Estrelas de Nêutrons
Quando uma estrela massiva fica sem combustível, seu núcleo colapsa do tamanho da Terra para uma esfera compacta de nêutrons a apenas dezesseis quilômetros de diâmetro. O material do lado de fora do núcleo cai sobre esta bola muito dura e densa e rebate para fora, enviando uma onda de choque através do envelope da estrela. A onda de choque aquece o envelope a milhões de graus e o lança no espaço a velocidades de mais de 10.000 quilômetros por segundo.
Mas o que acontece com o núcleo super denso? Enfrenta dois destinos possíveis:
- mais vida como uma estrela de nêutrons
- colapso em um buraco negro
Veremos estrelas de nêutrons hoje e buracos negros um pouco mais adiante.
Estrelas de nêutrons
Na matéria comum, os núcleos atômicos são separados uns dos outros por nuvens de elétrons que os cercam
Se cada núcleo fosse do tamanho de uma pessoa, então eles seriam separados por cerca de 100 quilômetros. Se você fosse um núcleo, seu vizinho mais próximo moraria em Buffalo.
Dentro de uma anã branca — o núcleo de uma velha estrela de baixa massa — todos os elétrons foram retirados de átomos individuais, de modo que os elétrons e os núcleos se misturam livremente. Como os núcleos não são mais protegidos por uma nuvem de elétrons, eles agora são esmagados juntos, de modo que estão mais próximos por um fator de cerca de 100.
Se você fosse um núcleo, seu vizinho mais próximo estaria em algum lugar do outro lado do campus. Você pode até ser capaz de ver um ao outro. Mas os núcleos individuais ainda são mantidos separados por inúmeros elétrons; eles não têm chance de interagir diretamente.
Dentro de um núcleo em colapso, a densidade e a pressão se tornam tão grandes que elétrons e prótons são esmagados juntos para formar nêutrons (e, como subproduto, neutrinos):
Os nêutrons podem ser embalados muito, muito bem juntos.
Se você fosse um núcleo de uma estrela de nêutrons, seu vizinho mais próximo estaria bem ao seu lado, pressionando-se contra você como pessoas em um vagão lotado de metrô.
A densidade de uma estrela de nêutrons real atinge aproximadamente 10^15 gramas por centímetro cúbico.
Em algumas (mais?) Supernovas, a pressão de degeneração de nêutrons interrompe permanentemente o colapso do núcleo estelar. Depois que as camadas externas se expandiram tanto que se tornam transparentes (o que leva vários anos), pode-se olhar para o centro da explosão e ver uma bola muito pequena, muito densa e MUITO quente: uma estrela de nêutrons . Por exemplo, olhe para a Nebulosa do Caranguejo:
Perto do centro da nuvem de gás em expansão está uma estrela extremamente azul, o que significa que está muito quente. Acreditamos que esta é a estrela de nêutrons criada na explosão da supernova vista em 1054.
Estrelas de nêutrons rotativas “piscam”
Se olharmos cuidadosamente para a estrela de nêutrons da Nebulosa do Caranguejo com telescópios ópticos, veremos que ela pisca 30 vezes por segundo. A sequência de imagens abaixo mostra os dois objetos próximos ao centro da Nebulosa do Caranguejo em intervalos de (efetivamente) 1/240 segundos, ou um oitavo do período de rotação.
Aqui está outra visão da mudança no brilho óptico do pulsar enquanto ele gira. Esta sequência parece melhor porque foi feita com um telescópio muito maior, com 4 metros de diâmetro, contra 0,75 metros de diâmetro.
A estrela de nêutrons está girando rapidamente, devido à conservação do momento angular. O momento angular é uma quantidade que combina massa, tamanho e velocidade de rotação:
momento angular = (massa) * (raio)² * (velocidade de rotação)
Antes de desmoronar, a estrela girava relativamente devagar, como o nosso Sol: talvez uma vez a cada cinco ou dez dias. Mas quando entrou em colapso, o material reteve seu momento angular original. A massa permaneceu quase a mesma, mas o raio encolheu; para compensar, a velocidade de rotação tinha que aumentar. Se você definir o momento angular original para o momento angular final, poderá calcular a velocidade de rotação da estrela de nêutrons. Acontece que o período de rotação após o colapso é
2
(tamanho depois)
período posterior = período anterior * (-----------)
(tamanho antes)Assim, por exemplo, o Sol atualmente gira com um período de cerca de um mês e é muito mais ou menos 100 vezes o raio da Terra. Se o Sol encolher para o tamanho da Terra, ele giraria com um período de um décimo milésimo = (1/100)²de um mês: isso é apenas cerca de quatro minutos!
P: Se o Sol encolher para o tamanho
de uma estrela de nêutrons, a cerca de 10 km de raio,
quão rápido ele iria rodar?
R: período atual de sol = 30 dias (aproximadamente)
raio atual de Sol = 696.000 km
novo raio de sol = 10 km
Usando a conservação do momento angular,
Nós vemos
2
(tamanho depois)
período posterior = período anterior * (-----------)
(tamanho antes)
2
(10 km)
= (30 dias) * (----------)
(696.000 km)= (30 dias) * 2,1 x 10 ^ (- 10)
= 6,2 x 10 ^ (- 9) dias
= 0,000 54 segundos
Pulsares de Rádio
Por que uma estrela de nêutrons pisca enquanto gira? Assim como o momento angular de uma estrela é conservado à medida que encolhe — fazendo com que ele gire mais rápido — o campo magnético original de uma estrela é preservado à medida que encolhe — fazendo com que ela se torne extremamente forte perto da superfície. Na Terra, o campo magnético está alinhado com o eixo de rotação, de modo que os pólos magnéticos mal se movem quando o planeta gira.
Em algumas estrelas de nêutrons, o campo magnético NÃO está alinhado com o eixo de rotação. Como resultado, o campo magnético gira em conjunto com a estrela de nêutrons, muito rapidamente; enquanto gira, puxa partículas carregadas junto com ele. As partículas carregadas irradiam luz de todos os comprimentos de onda — visível, raios-X e, especialmente, rádio — à medida que são puxados ao redor. O resultado é uma espécie de farol magnético, que pisca em nossa direção duas vezes a cada ciclo. Nós chamamos uma estrela de nêutrons que pisca dessa maneira de pulsar.
À medida que o pulsar gira, seus feixes de rádio varrem o universo iluminando um farol. Se você apontar um radiotelescópio em um pulsar e ligar o receptor a um amplificador e alto-falante comuns, poderá ouvir os pulsos.
Alguma da energia rotacional do pulsar é irradiada pelas partículas carregadas que varre ao seu redor; parte da energia é gasta empurrando tufos de gás para fora. Clique na imagem de raio-X do pulsar do Caranguejo abaixo para ver um filme mostrando seu efeito nas regiões internas da Nebulosa durante um período de vários meses.
A taxa de rotação de um pulsar diminui gradualmente à medida que transfere energia para o material que o envolve. Os radioastrônomos foram capazes de medir com precisão os períodos de muitos pulsares, e eles podem ver a maioria deles desacelerando pouco a pouco. Abaixo está um gráfico mostrando a frequência medida (rotações por segundo) do pulsar chamado PSF 0833–45.
P: Você pode estimar quanto tempo levará para
a taxa de rotação do pulsar PSR 0833-45 para
alcança metade do seu valor atual?
R: Freqüência atual f1 = 11,205 ciclos por segundo
11,209 ciclos / seg - 11,203 ciclos / seg
taxa de desaceleração = --------------------------------------
5000 dias - 1000 dias
= 1,5 x 10 ^ (- 6) ciclos / seg por dia
Para passar da taxa atual para metade da taxa atual,
deve diminuir para
1/2 f1 = 5,6 ciclos por segundo
o que significa que mudará de 11,2 para 5,6 ciclos por segundo,
uma mudança de 5,6 ciclos por segundo. Isso vai demorar
mudança de 5,6 ciclos / seg
----------------------------------------------
taxa de mudança 1,5 x 10 ^ (- 6) ciclos / seg por dia
= cerca de 3.700.000 dias
= cerca de 10.000 anosPulsares em sistemas binários
Até mesmo uma estrela de nêutrons isolada chama a atenção, enviando raios de radiação através do universo. Mas as estrelas de nêutrons com as companheiras podem ser ainda mais interessantes se estiverem próximas o suficiente para passarem pela transferência de massa.
Imagine duas estrelas que se formam juntas.
Se uma delas for muito massiva, ela queimará seu combustível rapidamente, se tornará uma gigante vermelha
e explodir como uma supernova
deixando para trás uma estrela de nêutrons.
Eventualmente, o membro menos massivo do par também ficará sem hidrogênio em seu núcleo, e começará a se expandir para uma gigante vermelha.
À medida que se expande, sopra algum material de sua superfície para o espaço. Parte desse material é capturado pela atração gravitacional da estrela de nêutrons. Se o companheiro cresce o suficiente, a estrela de nêutrons pode até pegar gás diretamente das camadas externas da gigante vermelha:
Quando o material cai em direção à estrela de nêutrons, ela não cai diretamente para baixo. Em vez disso, como as duas estrelas estão orbitando umas em torno das outras, o gás em espiral se espirala em um disco de acreção ao redor da estrela de nêutrons.
Aqui está um filme mostrando uma simulação de computador de material caindo para dentro da companheira em direção à estrela de nêutrons:
Esta animação descreve um sistema binário de raios X que consiste em uma estrela de nêutrons e uma estrela supergigante. A estrela de nêutrons é muito densa, com cerca de 10 quilômetros de diâmetro, com a massa de 1,5 Sóis. A estrela companheira supergigante é cerca de 7 vezes maior e 15 vezes mais massiva que o nosso sol. A estrela de nêutrons tem uma enorme atração gravitacional, fazendo com que os ventos da estrela companheira sejam violentamente puxados para dentro da estrela de nêutrons. O resultado é uma confusão de material no sistema estelar, demonstrando o ambiente severo produzido pela forte força gravitacional da estrela de nêutrons.
Gás no disco espirala para dentro, movendo-se mais rápido à medida que se aproxima da estrela de nêutrons. Colisões entre átomos individuais enquanto eles orbitam em torno e ao redor aquecem o gás. O material próximo do centro pode atingir temperaturas de centenas de milhares, ou milhões de graus, enquanto o gás mais distante permanece relativamente frio. O disco como um todo irradia energia em uma faixa muito ampla de comprimentos de onda.
Quando olhamos para o céu com telescópios de raios X, algumas das fontes mais brilhantes são esses sistemas binários de raios-X . Por exemplo, a visão da galáxia Andrômeda nos comprimentos de onda dos raios X mostra muitos “pontos quentes” individuais espalhados pelo seu disco.
Cada um desses pontos brilhantes é um sistema binário no qual uma estrela de nêutrons está acumulando material da sua companheira.
