Embora a grande maioria das 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
L=3×10-5 L⊙, exceto talvez as raras com
massa acima de 1 M⊙ mais frias.
Como as anãs brancas têm massa abaixo do limite de Chandrasekhar, cerca de
1,44 M⊙
e são os núcleos degenerados das estrelas
que nascem com 0,85 M⊙ (as de massa mais baixa ainda estão na sequência principal após 13,78 G ano) a cerca de 10 M⊙, 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 (raio≃1/100 R⊙).
O catálogo de anãs brancas identificadas espectroscópicamente é mantido no Montreal White Dwarf Database, por Prof. Patrick Dufour (Université de Montréal) e Dr. Simon Blouin (University of Victoria), Canada.
Uma população ainda mais numerosa observacionalmente do que a das anãs brancas é a das sub-anãs
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.
As sds e as anãs brancas quentes dominam a luz no (ultra)-violeta em populações velhas e precisam ser incluídas nas sínteses de população estelar para aglomerados e galáxias
(Laksh Gupka et al. 2025, An excess of luminous white dwarfs in the peculiar Galactic globular cluster NGC 2808, arXiv:2509.26190).
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 os canais principais de produção de sdOs e sdBs 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 Tef ≳ 18 000 K.
A classe sdA foi estabelecida por Kepler de Souza Oliveira Filho (S. O. Kepler),
Ingrid Pelisoli, Detlev Koester, Gustavo Ourique, Alejandra Daniela Romero, Nicole Reindl,
Scot J. Kleinman, Daniel J. Eisenstein, A. Dean M. Valois & Larissa A. Amaral
(2016, New white dwarf and subdwarf stars in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 12,
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 455, 3413)
Lionel Siess (2008, Proceedings IAU Symposium No. 252) a estimou em
11 M⊙
como a massa máxima das estrelas que geram anãs brancas de O/Ne/Mg
e não explodem como supernovas.
Stephen J. Smartt
(2009, Progenitors of Core-Collapse Supernovae,
Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 47, 63),
e com
J. J. Eldridge, R. M. Crockett, & J. R.Maund
(2009, The death of massive stars - I. Observational constraints on the progenitors of Type II-P supernovae,
Monthly Notices of the Royal Astronomical Sociery, 395, 1409)
concluem que estrelas com massa superior a 8,5±1,5 M⊙
tornam-se supernovas tipo II.
Astronomia e Astrofísica
©