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Evolução das Anãs Brancas

As anãs brancas são pequenas (R≃0,01 R_⊙) e massivas (M_*≃0,6 M_⊙), o que indica uma densidade média de cerca de ρ≃10⁶ g/cm³. A estas densidades, os elétrons estão degenerados no interior, mas não nas camadas externas. Exceto para as anãs brancas muito frias, abaixo de cerca de T_ef≃3 000 K os elétrons ainda atuam como gases ideais nas camadas externas. Podemos estimar a extensão radial do envelope não degenerado estimando o ponto onde a pressão dos elétrons é a mesma tanto na equação de gases ideais quanto na equação de gases degenerados não relativísticos: Para L=10^-4 L_⊙, o raio é do envelope radiativo é ≃2×10^-2 R_*, de modo que o envelope é realmente fino.

Esquema de Classificação Espectral das Anãs Brancas

Tipo Espectral	Características
DA	somente linhas de H: nenhum He I ou metais presente
DB	somente linhas de He I: nenhum H ou metais presente
DC	espectro contínuo, sem linhas aparentes
DO	He II forte: He I ou H podem estar presentes
DZ	somente linhas metálicas: nenhum H ou He
DQ	linhas de carbono de qualquer tipo
DS	linhas de oxigênio (Sauerstoff em alemão)

Evolução da Composição Química das Anãs Brancas

Os modelos evolucionários dizem que quando a estrela ejeta a nebulosa planetária na base de um pulso térmico, o remanescente deveria ter uma camada de hidrogênio de cerca de 10^-4 M_*, o que é mais provavel pois os pulsos são muito rápidos. Se a estrela ejeta a nebulosa no pico do pulso térmico, o remanescente pode ficar sem nenhum hidrogênio.

Durante a evolução da nebulosa planetária, pode haver uma pequena queima termonuclear em camadas ou perda de massa, mas a procura de pulsações, por Butler Preston Anderson Hine III & R. Edward Nather em 1988, nestes núcleos de nebulosas planetárias, que deveriam estar excitadas pelo mecanismo ε de queima nuclear (Steven D. Kawaler, 1988, Astrophysical Journal, 334, 220), não acharam qualquer pulsação. O mecanismo ε de desestabilização da estrela pelas reações nucleares foi proposto por Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944) em 1930, (The Internal Constitution of Stars). A ausência de pulsações indica que os núcleos de nebulosas planetárias não retém hidrogênio suficiente para permitir a queima termonuclear.

As DAVs estudadas por sismologia mostram uma camada de H entre 10^-4 e 10^-10 M_*, consistente com a não existência de queima nuclear, mesmo na base deste envelope não degenerado (Bárbara Garcia Castanheira & S.O. Kepler, 2008, Seismological studies of ZZ Ceti stars - I. The model grid and the application to individual stars, 2008, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 385, 430; 2009, Seismological studies of ZZ Ceti stars - II. Application to the ZZ Ceti class, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 396, 1709; Alejandra Daniela Romero, Alejandro Hugo Córsico, Leandro Gabriel Althaus, S. O. Kepler, Bárbara Garcia Castanheira, Marcelo Miguel Miller Bertolami, 2012, Toward ensemble asteroseismology of ZZ Ceti stars with fully evolutionary models, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 420, 1462; Alejandra Daniela Romero, S.O. Kepler, Alejandro Hugo Córsico, Leandro Gabriel Althaus e Luciano Fraga. 2013, Asteroseismological Study of Massive ZZ Ceti Stars with Fully Evolutionary Models, The Astrophysical Journal, 779, 58; Alejandra D. Romero, S. O. Kepler, Gabriela Oliveira da Rosa, & J. J. Hermes, 2025, Thirty-two New Bright ZZ Ceti Stars from TESS: Adding Cycles 4 and 5, The Astrophysical Journal, 984, 112)

Antoine Bédard (2024, The spectral evolution of white dwarfs: where do we stand?, Astrophysics and Space Science, 369, id.43) discute como a difusão - sedimentação gravitacional - e a dragagem nas zonas de convecção superficiais modificam a composição do envelope e, portanto, o tipo espectral.

Uma das possíveis origens das anãs brancas sem envelope de hidrogênio é através do fenômeno "Born Again", ou renascer, proposto por Detlef Schönberner (1979, Astronomy & Astrophysics, 79, 108) e Icko Iben Jr. (1982, Astrophysical Journal, 260, 821), em que a camada superficial de hélio cresce acima de 10^-2M_*, ou a de hidrogênio cresce acima de 10^-4M_*, e um pulso térmico tardio - queima explosiva na base da camada de He ou de H - ocorre na estrela quanto esta recém chegou ao ramo das anãs brancas, e ela retorna ao ramo assimptótico das supergigantes (AGB=RAG) momentaneamente. A estrela de Sakurai, que chegou a magnitude 11,4 em 23 de fevereiro de 1996, é um destes objetos. Este flash (VLTP) só deve ocorrer em uma parte pequena (15%) das estrelas, pois estas chegam ao ramo das anãs brancas com uma quantidade acima de 10^-2M_* de hélio. Esta transição torna a fotosfera deficiente em hidrogênio, rica em hélio, carbono e oxigênio, como observado na pré-anã branca pulsante PG 1159-035.

Martin Asplund, 2005, Science, 308, 210.

Modelos evolucionários para o cenário do renascer, calculados por Marcelo Miguel Miller Bertolami, Leandro Gabriel Althaus, Aldo M. Serenelli & Jorge Alejandro Panei (2006, Astronomy & Astrophysics, 449, 313).

Evolução Térmica das Anãs Brancas

Praticamente toda a energia térmica é armazenada pelos íons e transportada rapidamente pelo interior degenerado por condução de elétrons. No envelope, a energia difunde-se gradualmente pelo gás não degenerado.

Estrelas com massa inicial (na sequência principal de idade zero) menores que 7,25 a 9 M_⊙ evoluem para anãs brancas de carbono-oxigênio (C/O). Para as estrelas com massa acima deste limite, o carbono queimará na fase de "super-AGB", formando um núcleo degenerado de oxigênio-neônio (O-Ne) (Enrique Garcia-Berro, Claudio e Icko Iben Jr., 1997, Astrophysical Journal, 485, 765; Arend J. T. Poelarends, Falk Herwig, Norbert Langer e Alexander Heger, "The Supernova Channel of Super-AGB Stars", 2008, Astrophysical Journal, 675, 614). O limite máximo da massa da progenitora que gera uma anã branca depende da metalicidade e do grau de overshooting (Lionel Siess 2007, Astronomy & Astrophysics, 476,893). A melhor determinação observacional do limite é M_limite = 8⁺³_-2 M_⊙ (Detlev Koester & Dieter Reimers, 1996, Astronomy and Astrophysics, 313, 810). Estrelas mais massivas podem explodir como supernovas por captura de elétrons e as estrelas mais massivas que 11 M_⊙ explodem como as supernovas por colapso de núcleo canônicas. Stephen J. Smartt (2009, Progenitors of Core-Collapse Supernovae, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 47, 63; Stephen J. Smartt & 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.

Vamos agora derivar algumas relações simples de esfriamento, relacionando a escala de tempo de esfriamento com a luminosidade da estrela. Depois descreveremos os resultados mais realísticos, incluindo esfriamento por neutrinos, convecção e cristalização.

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