Estrela de nêutrons

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Ir para: navegação, pesquisa
Text document with red question mark.svg
Este artigo ou secção contém uma ou mais fontes no fim do texto, mas nenhuma é citada no corpo do artigo, o que compromete a confiabilidade das informações.
Por favor, melhore este artigo introduzindo notas de rodapé citando as fontes, inserindo-as no corpo do texto quando necessário.
Em imagem da NASA, uma estrela de nêutrons isolada fotografada pelo telescópio orbital Hubble em 1997
Estrutura de uma estrela de nêutrons

As estrelas de nêutrons ou neutrões são corpos celestes supermassivos, ultracompactos e com gravidade extremamente alta.[1]

A partir de estudos teóricos e observações astronômicas, sabe-se que a densidade no centro destas estrelas é enorme, da ordem de 1015 g/cm³.

Devido à alta gravidade superficial, os feixes de luz que passam próximos a algumas estrelas de nêutrons são desviados, ocasionando distorções visuais, muitas vezes aberrações cromáticas ou o efeito chamado de lente gravitacional.

Estrelas de nêutrons são um dos possíveis estágios finais na vida de uma estrela. Elas são criadas quando estrelas com massa maior a oito vezes a do Sol esgotam sua energia nuclear e passam por uma explosão de supernova.

Essa explosão ejeta as camadas mais externas da estrela, formando um remanescente de supernova. Instantes antes da explosão, a região central da estrela se contrai com a gravidade, fazendo com que elétrons sejam empurrados para os núcleos dos átomos e se combinem com prótons formando nêutrons, sendo a razão do nome "estrela de nêutrons".

Formação[editar | editar código-fonte]

Alguns tipos de estrelas, ao chegarem ao final de suas vidas, após passarem por períodos turbulentos, onde muitas vezes explosões violentas ejetam matéria para o espaço, adquirem a forma de uma estrela de nêutrons.

Na estrela de nêutrons, as reações nucleares que fornecem energia às estrelas cessou. A força de gravidade, sem a contrapartida da atividade nuclear, comprime a matéria dentro de uma esfera de raio muito pequeno, de algumas dezenas de quilômetros.

A matéria, que anteriormente estava sob a forma de hidrogênio, hélio etc, perde então suas características de carga, e seus elétrons, devido aos efeitos de pressões enormes, são empurrados para o núcleo dos átomos e, unindo-se aos prótons, são convertidos em nêutrons.

Características[editar | editar código-fonte]

Este corpo é extremamente massivo e gira muito rápido; seu período de rotação pode alcançar milésimos de segundo.

Essas estrelas possuem um campo magnético muito forte, e a pouca radiação que escapa da sua superfície são ondas de rádio, raios gama etc, na forma de jatos com a direção do eixo magnético norte-sul. Esse eixo, não necessariamente, coincide com o eixo de rotação da estrela, fazendo com que o canhão de partículas varra regiões diferentes durante sua rotação, ao invés de ficar apontado para uma única região do espaço. Quando isso acontece, temos o pulsar, que nada mais é que o canhão de radiação da estrela apontado para nós periodicamente.

O interior de uma estrela de nêutrons consiste de um núcleo grande, formado basicamente por nêutrons, e um pequeno número de prótons supercondutores. Novamente, a baixas temperaturas, os prótons supercondutores, combinados com a alta velocidade de rotação da estrela, produzem um efeito dínamo, semelhante ao responsável pelo campo magnético da Terra. Ao redor do núcleo, encontra-se um manto de nêutrons, seguido por uma camada de núcleos de ferro e elétrons livres.

Forma de detecção[editar | editar código-fonte]

Observa-se esta radiação pulsante em detectores de rádio. Um pulso periódico é muito preciso, mais preciso que o melhor relógio atômico.

O primeiro pulsar foi descoberto, acidentalmente, em 1967, quando cientistas buscavam fontes de rádio que estivessem distantes, utilizando para isso um radiotelescópio especial, sensível às ondas de rádio de rápida variabilidade, que haviam sido construídos. Encontraram um objeto que emitia pulsos de radiação em intervalos de tempo extremamente precisos e, por causa dessa precisão de pulso, suspeitaram até mesmo de um sinal alienígena.

Estrelas de nêutrons binárias[editar | editar código-fonte]

O pulsar PSR 1913+16 é um sistema orbitado por estrelas de nêutrons com uma separação máxima de apenas um raio solar entre elas. Possui movimentos rápidos, e as observações indicam que o período orbital desse sistema deve diminuir relativamente rápido, tendo em vista seu forte sinal de onda gravitacional; desde 1975 o período já diminuiu de 10 segundos.

Pulsares[editar | editar código-fonte]

O Pulsar do Caranguejo. Esta imagem combina informação óptica recolhida pelo Hubble (a vermelho) e imagens raio-X do Chandra (a azul).

Pulsar ou pulsares são estrelas de nêutrons muito pequenas e muito densas.

Os pulsares podem apresentar um campo gravitacional até 1 bilhão de vezes o campo gravitacional terrestre. Eles provavelmente são os restos de estrelas que entraram em colapso ou de supernovas

À medida que uma estrela vai perdendo energia, sua matéria é comprimida em direção ao seu centro, ficando cada vez mais densa. Quanto mais a matéria da estrela se move em direção ao seu centro, mais rápida ela gira.

Eles emitem um fluxo de energia constante. Essa energia é concentrada em um fluxo de partículas eletromagnéticas que são emitidas a partir dos pólos magnéticos da estrela. Quando a estrela gira, o feixe de energia é espalhado no espaço, como o feixe de luz de um farol. Somente quando o feixe incide sobre a Terra é que podemos detectar os pulsares através de radiotelescópios.

A luz emitida pelos pulsares no espectro visível é tão pequena que não é possível observá-la a olho nu. Somente os radiotelescópios podem detectar a forte energia que eles emitem.

Discos de acreção[editar | editar código-fonte]

Disco de acresção.

No caso de uma supernova ocorrer em um sistema binário, a companheira da supernova pode sofrer alguns danos em suas camadas superficiais e mesmo assim continuar sua vida. Com isso, uma estrela de nêutrons será formada próximo à outra estrela. Quando esta estrela evoluir para uma gigante vermelha, o seu gás irá espiralar em direção à estrela de nêutrons. Esse gás que é tragado pela estrela de nêutrons formará um espesso disco ao redor dela; tal disco é chamado de disco de acreção.

O atrito que existe entre camadas de gás nas órbitas próximas ao longo do disco de acreção leva à perda de momento angular e ao movimento de queda em espiral em direção à superfície da estrela de nêutrons. O gás em espiral move-se em direção ao campo gravitacional da estrela de nêutrons, então sua energia gravitacional é convertida na forma de energia térmica dentro do disco de acreção. Na parte interna do disco de acreção a energia gravitacional é liberada com maior intensidade, atingindo uma temperatura média de milhões de graus. Uma enorme fonte de energia torna-se presente nessa região, onde há grande emissão de radiações, tais como ultravioleta e raios-x.

A pressão na estrela de nêutrons pode sofrer um grande aumento se o gás for transferido em uma quantidade relativamente alta do disco de acreção para a estrela de nêutrons; dessa forma, a energia fica acumulada, e assim, eventualmente, o gás é expulso da estrela de nêutrons, fazendo com que existam fortes correntes de gás em sua órbita.

Ver também[editar | editar código-fonte]

O Commons possui uma categoria contendo imagens e outros ficheiros sobre Estrela de nêutrons

Referências

  1. qued.com.br Qual é a dúvida: Pq uma estrela de nêutrons é tão pesada? Acessado em 10/05/2012.

Ligações externas[editar | editar código-fonte]