Formação e Características das Estrelas de Nêutrons
1. Nascimento de uma Estrela
- As estrelas nascem em nuvens gigantes de gás e poeira interestelar, conhecidas como nebulosas.
- Sob a influência da gravidade, essas nuvens começam a contrair e, à medida que se contraem, a temperatura e a pressão no núcleo aumentam.
- Quando a temperatura e a pressão são suficientemente altas, inicia-se a fusão nuclear, onde núcleos de hidrogênio se fundem para formar hélio, liberando energia que faz a estrela brilhar.
2. Consumo de Recursos da Estrela
- Durante a maior parte de sua vida, uma estrela está na fase de sequência principal, onde consome hidrogênio em seu núcleo para gerar hélio.
- Eventualmente, o hidrogênio no núcleo se esgota, e a estrela começa a fundir elementos mais pesados, como o hélio, formando carbono e oxigênio.
- Esta fusão de elementos mais pesados ocorre em camadas ao redor de um núcleo inerte de ferro (em estrelas massivas), até que a fusão nuclear não pode mais liberar energia suficiente para contrabalançar a gravidade.
3. Formação de uma Supernova
- Quando o núcleo de ferro atinge um ponto crítico, ele não pode mais suportar a pressão gravitacional e colapsa repentinamente.
- Esse colapso é seguido por uma explosão colossal chamada supernova, que expele as camadas externas da estrela para o espaço, enriquecendo o meio interestelar com elementos pesados.
- O núcleo que resta pode se transformar em uma estrela de nêutrons ou, se a massa for suficientemente grande, em um buraco negro.
4. Formação de uma Estrela de Nêutrons
- Se o núcleo restante após a supernova tem uma massa entre 1,4 e 3 vezes a massa do Sol, ele pode colapsar para formar uma estrela de nêutrons.
- Durante o colapso, a pressão é tão extrema que os prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons, resultando em um objeto incrivelmente denso.
- A estrela de nêutrons resultante possui uma massa comparável à do Sol, mas comprimida em um raio de apenas 10 a 20 quilômetros.
5. Características das Estrelas de Nêutrons
- Uma estrela de nêutrons é composta quase inteiramente de nêutrons, com uma densidade tão alta que uma colher de chá da matéria da estrela pesaria bilhões de toneladas na Terra.
- A superfície da estrela de nêutrons é extremamente lisa e a gravidade na sua superfície é cerca de 2 bilhões de vezes mais forte do que a da Terra.
6. Processo de Colapsamento de Prótons e Elétrons
- No núcleo da estrela em colapso, as temperaturas e pressões são tão altas que os prótons capturam elétrons, formando nêutrons e neutrinos através de um processo chamado captura eletrônica.
- Os nêutrons resultantes formam um núcleo denso e compacto, enquanto os neutrinos escapam, carregando consigo uma grande quantidade de energia.
7. Degenerescência
- A matéria degenera, composta por nêutrons, é suportada contra o colapso gravitacional pela pressão de degenerescência dos nêutrons, de acordo com o Princípio da Exclusão de Pauli.
- Esse princípio impede que dois nêutrons ocupem o mesmo estado quântico, criando uma pressão que sustenta a estrela de nêutrons.
8. Exemplos de Estrelas de Nêutrons
- PSR B1919+21: O primeiro pulsar (um tipo de estrela de nêutrons) descoberto em 1967 por Jocelyn Bell Burnell e Antony Hewish.
- PSR J0348+0432: Um dos pulsars mais massivos conhecidos, com cerca de 2 vezes a massa do Sol.
- Crab Pulsar (PSR B0531+21): Uma estrela de nêutrons no centro da Nebulosa do Caranguejo, remanescente de uma supernova observada em 1054.
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