2011, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 413, 1581.

O catálogo de anãs brancas identificadas espectroscópicamente é mantido por George P. McCook & Edward M. Sion, 1999, Astrophysical Journal Supplement Series, 121, 1.

Espectros de anãs brancas analisadas por Scot J. Kleinman, Kepler de Souza Oliveira Filho (S. O. Kepler), Detlev Koester, Ingrid Pelisoli, Viviane Peçanha, Atsuko Nitta, José Eduardo da Silveira Costa, Jurek Krzesinski, Patrick Dufour, François-René Lachapelle, Pierre Bergeron, Ching-Wa Yip, Hugh C. Harris, Daniel J. Eisenstein, Leandro Gabriel Althaus & Alejandro Hugo Córsico, no artigo SDSS DR7 White Dwarf Catalog, publicado em 2013 no Astrophysical Journal Supplement Series, 204, 5.

Uma população ainda mais numerosa observacionalmente do que a das anãs brancas é a das subanãs, sd (subdwarfs), de tipo espectral B ou O, que ocorrem por grande perda de massa no ou após o Ramo Horizontal. Foram descobertas por Fritz Zwicky (1898-1974) e Milton L. Humason (1891-1972) em 1947. Existem também subanãs frias, de tipo espectral F e G, que são estrelas de baixa metalicidade queimando hidrogênio no núcleo, assim classificadas por Gerard Kuiper (1905-1973) em 1939. Philipp Podsiadlowski e Zhanwen Han, 2004, Astrophysics & Space Science, 291, 291, propõem que seus canais principais de produção são através de transferência de massa em binárias interagentes e coalescência de duas anãs brancas de hélio. As subanãs são mais brilhantes que as anãs brancas e têm log g<6,5 (cgs) e T_ef>18000 K.

Lionel Siess publicou em 2008 no no Proceedings IAU Symposium No. 252, 2008 a estimativa de 11 massas solares como a massa máxima das estrelas que geram anãs brancas de O/Ne/Mg e não explodem como supernovas. Já Stephen J. Smartt, no seu artigo Progenitors of Core-Collapse Supernovae, de 2009 no Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 47, 63, e com J. J. Eldridge, R. M. Crockett, & J. R.Maund, no The death of massive stars - I. Observational constraints on the progenitors of Type II-P supernovae, publicado em 2009 no Monthly Notices of the Royal Astronomical Sociery, 395, 1409, concluem que estrelas com massa superior a 8,5±1,5 M_Sol tornam-se supernovas tipo II.
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Astronomia e Astrofísica