Evolução das Anãs Brancas

As anãs brancas são pequenas ( $R\approx 0,01~R_\odot$ ) e massivas ( $M_\star\approx 0,6~M_\odot$ ), o que indica uma densidade média de cerca de $10^6~\mathrm{g/cm^3}$ . A estas densidades, os elétrons estão degenerados no interior, mas não nas camadas externas. Exceto para as anãs brancas muito frias, 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 $L/L_\odot=10^{-4}$ , o raio ( $r_{\rm tr}$ ) é $r_{\rm tr}/R_\star \approx 2\times 10^{-2}$ , de modo que o envelope é realmente fino.

Esquema de Classificação Espectral das Anãs Brancas
Tipo Espectral	Características
DA	somente linhas de H: nenhum HeI ou metais presente
DB	somente linhas de HeI: 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

Evolução da Composição Química das Anãs Brancas

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 $\varepsilon$ de queima nuclear (Steven D. Kawaler, 1988, Astrophysical Journal, 334, 220), não acharam qualquer pulsação. O mecanismo $\varepsilon$ de desestabilização da estrela pelas reações nucleares foi proposto por Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944) em 1930, em seu livro 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 (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; Bárbara Garcia Castanheira & S. O. Kepler, 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).

Uma das possíveis origens das anãs brancas carentes em 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 um pulso térmico tardio (queima explosiva) final de hélio ocorre na estrela quanto esta recém chegou ao ramo das anãs brancas, e ela retorna ao ramo assimptótico das supergigantes (AGB=RAG) momentaneamente. Este flash (VLTP) só deve ocorrer em uma parte pequena (15%) das estrelas, pois estas chegam ao ramo das anãs brancas com uma quantidade significativa de hélio. Esta transição torna a fotosfera deficiente em hidrogênio, rica em hélio, carbono e oxigênio, como observado na PG1159-035.
reborn

Martin Asplund, 2005, Science, 308, 210.
Miller Bertolami 2006

Modelos evolucionários para o cenário do renascer, calculados por Marcelo Miguel Miller Bertolami, Leandro Gabriel Althaus, Aldo M. Serenelli & Jorge Alejandro Panei, e publicados em 2006 no 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_Sol 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) (e.g., 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_Sol (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_Sol explodem como as supernovas por colapso de núcleo canônicas. 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.

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.