Todos nós sabemos que uma estrela nada mais é do que uma esfera gigantesca de gás ionizado – chamado de plasma. Por toda sua vida, uma estrela vive constantemente a disputa entre duas forças. Uma em direção ao centro através de sua própria atração gravitacional e sua pressão interna devido a fusão nuclear dos elementos químicos em seu interior.

Forças que atuam em uma estrela. Crédito: Stanford University

O intuito deste texto não é mostrar como as estrelas evoluem, para isso você pode ler o artigo do Rafael Rechiche Campos neste link: 

http://www.cafeeciencia.com.br/categorias/astronomia-e-afins/estrelas-o-inicio-o-fim-e-o-meio-parte-i.html,

hoje vamos aprender um pouco sobre  ̶e̶s̶t̶r̶e̶l̶a̶s̶ ̶m̶o̶r̶t̶a̶s̶ objetos compactos.

Podemos fazer uma divisão simples em três objetos diferentes: Anãs Brancas, Estrelas de Nêutrons e Buracos Negros. Esses três objetos são os remanescentes estelares – mas você pode chamá-los de caroços. O incrível é que o fator que determina qual desses objetos uma estrela vai se tornar é simplesmente a sua massa.

Anãs Brancas

Estrelas com massas moderadamente baixas após transformar todo o hidrogênio de seu núcleo em hélio e após isso o hélio em carbono (e em seguida o carbono em oxigênio, dependendo do quão grande é sua massa), terminam sem energia suficiente para fundir esses dois últimos elementos.

Diagrama da estrutura interna de uma gigante vermelha De fora para dentro: Envelope sem fusão, Casca de hidrogênio em fusão, Casca de hélio em fusão, ‘Cinzas’ de carbono

A atração gravitacional começa a ‘vencer’ a pressão interna da estrela com isso a mesma começa a se contrair (colapsar) em direção ao próprio núcleo, mas uma coisa faz com que esse colapso pare, a chamada pressão de degenerescência dos elétrons – ok, parece um termo muito complexo da bizarra física quântica, mas como uma analogia pode ser entendido como uma pressão interna do átomo que não deixa os elétrons ‘caírem’ no núcleo.

Como a estrela não consegue ‘vencer’ essa pressão as partes do material que ainda não estava colapsado – as extremidades da estrela, são ‘rebatidas’ gerando uma onda de choque que expele todo o material que não estava no ‘caroço’ da estrela em um fenômeno lindo chamado de Nebulosa Planetária.

Nebulosa do Anel. Crédito: NASA

Após essa ‘expulsão’ de massa o objeto que sobra no centro – o famoso remanescente estelar, é o quê chamamos de Anã Branca, uma estrela superdensa suportada somente pela pressão de degenerescência dos elétrons dos átomos que a compõem.

Agora que vem a pergunta: Anãs brancas são realmente brancas? Não necessariamente! Esse nome foi dado pois a primeira descoberta foi Sirius B – que era branca, mas elas podem ter cores diferentes e podem ser separadas em vários tipos de acordo com a sua temperatura e estrutura interna.

(DA – superfície quase pura de hidrogênio, casca de hélio e núcleo de carbono e oxigênio / DB – Superfície quase pura de hélio neutro, núcleo de carbono e oxigênio / DO – Superfície quase pura de hélio ionizado / PG1159 – Núcleo de carbono e oxigênio exposto)

 

Sistema estelar Sirius: Sirius A (gigante azul) e Sirius B (anã branca) Crédito: NASA

A massa máxima permitida para uma anã branca é de 1,4 massas solares, esse é o chamado Limite de Chandrasekhar, é um limite teórico de massa para objetos que são suportados por pressão de degenerescência dos elétrons. Além disso anãs brancas têm um raio típico de 7.000 km, ou seja, tem um tamanho similar ao da Terra que tem um raio de aproximadamente 6.371 km.

Nossa própria estrela, o Sol, um dia se tornará uma anã branca, agora você pode ter noção do quão denso é esse tipo de estrela. Faça esse experimento mental, imagine um objeto com a massa similar à do Sol mas com o tamanho próximo do da Terra, os valores da densidade podem chegar em torno de 10³ kg/cm³, isto é, imagine um cubo de açúcar entretanto com uma massa de 1000 kg, é isso que uma anã branca pode nos proporcionar.

Estrelas de Nêutrons

O mesmo processo de formação de elementos cada vez mais pesados continua para além do carbono e oxigênio (que são os elementos mais pesados que uma estrela que se tornará anã branca consegue formar) com neônio, silício, enxofre…, até que chegamos no ferro que é o elemento mais pesado que uma estrela pode formar durante a sua evolução – alguns astrônomos chegam a citar que o ferro é a morte das estrelas.

Toda essa formação de elementos mais pesados que o carbono e oxigênio acontecem em estrelas que tem de certa forma massas moderadas – claro que nesse caso maiores que a do Sol, pois quanto mais massa mais potencial uma estrela têm para fazer fusão de elementos.

Bom, assim como nas anãs brancas a atração gravitacional da estrela por ela mesma que será responsável pelo colapso estelar. O mesmo processo de compressão ocorrerá, mas dessa vez a pressão sobre o ‘caroço’ de ferro – que ainda não cedeu devido à pressão de degenerescência dos elétrons, se torna tão intensa que após o colapso ser iniciado a temperatura em seu interior aumenta tanto que faz com que agora o ferro possa agora ser fotodesintegrado – mais um termo da nossa famosa física quântica, que neste caso se traduz como: ele é ‘quebrado’ em vários núcleos de hélio (2 prótons e 2 nêutrons), e esses núcleos de hélio por sua vez são divididos em prótons e nêutrons pelo mesmo processo.

Então agora temos um conjunto de prótons e nêutrons ‘soltos’ com vários elétrons ao redor no caroço. Todo esse processo de fotodesintegração consome energia, com isso resta menos energia no interior da estrela para equilibrar sua própria atração gravitacional, portanto o colapso estelar é agravado. Agora os elétrons que exerciam a pressão de degenerescência são comprimidos – acho que podemos dizer até esmagados, em direção àqueles prótons e nêutrons todos, e são capturados pelos prótons transformando-se em nêutrons e liberando neutrinos, processo esse conhecido como Captura Eletrônica:

Esse processo ocorre pois assim como a matéria das camadas mais exteriores da estrela “caem” sobre a matéria no seu interior devido à atração gravitacional, os elétrons passam a “cair” sobre os prótons, formando nêutrons e neutrinos devido à atração gravitacional ser mais intensa nessas estrelas por possuírem massas iniciais mais elevadas do que aquelas estrelas que formam as anãs brancas.

Após todo esse processo o que resta no ‘caroço’ da estrela são apenas nêutrons, e agora os nêutrons exercem uma pressão de degenerescência, o que mais uma vez faz o colapso parar gerando uma onda de choque que somada com um chamado ‘Vento de Neutrinos’ – juro que esse é o último termo bizarro da física quântica por hoje, dos próprios neutrinos que foram gerados no ‘caroço’, criam o que denominamos por Supernova de Colapso.

Nebulosa do Caranguejo, originária de uma supernova de colapso. No centro da nuvem reside uma estrela de nêutrons. Crédito: NASA

O objeto que resta no centro é uma estrela de nêutrons – agora esse nome faz muito mais sentido, não é mesmo? Podemos ver apenas por analisar esta imagem da nebulosa do caranguejo e comparar com a imagem da nebulosa do anel que as duas apresentam uma estrutura diferente. A nebulosa do anel é um objeto aparentemente circular – um pouco oval talvez, mas que tem a sua estrutura interna bem mais ‘limpa’ digamos assim (mais definida), já a nebulosa do caranguejo tem a sua estrutura muito mais irregular – cheia de fibras e etc, isso são características que nos fazem perceber que o processo que criou a nebulosa do caranguejo (Supernova de Colapso) foi muito mais violento do que o processo que criou a nebulosa do anel (Nebulosa Planetária).

Esta estrela supercompacta ainda pode se apresentar de duas peculiares formas, o que chamamos de Pulsares e Magnetares.

Um pulsar é uma estrela de nêutrons que apresenta uma variação de brilho muito rápida e com uma frequência bem definida – é quase como se a estrela ficasse piscando com um certo período. A explicação mais provável para esse fenômeno é a de que o objeto em questão é uma estrela de nêutrons girando em torno de um eixo que não é o mesmo eixo do campo magnético, tal que nas regiões dos polos magnéticos se tem uma ejeção muito grande de radiação eletromagnética – talvez seja um pouco difícil de imaginar esse objeto bizarro, mas a próxima imagem pode ajudar. Como a estrela não gira em torno do eixo magnético essas ejeções de radiação pareceriam para nós pulsos periódicos, dai o nome Pulsar – desvendamos outro nome.

Diagrama da estrutura de um pulsar. Beam of Radiation (Feixe de Radiação), Rotation Axis (Eixo de Rotação), Magnetic Field Lines (Linhas de campo magnético).

De um modo geral, estrelas de nêutrons possuem campos magnéticos muito fortes. Magnetares extrapolam esse ‘muito forte’ inimaginavelmente, podendo ter um campo magnético 1000 vezes mais forte do que uma estrela de nêutrons comum, 1 quadrilhão de vezes mais forte que o humilde campo magnético do nosso pequeno planeta – sim, é este número gigante mesmo (1.000.000.000.000.000).

O pico de radiação de uma estrela de nêutrons é na faixa dos raios-X, onde se faz preciso o uso de telescópios especiais de radiações de altas energias para o estudo desses objetos. Além disso essas estrelas têm uma faixa de massa entre 1,4 e 2,5 massas solares, 1,4 pois é mínimo necessário para se formar uma estrela de nêutrons e 2,5 pois é o máximo que a pressão de degenerescência dos nêutrons pode suportar.

Bom, agora você pode estar se perguntando: Então o que acontece com uma estrela que forma um ‘caroço’ com mais de 2,5 massas solares?

Buracos Negros

Sim! Eles mesmos, os buracos negros – aquele corpo celeste que você se pega pesquisando sobre de madrugada.

Considere estrelas com massas muito elevadas, todos os processos de formação de elementos mais pesados que descrevi antes ocorrem da mesma maneira, a diferença é que por serem mais massivas têm mais potencial gravitacional para comprimir ainda mais a matéria no ‘caroço’ da estrela e assim conseguindo superar a pressão de degenerescência dos nêutrons.

A partir disso não conhecemos nenhum outro estado de equilíbrio que possa sustentar o colapso estelar – mas isso não quer dizer que este estado de equilíbrio não exista, ou seja, o colapso da estrela pode continuar até (talvez) uma singularidade – mas esse conceito do que seria uma singularidade na física ainda é muito discutido e é tema de pesquisa atual.

O que sabemos é que buracos negros também são remanescentes estelares originários de explosões de supernovas.

Concepção artística de um buraco negro estelar. Crédito: Interstellar (filme)

A excepcionalidade do buraco negro é de que a matéria dentro dele está concentrada de uma forma que possibilita um campo gravitacional em que a velocidade de escape na superfície do objeto é maior do que a incrível velocidade da luz!

A imagem acima pode dar a entender que aquela esfera negra representa a superfície do  ̶r̶e̶s̶t̶o̶ ̶m̶o̶r̶t̶o̶ ̶d̶e̶ ̶e̶s̶t̶r̶e̶l̶a̶ objeto compacto – o remanescente estelar. Entretanto, isso está errado! Na verdade, o remanescente se encontra no interior dessa esfera negra. Para entender melhor isso precisamos falar sobre uma solução encontrada por Karl Schwarzschild na famosíssima teoria da relatividade daquele físico que tira foto com a língua pra fora – ele mesmo, Albert Einstein.

A matemática dessa solução em si é muito complicada para este texto, mas o que interessa é que ela nos dá um raio de um objeto colapsado da forma descrita anteriormente, esse raio, chamado de Raio de Schwarzschild, nos dá o conceito de horizonte de eventos.

O horizonte de eventos de um buraco negro é uma esfera centrada na ‘singularidade’ que tem o um raio de Schwarzschild. Essa superfície esférica delimita uma região do espaço-tempo em que nada que ‘adentrá-la’ consegue sair, ou seja, a região no interior desta ‘esfera negra’ tem velocidade de escape maior do que a velocidade da luz. O objeto restante da explosão em supernova (o remanescente estelar, objeto compacto) está no interior desta ‘esfera negra’.

Estrutura de um buraco negro Event Horizon (Horizonte de Eventos), Singularity (Singularidade), Rsch( Raio de Schwarzschild). Crédito: University of Alberta

Uma informação relevante que temos sobre esse raio é que o valor dele somente depende da massa da estrela e podemos calculá-lo a partir da seguinte equação:

Onde ‘M’ é a massa da estrela, ‘G’ é a constante universal da gravitação (6,67408 x 10-11 m3kg-1s-2), ‘c’ é a velocidade da luz (300.000.000 m/s, aproximadamente) e ‘R’ é o raio de Schwarzschild para o objeto.

Tratando-se de uma expressão matemática podemos aplicá-la a outros objetos que nos são mais familiares, a título de curiosidade:

Para o Sol, temos que se nossa estrela mãe se tornasse um buraco negro ele teria um raio de 3 km, isso mesmo, toda a massa do sol concentrada dentro de uma esfera de 3 km de raio!

Para a Terra, temos que se nosso planeta se tornasse um buraco negro ele teria um raio de 0,9 cm, agora imagine toda a massa do planeta concentrada no interior de uma esfera de menos de 1 cm de raio, uma bola de tênis é uma boa aproximação.

Você pode fazer o mesmo para outros objetos apenas sabendo sua massa.

O intuito deste texto foi apenas apresentar o que acontece no final da evolução de uma estrela e os objetos peculiares que esses estágios finais da evolução podem gerar de acordo com a massa da estrela. Coisas mais complexas e específicas viram em outros textos!

Fontes:

https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/dwarfs2.html

https://www.britannica.com/science/Chandrasekhar-limit

http://farside.ph.utexas.edu/teaching/sm1/lectures/node87.html

https://www.britannica.com/topic/event-horizon-black-hole

https://astronomiaufabc.files.wordpress.com/2015/02/objetos-compactos.pdf

Marco Laversveiler

Graduando de Astronomia pelo Observatório do Valongo da Universidade Federal do Rio de Janeiro (UFRJ), interessado principalmente nas áreas de Astrofísica Relativística, Estelar e de Altas Energias.

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