À medida em que cresce e se torna mais
luminosa,
uma estrela no ramo assintótico de gigantes também perde
mais
massa. Em estrelas com 8 massas solares ou menos, um forte vento
estelar
se desenvolve, expelindo as camadas mais externas da estrela e expondo
assim
a quente região central, com núcleos de carbono e
oxigênio
e elétrons degenerados. A estrela então se move para a
esquerda
no diagrama HR, pois a parte exposta é mais quente do que o
envelope
expelido.
Em apenas uns 1000 anos, a temperatura da estrela sobe para uns 30000 K. A esta temperatura, a emissão de luz ultra-violeta é alta. Esta radiação é energética o suficiente para ionizar a camada de hidrogênio que foi expelida pelo vento estelar durante a fase de gigante assintótica. A camada de hidrogênio então começa a irradiar, transformando-se em uma nebulosa planetária. Este nome se deve à forma da nuvem de hidrogênio ionizado que circunda a estrela, que em geral é esférica e lembra vagamente a forma de um planeta. Ao centro da nebulosa então, resta apenas a região central remanescente.
Estrelas com massa superior a umas 20 ou 25 masses
solares
são capazes de continuar com o processo de fusão nuclear
em
seu caroço central até que este seja de Ferro. Aí
explodem
como supernovas ao final de sua passagem pelo ramo assintótico
de
gigantes.
Anãs Brancas:
O estudo sobre as anãs brancas iniciou-se em 1850 com a descoberta da estrela secundária de Sirius, chamada Sirius B. Observou-se ser uma estrela 10000 vezes menos luminosa do que Sirius A, mas com uma massa de 0.98 massa solar. Sua temperatura, sendo da ordem de 10,000K, seu raio deveria ser extremamente pequeno. Como estrelas com essa temperatura externa são brancas, esse tipo de estrela passou a ser chamado de anã branca.
Anãs brancas são, portanto, de massa
comparável
à do Sol, mas de tamanho apenas ligeiramente maior do que o da
Terra.
A figura abaixo compara o tamanho da anã branca 40 Eridanus B
com
o da Terra.
Logo constatou-se que o material no interior de uma anã branca era muito denso para se comportar como um gás ideal. Ao invés disso, o gás estava degenerado. Em estrelas normais, um aumento de massa levaria ao aumento de seu tamanho, aumentando portanto seu diâmetro. Para anãs brancas, todavia, o contrário é verdadeiro; as de massa maior são menores. Portanto, há um limite superior para a massa de uma anã branca, para o qual o seu raio tende a zero. Este limite é chamado de limite de Chandrasekhar. Abaixo vemos a relação entre a massa e o raio das anãs brancas.
Explicando essa estranha relação massa-raio: o tamanho de uma estrela é determinado pelo equilíbrio entre a pressão interna do gás, que tende a fazer a estrela se expandir, e a pressão gravitacional, que tende a fazer a estrela colapsar. Em um gás degenerado, como são os elétrons no interior de uma anã branca, um aumento na densidade aumenta mais a pressão gravitacional do que a pressão interna do gás. Por conseguinte, um acréscimo de massa a uma anã branca originalmente em equilíbrio faz com que a pressão gravitacional prevaleça sobre a interna, levando a uma contração da estrela.
Essa relação massa-raio de uma
anã
branca implica que há um limite máximo para a massa de
uma
estrela deste tipo. O limite de Chandrasekhar é da ordem de 1.4
massa solar (o Sol, portanto, certamente se tornará uma
anã branca
ao final de sua existência). Além deste limite, ou a
estrela
perde massa durante os estágios de gigante assintótica e
nebulosa planetária e termina com menos de 1.4 massa solar, ou a
pressão dos seus elétrons degenerados não
será suficiente para contrabalançar a gravidade. Em
outras palavras, não existe equilíbrio
possível para uma estrela com massa maior que este limite dentro
do
contexto de uma anã branca. Uma estrela dessas se tornará
então
um outro tipo de objeto: ou uma estrela de neutrons ou um buraco negro.
A Evolução de uma anã branca:
Anãs brancas são bastante comuns, sendo encontradas em sistemas binários e em aglomerados. Como são remanescentes de gerações de estrelas formadas no passado, seu número cresce dentro da Galáxia à medida em que passa o tempo. Mas por serem muito pouco luminosas, é muito difícil detetá-las, exceto pelas mais próximas.
Uma anã branca é uma estrela que
já
esgotou seu combustível nuclear. Não possui, portanto,
uma
fonte de energia nuclear que a mantenha luminosa por muito tempo.
Entretanto,
uma anã branca, por ser originalmente a região central de
uma
estrela, é inicialmente um objeto bastante quente (ou seja,
aquilo
que "sobrou" depois do estágio de gigante assintótica).
Em
conseqüência, ela mantém-se irradiando luz pela
conversão
de seu manancial de energia interna em radiação. Uma
estrela
normal também o faz, mas tem sua energia térmica reposta
pelas
reações nucleares. No caso de uma anã branca, a
inexistência
de um processo de reposição de sua energia interna
implica
que a estrela lentamente se resfria. Estrelas de maior massa se
resfriam
mais rápidamente do que as de menor massa. Abaixo vemos a
relação
entre luminosidade e o tempo para uma anã branca. A isso
chamamos
de curva de resfriamento.
O resfriamento por emissão de luz é uma das formas pelas quais uma anã branca se resfria. A outra envolve a emissão de neutrinos. Se a temperatura é da ordem de uns 30 milhões de graus, raios gama podem passar próximos a elétrons e produzir um par de neutrinos, Estas partículas, cuja massa é nula ou muito baixa, interagem muito pouco com a matéria e escapam livremente da estrela, carregando consigo energia.
Por outro lado, à medida em que a anã branca se resfria, os íons em seu interior podem formar uma estrutura ordenada, liberando energia. Isso ocorre quando a temperatura em queda atinge um determinado valor crítico. A este processo denominamos de cristalização, e sua energia liberada aumenta o tempo de resfriamento de uma anã branca em torno de 30%.
O processo de resfriamento nas anãs brancas
é lento. Após cerca de 1 bilhão de anos, a
luminosidade de uma anã branca se reduz a um valor da ordem de
0.001 do valor solar. Mas
o processo não para aí e a anã branca
eventualmente irradia
toda a sua energia interna, tornando-se um objeto sólido,
cristalizado
e frio: uma anã preta.