Brunno Pleffken HostiEsse artigo é uma continuação direta do anterior, sobre supernovas. Caso tenha chegado por aqui agora, você pode se deparar com termos técnicos que já foram explicados antes. Veja lá! E depois volte aqui para continuar. 🙂
Quando uma estrela chega definitivamente ao fim de sua vida, após milhões ou bilhões de anos fundindo e sintetizando elementos mais pesados, ela espalha seus restos pelo espaço interestelar. São os remanescentes estelares. Nuvens de poeira e gases ionizados, elementos químicos metálicos recém-criados que formarão novas estrelas ou até mesmo novos sistemas planetários. No entanto, em meio à toda nuvem de gás, algo ainda pode sobreviver: o núcleo da estrela genitora.
O que é deixado para trás depende totalmente da massa dessa estrela durante a fase de sequência principal. Estrelas de massa similar à do nosso Sol tem como lápide uma anã branca envolta por uma bela nebulosa planetária. Estrelas de alta massa passam por transformações bem mais complexas e explodem em supernovas, com a possibilidade de seu núcleo restante se transformar em uma estrela de nêutrons ou até mesmo em um buraco negro de massa estelar.
São três os tipos de remanescentes estelares: anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros. Vamos olhar mais de perto esses corpos celestes. O que de fato são as anãs brancas e estrelas de nêutrons? Como estrelas podem virar buracos negros?
Matéria degenerada: um outro estado da matéria
Durante as aulas de Física e Química na escola aprendemos que existem três estados da matéria: sólido, líquido e gasoso. Podemos ainda aprender sobre um quarto estado da matéria, o plasma. O plasma se consiste em prótons e elétrons livres. Não há átomos em ligações moleculares, há apenas prótons e elétrons se movimentando livremente com alta energia cinética. No entanto, existem mais estados da matéria, e um muito importante no estudo de remanescentes estelares é a matéria degenerada.
A matéria degenerada se assemelha ao plasma, pois também é composta por férmions livres, como prótons, nêutrons e elétrons. Quando essas partículas são submetidas a pressões extremas, o princípio de exclusão de Pauli começa a predominar nesse sistema (falamos sobre isso na seção sobre limite de Chandrasekhar no artigo sobre supernovas). Chega um momento em que a matéria não pode mais ser comprimida, não há mais espaços vazios significativos entre as partículas, e o corpo se sustenta apenas pela pressão de degenerescência dos elétrons. Essa pressão impede que dois férmions idênticos ocupem o mesmo estado quântico. Portanto, nesse tipo de matéria, a pressão que mantém a matéria em equilíbrio não é mais térmica, mas oriunda dos princípios da mecânica quântica. Esse estado exótico da matéria é o que chamamos de matéria degenerada.
A matéria degenerada pode ser de elétrons, como as que encontramos em anãs brancas, ou de nêutrons. A matéria degenerada de nêutrons é ainda mais densa, pois os nêutrons podem ficar ainda mais próximos uns dos outros do que os elétrons.
Anãs brancas
Após o período de fusão do hidrogênio de uma estrela da sequência principal de massa baixa ou massa intermediária, tal estrela se expandirá para uma gigante vermelha, fase na qual funde hélio em carbono e oxigênio em seu núcleo pelo processo triplo-alfa. Se uma gigante vermelha tiver massa insuficiente para gerar as temperaturas necessárias para fundir o carbono (cerca de 1 bilhão de Kelvin), uma massa inerte de carbono e oxigênio se acumulará em seu centro.
Depois que as camadas externas da estrela forem expelidas pelos ventos solares e formar uma nebulosa planetária, ela deixará para trás seu núcleo incandescente, uma anã branca. Não é uma estrela no sentido tradicional da palavra. Não há elementos em fusão, não há massa sendo convertida em energia. Há apenas energia térmica residual sendo emitida lentamente até ela se apagar por completo.
Uma anã branca possui uma massa equivalente à do Sol, mas comprimida em um diâmetro comparável ao da Terra. Isso resulta em uma densidade cerca de 1 milhão de vezes maior do que a do próprio Sol. Tais níveis de densidade só são possíveis, pois uma anã branca não é composta de átomos, mas de matéria degenerada, com núcleos atômicos e elétrons livres altamente comprimidos. A compressão de uma anã branca aumentará o número de elétrons em um determinado volume. Aplicando o princípio de exclusão de Pauli, isso aumentará a energia cinética dos elétrons e aumentando, assim, a pressão gerada pelo sistema. Esta pressão de degenerescência de elétrons sustenta uma anã branca contra o colapso gravitacional, e ela depende apenas da densidade e não da temperatura.
Foi justamente o físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar o primeiro a aplicar as ideias da mecânica quântica à estrutura e evolução estelar e, em particular, ele pensou sobre a natureza da pressão degenerativa. Quanto mais densa uma estrela se torna, mais rápido os elétrons se movem. Eventualmente, os elétrons estão se movendo perto da velocidade da luz; eles não podem ir mais rápido do que isso, portanto há um limite para a intensidade da pressão de degeneração. Uma estrela do tipo anã branca está em equilíbrio entre a gravidade e a pressão de degeneração, no entanto, se a massa for muito grande, acima do limite de Chandrasekhar, a pressão de degeneração não é mais suficiente para sustentar a estrela e ela entra em colapso, fundindo os elétrons com os prótons e transformando-se em uma estrela de nêutrons.
Estrelas de nêutrons
Em uma estrela com mais de 8 massas solares entra em colapso e explode como uma supernova, normalmente uma estrela de nêutrons é deixada para trás. Com massa entre 1,44 e 3 massas solares, mas um raio de 10 a 20 quilômetros, é extremamente densa e sustentada apenas pela pressão de degeneração de nêutrons (conceito similar à pressão de degeneração dos elétrons, mas agora em nêutrons, naturalmente). Falamos sobre como isso acontece no artigo sobre supernovas.
As densidades são muito maiores do que qualquer coisa que possamos criar em laboratório. A aceleração da gravidade na superfície de uma estrela de nêutrons é aproximadamente 1012 m/s2 (compare com a Terra, onde é 9,81 m/s2). Devido à conservação do momento angular de sua enorme estrela original, essas estrelas tendem a girar muito rápido; eles podem girar em até 800 vezes por segundo. Eles podem ter um campo magnético de 100 milhões de Tesla, cerca de um trilhão de vezes mais forte do que o campo magnético da Terra.
As estrelas de nêutrons foram previstas pela primeira vez por Fritz Zwicky, na década de 1930, mas foram descobertas e observadas pela primeira vez em 1967 pela astrofísica irlandesa Susan Jocelyn Bell (seu orientador de tese recebeu o Prêmio Nobel, mas ela não!). Ela descobriu um objeto que emitia ondas de rádio a cada 1,337301 segundos, em intervalos extremamente regulares, o que levou muitos astrônomos a imaginar contatos com civilizações alienígenas, o que inclusive levou o objeto a ser apelidado de LGM-1 (Little Green Man 1). Esses objetos foram chamados de pulsares, uma estrela de nêutrons em rotação. O objeto descoberto por Bell foi batizado de PSR B1919+21. Dado que eles estão girando tão rápido, eles devem ser pequenos: qualquer coisa maior iria se despedaçar.
Então, de onde vêm esses pulsos? Estrelas de nêutrons emitem ondas de rádio em direções bem específicas, ao longo dos polos magnéticos dessa estrela. Conforme a estrela gira, esse feixe de radiação pode passar pela Terra, aparentando um flash cada vez que esse feixe “varre” a Terra, de forma bastante análoga a um farol marítimo durante a noite. Assim como os faróis, parece que estão piscando.
Buracos negros
Antes de falar sobre buracos negros, é fundamental traçarmos as diferenças dos buracos negros que são remanescentes de estrelas dos buracos negros localizados no centro da maior parte das galáxias conhecidas. Os buracos negros que estão no centro das galáxias, como Sagittarius A* no centro da Via Láctea, são supermassivos. A massa desses corpos celestes é na ordem de milhões ou bilhões de massas solares e não são originados de meras supernovas. Estima-se que tenham se formado no início dos tempos, quando o Big Bang e a altíssima densidade da matéria nos primeiros instantes do Universo espalhou esses buracos negros supermassivos pelo Universo. As galáxias e estrelas se formaram ao redor desses buracos negros supermassivos, e não o contrário.
Os buracos negros formados pelo colapso gravitacional de estrelas são chamados de buracos negros de massa estelar. Eles podem ter de 5 até algumas dezenas de massas solares e podem coexistir com outros corpos celestes, como Cygnus X-1, um buraco negro de massa estelar com aproximadamente 21 massas solares e faz parte de um sistema binário, tendo como companheira uma estrela supergigante azul, chamada HDE 226868. Já falamos sobre Cygnus X-1 nesse outro artigo aqui no Espaço-Tempo.
Certo, mas como os buracos negros de massa estelar se formam?
Se a estrela genitora tem uma massa acima de 20 massas solares, o núcleo de ferro inerte poderá ter mais que 3 massas solares. Esse é um valor acima do limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, significando que nem mesmo a pressão de degenerescência de nêutrons poderá resistir à força gravitacional. Durante o evento de supernova, a matéria degenerada desse núcleo entrará em colapso ainda mais, condensando toda a matéria em uma singularidade, um ponto de densidade tendendo ao infinito. A gravidade se torna tão forte que a velocidade de escape se torna maior do que a velocidade da luz, então você não pode observar um buraco negro diretamente.
Então, como eles podem ser descobertos?
Você pode encontrar uma estrela em órbita ao redor de um objeto aparentemente invisível e usar a lei de Kepler para inferir sua massa. Se essa massa for maior que 3 a 5 massas solares, o objeto não pode ser uma estrela de nêutrons, deve ser um buraco negro.
Alguns desses objetos são encontrados porque emitem raios X: assim como nas novas, o material da estrela companheira se acumula no buraco negro e forma um disco de acreção. A matéria nesse disco de acreção se move extremamente rápido, atingindo frações consideráveis da velocidade da luz quando está perto do horizonte de eventos do buraco negro. Portanto, ele tem uma energia cinética enorme e fica extremamente quente, mais de 100 milhões de Kelvin. A lei de Planck nos diz que quanto maior a temperatura de um corpo negro, é emitida radiação eletromagnética em comprimentos de onda cada vez mais curtos, até atingir a faixa dos raios X.
Os raios X são absorvidos facilmente pela atmosfera da Terra, portanto a busca por esses sinais para detectar buracos negros acontece apenas com telescópios espaciais de raios X, como o Observatório de Raios X Chandra (nome dado em homenagem ao físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar), da NASA.
Esse foi o último capítulo da nossa série sobre Evolução Estelar. Veja as matérias anteriores acessando a página inicial do Espaço-Tempo, e fique sabendo de novas publicações seguindo nosso Facebook ou Instagram.
