Anã negra: diferenças entre revisões
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Uma anã branca é o que sobrou de uma estrela da [[sequência principal]] de pequena ou média massa (abaixo de aproximadamente 9 a 10 massas solares), depois que ela expeliu ou [[Fusão nuclear|fundiu]] todos os elementos químicos para cuja fusão sua temperatura fosse suficiente.<ref>§3, {{cite journal
| author=Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H.
| title=How Massive Single Stars End Their Life
| journal=Astrophysical Journal
| year=2003 | volume=591 | issue=1 | pages=288–300
| bibcode=2003ApJ...591..288H | doi = 10.1086/375341
|arxiv = astro-ph/0212469 }}</ref> O que sobra então é uma densa esfera de [[Matéria degenerada|matéria degenerada de elétrons]], que se resfria lentamente por [[irradiação térmica]], até se tornar uma anã negra.<ref name="osln">{{cite web|url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf|format=PDF|title=Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars|first=Jennifer|last=Johnson|publisher=[[Ohio State University]]|accessdate=2007-05-03}}</ref><ref>{{cite web | last = Richmond | first = Michael | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | title = Late stages of evolution for low-mass stars | publisher = Rochester Institute of Technology | accessdate = 2006-08-04 }}</ref>
Se as anãs negras existissem, elas seriam extremamente difíceis de detectar, porque, por definição, elas emitiriam muito pouca radiação. Entretanto, elas seriam detectáveis pela sua [[Gravidade|influência gravitacional]].<ref>{{cite journal|title=Baryonic Dark Matter: The Results from Microlensing Surveys|author=Charles Alcock, Robyn A. Allsman, David Alves, Tim S. Axelrod, Andrew C. Becker, David Bennett, Kem H. Cook, Andrew J. Drake, Ken C. Freeman, Kim Griest, Matt Lehner, Stuart Marshall, Dante Minniti, Bruce Peterson, Mark Pratt, Peter Quinn, Alex Rodgers, Chris Stubbs, Will Sutherland, Austin Tomaney, Thor Vandehei, Doug L. Welch|year=1999|bibcode=1999ASPC..165..362A|volume=165|pages=362|journal=In the Third Stromlo Symposium: the Galactic Halo}}</ref>
Como a evolução de estrelas no futuro remoto depende de questões físicas, como a natureza da [[matéria escura]] e a possibilidade e taxa de decaimento do próton, que são pouco conhecidas, não se sabe precisamente quanto tempo será necessário para que anãs brancas resfriem até se tornarem negras.<ref name="adams">{{Cite web|url=http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9701131v1 |title=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects| doi=10.1103/RevModPhys.69.337|author= Fred C. Adams and Gregory Laughlin}}</ref><sup>, § IIIE, IVA.</sup> Barrow e Tipler estimam que levaria aproximadamente 10<sup>15</sup> anos para uma anã branca se resfriar até 5 K;<ref>Table 10.2, {{BarrowTipler1986}}</ref> entretanto, se existirem as [[Partícula massiva que interage fracamente|partículas massivas que interagem fracamente]], é possível que interações com essas partículas mantenham as anãs brancas muito mais quentes do que isto por aproximadamente 10<sup>25</sup> anos.<ref name="adams" /><sup>, § IIIE.</sup> Se os prótons não forem estáveis, as anãs brancas também serão mantidas aquecidas pela energia liberada pelo decaimento do próton. Para uma hipotética vida dos prótons de 10<sup>37</sup> anos, Adams e Laughlin calculam que o decaimento do próton elevará a [[Temperatura efetiva|temperatura superficial efetiva]] de uma velha anã branca de 1 massa solar para aproximadamente 0,06 K. Embora frio, acredita-se que isto seja muito mais quente que a radiação cósmica de fundo daqui a 10<sup>37</sup> anos.<ref name="adams" /><sup>, §IVB.</sup>
O nome “anã negra” também foi aplicado a [[Objeto subestelar|objetos subestelares]] que não têm massa suficiente (menos de aproximadamente 0,08 massas solares) para manter a fusão nuclear do [[hidrogênio]].<ref>{{cite journal|title=A failed search for black dwarfs as companions to nearby stars|author=R. F. Jameson, M. R. Sherrington, and A. R. Giles|date=October 1983|pages=39–41|bibcode=1983MNRAS.205P..39J|volume=205|journal=Royal Astronomical Society}}</ref><ref>{{cite journal|last=Kumar|first=Shiv S.|title=Study of Degeneracy in Very Light Stars|journal=Astronomical Journal|volume=67|page=579|date=1962|doi=10.1086/108658}}</ref> Atualmente, esses objetos são geralmente chamados “[[Anã marrom|anãs marrons]]”, um termo cunhado nos anos 1970.<ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/browndwarf.html brown dwarf], entry in ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'', David Darling, accessed online May 24, 2007.</ref><ref name=JillTarter2014>{{citation |last=Tarter|first=Jill|chapter=Brown Is Not a Color: Introduction of the Term ‘Brown Dwarf’|pages=19–24|chapter-url=http://link.springer.com/chapter/10.1007/978-3-319-01162-2_3 |editor-last=Joergens|editor-first=Viki|title=50 Years of Brown Dwarfs - From Prediction to Discovery to Forefront of Research |series=Astrophysics and Space Science Library |volume=401|publisher=Springer|publication-date=2014 |ISBN=978-3-319-01162-2 |url=http://www.springer.com/astronomy/book/978-3-319-01161-5}}</ref> As anãs negras não devem ser confundidas com [[Buraco negro|buracos negros]] ou [[Estrela de nêutrons|estrelas de nêutrons]].
== Futuro do Sol ==
Uma vez que o Sol pare de fundir o hélio em seu núcleo e ejete suas camadas em uma nebulosa planetária em aproximadamente 5 bilhões de anos, ele se tornará uma anã branca e, depois de bilhões de anos, não emitirá mais nenhuma luz. Depois disso, o Sol não será mais visível a olho nu para o homem. O tempo estimado para o Sol se resfriar suficientemente para se tornar uma anã branca é de cerca de 10<sup>15</sup> anos, embora isto possa levar muito mais tempo, caso existam as partículas massivas que interagem fracamente.
{{Referências}}
{{Reflist|2}}
[[Categoria:Estrelas hipotéticas]]
[[Categoria:Anãs brancas]]
[[Categoria:Tipos de estrelas]]
[[Categoria:Evolução estelar]]
{{Portal3|Astronomia}}
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