Efeitos de Temperatura Finita em Anãs-Brancas

Pedro Paulo Pinto Foster

Estrelas são as grandes fábricas de elementos pesados no Universo. Sua existência é marcada por fases distintas, nas quais as condições extremas às quais a matéria é sujeita em seu interior levam à fusão de diferentes elementos. Para muitas delas, seu destino final será o de anã branca, estrela compacta, na qual não existem mais reações nucleares – ela se mantém em equilíbrio hidrostático devido à pressão de degenerescência de seus elétrons. Sua importância é tremenda dentro da astrofísica, visto que são os mais prováveis progenitores de supernovas tipo IA. A modelagem mais convencional desses corpos se baseia num gás de elétrons à temperatura nula, desenvolvida por Chandrasekhar em 1930. Porém, essa hipótese é pouco realista, uma vez que se a temperatura fosse realmente nula a estrela não emitiria radiação. Neste trabalho, buscamos modelar anãs brancas com uma equação de estado (EoS) de um gás de elétrons mais geral, usando a densidade de elétrons e a temperatura para a obtenção de qualquer quantidade termodinâmica e radiação. Como resultado, mostramos como o limite de Chandrasekhar é modificado quando incluímos a temperatura na EoS.