23: A morte das estrelas
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As estrelas morrem com um estrondo ou com um gemido? Nos dois capítulos anteriores, acompanhamos a história de vida das estrelas, desde o processo de nascimento até a beira da morte. Agora estamos prontos para explorar as maneiras pelas quais as estrelas acabam com suas vidas. Mais cedo ou mais tarde, cada estrela esgota seu estoque de energia nuclear. Sem uma fonte de pressão interna para equilibrar o peso das camadas sobrejacentes, cada estrela acaba cedendo lugar à atração inexorável da gravidade e colapsa sob seu próprio peso. Seguindo a distinção aproximada feita no último capítulo, discutiremos a evolução do fim da vida de estrelas de menor e maior massa separadamente. O que determina o resultado - estrondo ou choramingar - é a massa da estrela quando ela está pronta para morrer, não a massa com a qual ela nasceu. Como observamos no último capítulo, as estrelas podem perder uma quantidade significativa de massa na meia-idade e na velhice.
- 23.1: A morte de estrelas de baixa massa
- Durante o curso de sua evolução, as estrelas perdem suas camadas externas e perdem uma fração significativa de sua massa inicial. Estrelas com massas de 8 mSun ou menos podem perder massa suficiente para se tornarem anãs brancas, que têm massas menores do que o limite de Chandrasekhar (cerca de 1,4 mSun). A pressão exercida pelos elétrons degenerados impede que as anãs brancas se contraiam para diâmetros ainda menores. Eventualmente, as anãs brancas esfriam e se tornam anãs negras, remanescentes estelares feitos principalmente de carbono, oxigênio e néon.
- 23.2: Evolução de estrelas massivas - um acabamento explosivo
- Em uma estrela massiva, a fusão de hidrogênio no núcleo é seguida por várias outras reações de fusão envolvendo elementos mais pesados. Pouco antes de esgotar todas as fontes de energia, uma estrela massiva tem um núcleo de ferro cercado por camadas de silício, enxofre, oxigênio, néon, carbono, hélio e hidrogênio. A fusão do ferro requer energia (em vez de liberá-la). Se a massa do núcleo de ferro de uma estrela exceder o limite de Chandrasekhar (mas for menor que 3 MSun), o núcleo colapsa até que sua densidade exceda a de um ato
- 23.3: Observações da supernova
- Uma supernova ocorre em média uma vez a cada 25 a 100 anos na Via Láctea. Apesar das probabilidades, nenhuma supernova em nossa galáxia foi observada da Terra desde a invenção do telescópio. No entanto, uma supernova próxima (SN 1987A) foi observada em uma galáxia vizinha, a Grande Nuvem de Magalhães. A estrela que evoluiu para se tornar a SN 1987A começou sua vida como uma supergigante azul, evoluiu para se tornar uma supergigante vermelha e voltou a ser uma supergigante azul no momento em que explodiu. Estudos do SN 1
- 23.4: Pulsares e a descoberta de estrelas de nêutrons
- Pelo menos algumas supernovas deixam para trás uma estrela de nêutrons altamente magnética e de rotação rápida, que pode ser observada como um pulsar se seu feixe de partículas escapando e radiação focada estiver apontando para nós. Os pulsares emitem pulsos rápidos de radiação em intervalos regulares; seus períodos estão na faixa de 0,001 a 10 segundos. A estrela rotativa de nêutrons age como um farol, varrendo seu feixe em um círculo e nos dando um pulso de radiação quando o feixe varre a Terra. Conforme os pulsares envelhecem, eles perdem energia, t
- 23.5: A evolução dos sistemas estelares binários
- Quando uma anã branca ou estrela de nêutrons é membro de um sistema estelar binário próximo, sua estrela companheira pode transferir massa para ela. O material que cai gradualmente sobre uma anã branca pode explodir em uma explosão repentina de fusão e formar uma nova. Se o material cair rapidamente sobre uma anã branca, ela pode empurrá-la para além do limite de Chandrasekhar e fazer com que ela exploda completamente como uma supernova do tipo Ia. Outro mecanismo possível para uma supernova do tipo Ia é a fusão de duas anãs brancas. Material caindo sobre uma estrela de nêutrons pode
- 23.6: O mistério das explosões de raios gama
- As explosões de raios gama duram de uma fração de segundo a alguns minutos. Eles vêm de todas as direções e agora são conhecidos por estarem associados a objetos muito distantes. A energia provavelmente é transmitida e, para as que podemos detectar, a Terra está na direção do feixe. Explosões de longa duração (durando mais do que alguns segundos) vêm de estrelas massivas com suas camadas externas de hidrogênio ausentes que explodem como supernovas. Acredita-se que explosões de curta duração sejam fusões de cadáveres estelares (estrelas de nêutrons o
Miniatura: Esta imagem notável da NGC 3603, uma nebulosa na Via Láctea, foi tirada com o Telescópio Espacial Hubble. Esta imagem ilustra o ciclo de vida das estrelas. Na metade inferior da imagem, vemos nuvens de poeira e gás, onde é provável que a formação de estrelas ocorra em um futuro próximo. Perto do centro, há um aglomerado de estrelas jovens massivas e quentes com apenas alguns milhões de anos. Acima e à direita do enxame, há uma estrela isolada cercada por um anel de gás. Perpendicularmente ao anel e em cada lado dele, há duas bolhas de gás azuladas. O anel e as bolhas foram ejetados pela estrela, que está chegando ao fim de sua vida útil (crédito: modificação do trabalho da NASA, Wolfgang Brandner (JPL/IPAC), Eva K. Grebel (Universidade de Washington), You-Hua Chu (Universidade de Illinois Urbana-Champaign)).