No Sistema Solar, o maior planeta é Júpiter, com
MJúpiter=318 MTerra e MSol=1047 MJúpiter.
RSol=700 000 km=110 RTerra.
Os objetos acima de
75 MJúpiter=0,08 MSol
têm reações nucleares transformando H em He e são chamados estrelas.
Objetos entre
13 MJúpiter e
75 MJúpiter têm reações nucleares transformando o
deutério em trítio, e são chamados anãs marrons.
Os objetos abaixo de
13 MJúpiter, que orbitam uma estrela, são chamados planetas.
A matéria produzida após o Big-Bang pela expansão do Universo foi
hidrogênio e hélio. As estrelas se formaram deste material primordial e
usaram estes dois elementos como combustível para gerar energia, através
de reações nucleares. Durante esta etapa as estrelas brilham
e produzem os elementos químicos de maior número atômico,
principalmente o carbono, o oxigênio, cálcio e o ferro, que são
os principais elementos que nos formam e o mundo ao nosso redor. Estes elementos
são levados para a superfície das estrelas por convecção
ou difusão radiativa, a partir da qual são dispersados por vento estelar
ou ejetados para o meio interestelar quando uma estrela massiva explode. Este material
é então usado na formação de novas estrelas e seus planetas.
O destino final das estrelas, depois de consumir todo o seu combustível
nuclear, depende de duas coisas: primeiro, se a estrela
é simples ou faz parte de um
sistema binário ou múltiplo, e 60% das estrelas faz; e segundo, de sua massa
inicial. Se a estrela faz parte de um sistema binário ou múltiplo,
sua evolução depende tanto da massa quanto da separação
entre as estrelas, que determinará quando na evolução as
estrelas interagirão.
Simulação da evolução
de uma estrela como o Sol, que passa para a fase de
gigante, supergigante, ejeta uma nebulosa planetária
e transforma-se em uma anã branca.
A base dos cálculos de evolução estelar é a manutenção do
Equilíbrio Hidrostático pelo qual a
pressão do gás (a fonte microscópica de
pressão é a reflexão, ou absorção, de partículas por uma superfície real ou imaginária, que resulta em transferência de momentum para esta superfície exercendo uma força na superfície; a força média por unidade de área é chamada de pressão) contrabalança a gravidade,
na maior parte da vida das estrelas, já que se não houver equilíbrio,
o colapso se dá em escala de
tempo térmico,
ou
tempo dinâmico - cerca de 15 minutos para o Sol.
Por definição, estrelas têm reações nucleares estáveis em alguma etapa da sua evolução.
As reações ocorrem quando a temperatura no núcleo da estrela
fica suficientemente alta (8 milhões K) para
que a energia cinética
Ecinética=½ m v2 = (3/2) kT (P=NkT)
consiga vencer a repulsão coulombiana
ECoulomb=Kq1q2e2/r
por tunelamento quântico, já que a energia cinética é pelo menos
mil vezes menor que a barreira coulombiana nas temperaturas onde ocorrem as reações.
Reação | Tmínima | E=Δm c2 |
41H»4He | 8 milhões K |
m(41H)=1,0073 M(4He) |
34He»12C | 100 milhões K |
m(34He)=1,00065 M(12C) |
212C»24Mg | 1 bilhão K |
m(212C)=1,00061 M(24Mg) |
Esquema de evolução estelar, não em escala, para
massas diferentes. A classificação espectral de uma estrela na
sequência principal
com 0,45 MSol é M1V,
8 MSol é B2V,
10 MSol é B1V
e
25 MSol é O7V.
Aproximadamente 97% de todas as estrelas tornam-se anãs brancas, já que a
Função Inicial de Massa:
indica que
Durante a formação, uma nuvem de gás molecular, fria, se contrai, formando uma
proto-estrela.
Se a massa condensada estiver abaixo de
0,08 MSol=73 MJúpiter,
ela será uma anã marrom. Não será uma estrela pois
nunca terá reações nucleares transformando hidrogênio em hélio
(Tnúcleo<8 milhões K).
Imagem no ótico e no infra-vermelho mostrando 50 anãs-marrons descobertas na Nuvem de Órion pelo Telescópio Espacial.
Quando a temperatura no núcleo da estrela fica suficientemente alta
(8 milhões K) para
iniciar as reações nucleares estáveis,
a proto-estrela torna-se uma estrela da seqüência
principal, transformando hidrogênio em hélio no núcleo
[4m(1H)=1,0073 m(4He)].
Antes de chegar à
seqüência principal,
onde transforma hidrogênio em hélio no seu núcleo,
a proto-estrela se contraiu por algumas centenas de milhares de anos.
Nebulosa Planetária da Helix, Dumbbell (M27) e NGC 6302.
Existem aproximadamente 10 000 nebulosas planetárias
em nossa galáxia. A nebulosidade permanece visível por aproximadamente
10 000 anos após sua ejeção pela estrela, no ramo gigante assintótico.
O termo nebulosa planetária foi dado porque algumas se parecem
com o planeta Urano, quando olhadas através de um telescópio pequeno.
Se a estrela não faz parte de um sistema binário ou múltiplo, sua
evolução depende somente de sua massa inicial. Se a estrela
iniciar sua vida com massa menor do que 0,8 MSol,
a idade do Universo ainda não é suficiente para esta estrela ter
evoluído além da seqüência principal.
Se a massa da estrela for entre 0,08 MSol
e
0,45 MSol, depois de transformar H em He na sequência principal,
ela se tornará uma anã branca
com núcleo
de hélio, pois sua gravidade não é suficiente para comprimir o gás até 100 milhões de K, temperatura necessária
para transformar 3He em C.
As estrelas com massa até 1,75 MSol
transformam o hidrogênio em hélio pelo ciclo próton-próton,
e têm uma camada de convecção externa.
Estágio | Duração | Temperatura | Temperatura | Raio |
1 MSol | (anos) | Central (106K) | Efetiva (K) | (700 000km) |
Sequência Principal | 10 bilhões | 15 | 5400 | 1 |
Subgigante | 100 milhões | 50 | 4000 | 3 |
Flash de hélio | 100 mil | 100 | 4000 | 100 |
Ramo Horizontal | 50 milhões | 200 | 5000 | 10 |
Supergigante | 10 mil | 250 | 4000 | 500 |
Nebulosa Planetária | 10 mil | 300 | 100 000(3000 nebula) | 0,01(1000 nebula) |
Anã Branca | 11 bilhões | 100 | 100 000 a 3000 | 0,01 |
Anã Preta | 1015 a 1037 | 5K | 5 | 0,01 |
A vida do Sol
na seqüência principal está estimada em
10 bilhões de anos.
Uma estrela de 0,1 massas solares levará 3 trilhões
de anos para sair da seqüência principal.
As estrelas mais
massivas queimam o hidrogênio pelo ciclo CNO, e têm núcleo
convectivo, mas atmosfera radiativa.
Quando as estrelas consomem o hidrogênio no núcleo,
que corresponde a aproximadamente 10% da sua massa total
(50 000 km no Sol), elas saem da seqüência principal.
A geração
de energia nuclear passa a se dar em uma camada externa a este
núcleo, com aproximadamente 2 000 km de espessura,
onde a temperatura e a densidade são suficientes para
manter as reações nucleares. Como nenhuma energia
nuclear é gerada no núcleo nesta fase, ele se contrai
rapidamente, e a luminosidade da estrela aumenta um pouco.
As camadas externas se reajustam ao aumento de luminosidade
expandindo-se, e como a área superficial aumenta,
sua temperatura diminui. Desta forma, a luminosidade aumenta
e a estrela torna-se mais vermelha, aproximando-se do
ramo das gigantes no diagrama HR.
Edwin Salpeter
Quando o Sol atingir esta fase, daqui há mais de 5 bilhões de anos,
a radiação solar atingindo a Terra será tão intensa
que a temperatura na superfície da Terra atingirá 700 C,
os oceanos ferverão, deixando a Terra seca. Mesmo a atmosfera
se esvairá, pois os átomos e moléculas estarão
se movendo a velocidades tão altas que escaparão
da Terra. No centro do Sol, a temperatura atingirá
100 milhões de graus Kelvin, e a reação triplo-α,
descoberta pela americano
Edwin Ernest Salpeter (1925-2008),
iniciará,
combinando três núcleos de hélio (partículas α)
em um núcleo de carbono
[3m(4He)=1,00065 m(12C)].
O Sol será então uma gigante vermelha,
transformando hélio em carbono no núcleo, e hidrogênio
em hélio em uma fina camada mais externa. A massa do Sol
não é suficiente para que a temperatura do núcleo
alcance um bilhão de K, necessária para queimar o
carbono. Desta forma, a estrutura final do Sol será de
um pequeno núcleo de carbono e oxigênio, com uma camada externa de hélio,
e outra mais externa de hidrogênio. O Sol descenderá então
para a região das anãs brancas.
Como a massa do Sol é
340 mil vezes a massa da Terra, quando ele chegar a fase de
anã branca, com raio próximo ao raio da Terra, sua
densidade será de várias toneladas por centímetro
cúbico. Podemos comparar com a densidade dos elementos
mais densos na Terra, como a platina, com 21 g/cm3,
o ósmio e o irídio, com 22,6 g/cm3.
O princípio da incerteza de Werner Karl Heisenberg (1901-1976),
acoplado ao princípio da exclusão de Wolfgang Pauli (1900-1958),
que diz que dois férmions não podem ocupar o mesmo estado quântico
simultaneamente, forçará os elétrons a altos níveis
de energia e, portanto, altas velocidades, agindo como
a força repulsiva que contrabalança a
atração da gravidade, impedindo que a anã
branca colapse.
Matéria normal:
Matéria degenerada:
A separação entre as partículas é
muito menor que 10-8cm,
o tamanho de um átomo de H.
Para um elétron com Δr=10-11m, v=73 mil km/s,
enquanto que vtérmica (T=100 milhões K)= 68 mil km/s.
Diagrama HR teórico mostrando as diversas fases da
evolução de uma estrela de 5 massas solares,
a partir da seqüência principal (SP), no extremo esquerdo inferior, e
quanto tempo a estrela leva em cada fase, segundo os cálculos de
Icko Iben Jr. (1931-)
A estrela sai da seqüência principal quando 10%
de seu hidrogênio total é transformado em hélio.
Este é o limite Schenberg-Chandrasekhar,
publicado em 1942 pelo brasileiro Mário Schenberg (1916-1990)
Mário Schenberg
e pelo indiano Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995),
e corresponde ao ponto da evolução
de uma estrela em que o balanço de pressão
no núcleo isotérmico não pode ser mais alcançado.
A luminosidade do Sol, isto é, a energia total
emitida pelo Sol é ,
sendo que 1 Joule = 107 ergs.
Como a perda de energia é maior para estrelas
mais massivas,
enquanto que a
energia total é proporcional à massa,
a sequência principal dura
- 10 bilhões de anos para estrelas com a massa do Sol,
- 100 milhões de anos para estrelas com 10 MSol e
- somente 1 milhão de anos para estrelas com 100 MSol.
Quando a estrela atinge o ramo das gigantes,
a zona de convecção
superficial atinge
a região onde o hidrogênio já foi transformado em hélio,
iniciando a primeira dragagem, trazendo material
processado (principalmente N14)
para a atmosfera da estrela.
Quando estas estrelas transformam
o hélio nuclear em carbono, elas saem do ramo das gigantes e
passam para o ramo horizontal. Quando o hélio nuclear foi
todo transformado em carbono, e parte em oxigênio, as estrelas
entram no ramo das supergigantes, chamado também
de Ramo Assintótico das Gigantes (AGB).
Uma segunda dragagem,
trazendo matéria processada para a fotosfera, ocorre quando a estrela atinge
o ramo gigante assintótico (AGB), e ainda uma terceira ocorre se
a estrela tem massa superior a 3 MSol.
Após passar outras centenas de milhares de anos
no ponto superior direito deste diagrama, chamado de
ramo gigante assintótico (AGB), a estrela ejetará uma
nebulosa planetária,
e o núcleo remanescente será uma estrela
anã branca.
Diagrama HR teórico mostrando o caminho evolucionário de
uma estrela até a fase de anã branca. Não importa
se a estrela inicia sua evolução com 1 ou 5 massas
solares, a anã branca formada terá menos de 1
MSol.
Na seqüência de esfriamento
das anãs brancas, estão indicadas as três faixas de temperatura
em que encontramos as anãs brancas variáveis
(DOV, DBV e DAV). As variações
observadas nestas estrelas permitem, pelas técnicas de sismologia,
o estudo de seus interiores.
Isócronas para
os modelos teóricos calculados por Leo Girardi para a evolução de estrelas
até a fase de anã branca. Os modelos têm metalicidade solar
e as idades vão de log(idade/ano)=6,6 (superior) a 10,3
(inferior), em intervalos de 0,3.
Recapitulando, se a estrela se formar com massa entre 0,8 e 8 a 10 MSol,
após
consumir o hidrogênio no centro, a estrela passará pela fase de gigante
e depois de supergigante, ejetará uma nebulosa planetária, e terminará
sua vida como uma anã branca,
com massa da ordem de 0,6 MSol,,
raio de cerca de 10 000 km e densidade
de ρ=106g/cm3.
Estrelas entre 8 a 10 e 25 MSol
Quanto maior a massa das estrelas mais rápido elas evoluem:
uma estrela de 10 massas solares sai da seqüência principal
em 100 milhões de anos.
Depois de transformar o He em C na fase de gigantes, passam para a fase de
supergigantes, com temperaturas nucleares de alguns bilhões
de Kelvin, permitindo que os processos
de acréscimo de partículas
α
ao C produzam sucessivamente
O16, Mg24, Si28, S32,
Cl35, Ca40, Sc45, Ti48,
..., Fe56
em poucos anos (C em Mg, Ne, Na em cerca de 1000 anos, O em Ne, Si, S em anos, Si em Fe em dias).
Este processo termina em Fe56
porque
a energia de ligação do ferro é a mais
alta, de modo que quando um Fe56 captura um
fóton, ao invés de liberar energia, ele se rompe,
concluindo a evolução estelar com a
explosão de uma supernova (P=NkT, Nfinal=56Ninicial, Pfinal=56Pinicial).
De acordo com
Stephen J. Smartt (2009, Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 47, 63)
uma supernova ocorre se a massa inicial for acima de 8±1 MSol.
Já Ken'ichi Nomoto, Chiaki Kobayashi, Nozomu Tominaga (2013, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 457)
estimaram que entre 11± 1 a 25 MSol,
ela ejetará a maior parte de sua massa em uma
explosão de supernova, e terminará sua vida como uma estrela
de nêutrons,
com uma temperatura superficial acima de 1 milhão
de graus K,
massa de cerca de 1,46 MSol,
raio de cerca de 20 km e densidade de ρ=1014g/cm3.
A compressão do núcleo leva à colisão dos elétrons e prótons, causando o decaimento β inverso, transformando os
prótons em nêutrons, em alguns segundos.
A separação entre os nêutrons é da ordem do tamanho do nêutron,
um fentometro (10-15m).
A pressão é mantida pelo gás de nêutrons degenerado (mn=1839 me →
REN=1/1000 Rab). O elemento químico estável de maior
massa conhecido na Terra é o bismuto 209Bi83 -
o urânio 238U92 é o mais pesado que ocorre naturalmente -
mas uma estrela de nêutrons tem A=1057.
Uma das primeiras ocorrências de
colapsos violentos de estrelas massivas foi registrada
em 1054 d.C., pelos chineses, que observaram
a explosão da estrela no centro da nebulosa do Caranguejo,
sem saber que se tratava de um colapso. Muitos destes
colapsos, que chamamos de supernova, foram observados
em outras galáxias. A última observada a olho nu
foi a
SN1987A,
descoberta por Ian Shelton no Chile em 23 de fevereiro de 1987,
na galáxia anã
satélite de nossa
galáxia, a Grande Nuvem de Magalhães.
Como a estrela está a 168 mil anos-luz de distância, a explosão de fato
ocorreu em 166 013 a.C.
A estrela Rigel,
na constelação do Órion, tem as mesmas cores
da Sanduleak 69, a precursora of SN1987A.
Como ela tem V=0 e está a 400 anos-luz de distância,
quando ela explodir ela deverá alcançar V=-11 e será
tão brilhante quanto a Lua.
A supergigante vermelha Betelguese,
também no Órion, também está na fase logo
antes de supernova.
A explosão de supernova ocorre porque, após a formação do
núcleo de ferro, o núcleo colapsa violentamente
em alguns segundos, sob o peso de sua própria atração
gravitacional, sem ter outro combustível
para liberar energia nuclear. As camadas superiores,
contendo aproximadamente 90% da massa colapsam
então sobre este núcleo, e após o comprimirem
até o limite das leis físicas, são
empurradas para fora com velocidades de milhares
de quilômetros por segundo. Tanta energia é
liberada em um colapso de supernova que ela
brilha com a luminosidade de uma galáxia de
200 bilhões de estrelas.
Na transformação para estrela de nêutrons, ocorrem dois problemas:
- Problema do Momentum Angular de Rotação:
aumenta por 1/(100 0002), onde
Ω é a velocidade angular de rotação.
- Problema do Fluxo Magnético:
aumenta por 1/(100 0002), onde B
é o campo magnético.
A figura mostra o ciclo de pulsos em raios-γ do pulsar Vela, com período de 89 ms.
Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá
luz direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos, como um farol,
e será um pulsar.
Simulação da aproximação a um pulsar, mostrando o
feixe de luz orientado com os pólos magnéticos.
Simulação da explosão de uma estrela massiva ao atingir
o estágio de supernova. Animação de NASA/CXC/D.Berry & A.Hobart.
A segunda imagem mostra as imagens em raio-X obtidas pelo satélite
Chandra da Nebulosa do Caranguejo (M1). Detectada em 1054
pelos chineses, está a
uma distância de 6500 anos-luz de nós.
Imagem da NASA/JPL-Caltech/Digital Sky Survey de Cassiopeia A, um remanescente de
supernova que está a 1000 anos-luz de distância. Em azul
a imagem de mais alta energia obtida pelo NuSTAR e em vermelho
e verde as de mais baixa energia, mas ainda no raio-X, do Chandra.
A primeira imagem é uma composição de imagens
infravermelho obtido pelo observatório espacial Spitzer (em vermelho),
ótico pelo Telescópio Espacial Hubble (em amarelo), e no raio-X,
pelo observatório espacial Chandra (em azul e verde). A segunda imagem, do
Observatório Chandra de raio-X
imageia os elementos Si, Ca e Fe
na nebulosa em torno da supernova Cassiopeia A,
que deveria ter sido vista há 300 anos mas está a 10 mil anos-luz de distância.
Não existe registro histórico desta supernova, de modo que ela
deve ter sido ocultada por poeira.
A estrela compacta no interior da nebulosa pode ser uma estrela de quarks
ou uma estrela de nêutrons com um manto de carbono
[Wynn Ho e Craig Heinke (2009, Nature, 5 Nov)].
Florian Hanke, B. Müller, A. Wongwathanarat, A. Marek & Hans-Thomas Janka pulicaram em 2013 o artigo
SASI Activity in Three-Dimensional Neutrino-Hydrodynamics Simulations of Supernova Cores, no
Astrophysical Journal 770, 66,
mostrando o cálculo tridimensional do colapso do núcleo..
Em fevereiro de 1987,
vários detectores aqui na Terra registraram
os neutrinos associados à explosão da supernova
SN1987A, que está a 168 mil anos-luz de distância.
Os nêutrons, tendo o mesmo spin dos elétrons, obedecem
também ao princípio da exclusão de Pauli,
mas sendo 2000 vezes mais massivos, podem ser
comprimidos a distâncias 2000 vezes menores do que
os elétrons em uma anã branca.
Os nêutrons formam então um gás de nêutrons
degenerados, que podem parar o colapso da supernova,
se a massa inicial da estrela na seqüência principal
for menor do que cerca de 25 massas solares.
O diâmetro deste núcleo é de cerca de 20 km,
e forma uma estrela de nêutrons, como a encontrada no
centro da nebulosa do Caranguejo.
Depois deste espetáculo,
a supernova começa a esmaecer, deixando como
resíduo, se não houver disrupção total,
um núcleo extremamente compacto,
uma estrela de nêutrons.
Combinação de três imagens da estrela de nêutrons
RXJ185635-3754 observada pelo Telescópio Espacial Hubble em três data
diferentes, mostrando que esta estrela de magnitude 26 localizada a 200 anos-luz
na constelação de Corona Australis, se movimenta em relação às
estrelas de fundo. O campo da imagem é de 8,8 segundos de arco de extensão.
A explosão de supernova que gerou esta estrela de nêutrons ocorreu há um bilhão
de anos, provavelmente de uma estrela companheira de Zeta Ophiucus.
Para estas estrelas acima de 10 massas solares na
sequência principal, mesmo a pressão
de degenerescência dos elétrons é
muito pequena para parar o colapso no estágio
de uma anã branca. Os elétrons livres são
forçados para dentro do núcleons pelas
imensas forças gravitacionais produzidas pelo colapso
das camadas externas. O decaimento β
inverso
então transforma os pares de elétrons e prótons
em nêutrons, libera uma imensa quantidade de neutrinos,
que pode ser observada aqui na Terra.
As estrelas de nêutrons foram preditas teoricamente por
Walter Baade (1893-1960) e Fritz Zwicky (1898-1974) em 1934, no Physical Review, 45, 138.
Em 1938, Julius Robert Oppenheimer (1904-1967), que em 1941 lideraria
o Projeto Manhattan para a construção da bomba atômica,
e George Michael Volkoff (1914-2000)
demonstravam que, teoricamente, as estrelas de nêutrons também
tinham uma massa máxima, próxima de 1,4 MSol.
Estrelas acima dessa massa se condensariam
a uma singularidade, um buraco negro.
A primeira estrela
de nêutrons foi detectada em
1967, quando a doutoranda da Universidade de Cambridge
Susan Jocelyn Bell Burnell
(1943-),
trabalhando em um experimento proposto por Antony Hewish (1924-),
no Mullard Radio Astronomy Observatory em Cambridge, Inglaterra,
descobriu que certos sinais pulsados de rádio chegavam com enorme precisão
a cada 1,33728 segundos, vindos da constelação
de Vulpecula
[CP 1919=PSR 1919+21, duração do pulso de 0,04 s;
Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source,
Antony Hewish (1924-), Susan Jocelyn Bell (1943-), John D. H. Pilkington, Paul F. Scott, & R. A. Collins,
Nature, 217, 709 (1968)].
A maioria dos astrônomos da época
acreditava que estes pulsos eram devido a pulsações
radiais de estrelas, mas Thomas Gold (1920-2004) calculou que
pulsações deste tipo decairiam muito rapidamente,
e sugeriu que os pulsares eram estrelas de nêutrons
em rotação, com forte campo magnético (Nature, 218, 731, 1968). Hewish recebeu o prêmio Nobel em 1974
pela descoberta dos pulsares.
Mas a maioria das estrelas de nêutrons não são pulsares,
pois sua emissão de rádio já terminou há muito tempo,
já que sua vida média é de só 10 milhões de anos,
a não ser que
esteja em uma binária.
Até 2013, 2213 pulsares
foram catalogados,
com períodos entre 1,4 ms e 8,5 segundos, muitos detectados
no Rádio Telescópio de Arecibo.
No catálogo de pulsares com milisegundos constam 414 pulsares
com períodos de rotação menores que 30 ms e campos magnéticos superficiais menores que 1011 Gauss, em 23 de maio de 2017.
30 objetos com campos magnéticos maiores são chamados de magnetares, e estão catalogados pelo McGill Pulsar Group.
Richard N. Manchester, 2006, Advances in Space Research, Volume 38, p. 2709 lista
126 membros de sistemas
binários e 99 associados com cúmulos globulares.
A massa média das estrelas de nêutrons em 61 sistemas binários é
1,46 ± 0,30 MSol, de acordo com
C. M. Zhang, J. Wang, Y.H. Zhao, H. X. Yin, L.M. Song, Débora Peres Menezes (UFSC), Dayal T. Wickramasinghe, Lilia Ferrario, & P. Chardonnet,
2011, Astronomy & Astrophysics, 527, 83.
Modelo de um pulsar mostrando o eixo magnético inclinado com relação
ao eixo de rotação.
Curva de luz em alta energia do pulsar Geminga, obtido com o
Energetic Gamma Ray Experiment Telescope
a bordo do Compton Gamma Ray Observatory (30 MeV a 30 GeV).
Curva de luz do pulsar do Caranguejo no óptico, obtido com o telescópio de 6m russo.
Considerando-se os pulsares como estrelas de nêutrons girando rapidamente e com alto campo magnético, a
emissão em rádio é produzida por um par de plasma sobre as calotas polares da estrela de nêutrons, oriundos
do cascata de partículas depois da aceleração de elétrons e pósitrons no intenso campo
elétrico e magnético (Duncam Ross Lorimer & Michael Kramer 2005,
Handbook of Pulsar Astronomy, Cambridge University Press).
Evan F. Keane
& Michael Kramer, 2008,
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society estimam um total de
2± 3 supernovas por colapso de núcleo/século, que implica em (155 mil ± 6 mil) estrelas de nêutrons
na Galáxia.
Simulação da deflagração do núcleo de uma supernova.
O centro está representado pelo canto inferior esquerdo.
O evento
dura somente 1/10 de segundo e durante o qual quase toda a energia
gravitacional é convertida em neutrinos, que se difundem para fora
do núcleo em aproximadamente 10 segundos. Nos modelos
teóricos, a deflagração ocorre
se a queima do carbono se dá quando os elétrons do núcleo
estão degenerados, já que um núcleo degenerado não
se expande quando a temperatura aumenta. Para estrelas
com massas até 7 massas solares, os modelos indicam que
o início da queima do carbono se dá com os elétrons degenerados.
Estrelas acima de 25 MSol
As estrelas Wolf-Rayet, oriundas da evolução de estrelas
de alta massa (acima de 25MSol), têm temperaturas efetivas Tef≃30 000 a 60 000K,
são variáveis e têm um envoltório
de poeira e gás ejetado da estrela pela forte pressão de
radiação (dM/dt ≃2 a 10 ×10-5
MSol/ano ≃ 10 massas da Terra por ano).
As estrelas Wolf-Rayet foram descobertas
em 1867 pelos franceses Charles J.F. Wolf (1827-1918)
e Georges A.P. Rayet (1839-1906)
por apresentarem linhas de emissão no
espectro.
Karel A. van der Hucht publicou em 2006 o
The Seventha Catalogue of Galactic Wolf-Rayet stars,
no Astronomy & Astrophysics, 458, 453, contendo 298 estrelas. Cerca de
350 WR já tinham sido detectadas em outras galáxias.
O Catálogo de estrelas tipo O, de J. Maíz Apellániz et al. (2013), publicado em Massive Stars from α to Ω, listava 611 estrelas na Galáxia.
O catálogo de Junho de 2023, incluindo os dados do Gaia DR3, lista 669 estrelas WR, sendo 112 nas Nuvens de Magalhães (Paul A. Crowther, G. Rate & Joachim M. Bestenlehner, 2023, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society).
As estrelas O2V apresentam no espectro linhas de N IV, com
potencial de ionização de 77 eV e, portanto, requerem
Tef > 60 000 K. Estas estrelas vivem
menos de 2 milhões de anos na sequência principal e,
porisso, somente 45 estrelas O2V e O3V eram conhecidas,
10 na nossa Galáxia, 1 na Pequena Nuvem de Magalhães
e 34 na Grande Nuvem de Magalhães, sendo que 22 estão
na nebulosa de 30 Dourados.
Para as estrelas massivas,
a fase de gigante e supergigante são contíguas, sem
nenhum evento que marque o início da queima de hélio, do carbono,
do oxigênio, do neônio, do magnésio, do silício,
e assim sucessivamente, até transformar o núcleo em ferro.
Quando o núcleo chega a ferro, não há mais como extrair energia
através de reações de fusão nuclear, e a estrela colapsa,
ejetando a maior parte de sua massa como supernova.
Mas este tipo de
supernova, chamado de Supernova tipo II,
ejeta menos de 0,1 MSol em Fe, já que o Fe
nuclear se fotodesintegra.
Se não houver disrupção total, o que resta será
uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Simulação dos efeitos de lente gravitacional, que faz com que
o disco de matéria em volta do buraco negro em rotação apareça acima e abaixo dele, e do deslocamento Doppler e gravitacional, que tornam o lado direito
(se afastando de nós) mais escuro e mais amarelo, publicado por
Oliver James, Eugénie von Tunzelmann, Paul Franklin & Kip S. Thorne no artigo
Gravitational lensing by spinning black holes in astrophysics, and in the movie Interstellar,
em 2015 no
Classical and Quantum Gravity, 32, 065001.
Imagem em raio X, em falsa cor, do remanescente da supernova observada
em 1572 por Tycho Brahe. Esta imagem foi obtida pelo satélite
Chandra. Em azul estão representados os raios-x de mais alta energia.
O remanescente está a cerca de 7500 anos-luz,
na constelação de Cassiopéia, e tem uma extensão de cerca de 20
anos-luz.
Em 14/05/2008, a NASA anunciou a descoberta da última supernova a
explodir em nossa Galáxia, G1.9+0.3, detectada pelo
satélite de raio-X Chandra (de 2007, em laranja)
e por imagens do rádio telescópio VLA
(de 1985, em azul),
que deveria ter sido vista em 1868 mas
estava escondida por uma nuvem de pó próxima do centro da Via Láctea.
A estrela está a 25 mil anos luz, na direção da constelação
do Sagitário (Stephen P. Reynolds, Kazimierz Borkowski, Dave A. Green, Una Hwang, Ilana Harrus & Robert Petre, 2008, Astrophysical Journal Letters).
A anterior é Cassiopéia A, de 1680, mas pelo estudo de outras galáxias
sabemos que o intervalo de ocorrência é da ordem de 50 anos.
Simulação de um buraco negro.
Se a estrela iniciar sua vida com massa entre 25 e 100 MSol,
após
a fase de supernova provavelmente restará
um buraco
negro, com massa da ordem de
6 MSol,
e raio do horizonte de 18 km.
O raio do horizonte,
ou raio de Schwarzschild
[Karl Schwarzschild (1873-1916)], é a distância ao buraco negro dentro da
qual nem a luz escapa:
= . Para algumas estrelas massivas,
os modelos de deflagração da explosão de supernova prevêem
dispersão total da matéria.
Um candidato a buraco negro estelar é a
estrela Cygnus X1, descoberta pelo satélite de raios-X Uhuru
(liberdade em Swahili, a língua do Quênia, onde o satélite foi lançado em
12.12.1970).
Tom Bolton descobriu que o sistema consiste da
- estrela supergigante azul O9.7Iab HD226868,
(RA=19h58m21,676s DEC=+35°12′05,78′′, V=8,9)
com 19±2 massas solares,
- orbitando uma massa de cerca de 15±1 massas solares
(Jerome A. Orosz et al., 2011), invisível no ótico,
- com período de 5,6 dias e a=0,128 UA:
Esta companheira compacta é muito mais massiva que o maior limite teórico,
de 4,3 massas solares, de uma estrela de nêutrons.
Cygnus X-1 é a mais brilhante fonte de raios X duros (E>20 keV) persistente,
e está a (1860±120) pc (6100 anos-luz)
(Mark J. Reid et al. 2011).
Outros buracos negros estelares foram
detectados em sistemas binários que emitem raio-X, do
gás da estrela companheira acelerado pelo buraco negro.
Algumas
massas de estrelas de nêutrons e de
buracos
negros medidas:
Sistema |
Porbital |
f(M) |
Doador |
Classificação |
Massa |
|
[dias] |
|
Tipo Espectral |
|
[MSol] |
GRS 1915+105
|
33.5 | 9.5±3.0 | K/MIII | LMXB/Transiente | 14±4 |
V404 Cyg | 6.471 | 6.09±0.04 | K0IV | | 12±2 |
Cyg X-1 | 5.600 | 0.244±0.005 | 09.7Iab | HMXB/Persistente | 15±1 |
LMC X-1 | 4.229 | 0.14±0.05 | 07III | | >4 |
XTE J1819-254 | 2.816 | 3.13±0.13 | B9III | IMXB/Transiente | 7.1±0.3 |
GRO J1655-40 | 2.620 | 2.73±0.09 | F3/5IV | | 6.3±0.3 |
BW Cir
|
2.545 | 5.74±0.29 | G5IV | LMXB/Transiente | >7.8 |
GX-339-4 | 1.754 | 5.8±0.5 | KIV | | >7 |
LMCX-3 | 1.704 | 2.3±0.3 | B3V | HMXB/Persistente | 7.6±1.3 |
XTE J1550-564 | 1.542 | 6.86±0.71 | G8/K8IV | LMXB/Transiente | 9.6±1.2 |
4U 1543-475 | 1.125 | 0.25±0.01 | A2V | IMXB/Transiente | 9.4±1.0 |
H 1705-250 | 0.520 | 4.86±0.13 | K3/7V | LMXB/Transiente | 6±2 |
GS 1124-684 | 0.433 | 3.01±0.15 | K3/5V | | 7.0±0.6 |
XTE J1859+226 | 0.382 | 7.4±1.1 | K5V | | 7.7±1.3 |
GS 2000+250 | 0.345 | 5.01±0.12 | K3/7V | | 7.5±0.3 |
A 0620-003 | 0.325 | 2.72±0.06 | K4V | | 11±2 |
XTE J1650-500 | 0.321 | 2.73±0.56 | K4V | | 5.1 |
GRS 1009-45 | 0.283 | 3.17±0.12 | K7/M0V | | 5.2±0.6 |
GRO J0422+32 | 0.212 | 1.19±0.02 | M2V | | 4±1 |
XTE J1118+480 | 0.171 | 6.3±0.2 | K5/M0V | | 6.8±0.4 |
Buracos Negros Estelares de acordo com Jorge Casares, 2007,
Proceedings IAU Symposium No 238, p.3. Mais recente:
Grzegorz Wiktorowicz,
Malgorzata Soboloweska, Aleksander Sadowski &
Krzysztof Belczynski,
2015, Astrophysical Journal, 810, 20.
Para o microquasar SS 433, com período orbital de 13,08 dias, M. G. Bowler, (2018, Astronomy&Astrophysics, 619, L4) encontra para o objeto compacto M=15±2 M
Sol e função de massa 0,7.
Imagem da NASA/JPL-Caltech/Digital Sky Survey da galáxia IC 342 obtida com
o satélite de alta energia NuStar (em rosa), mostrando o raio-X de
buracos negros acretando massa.
Em 14 de setembro de 2015, o
O Observatório Interferométrico de Ondas Gravitacionais (LIGO)
com detectores gêmeos, cada um
com duas câmaras de vácuo perpendiculares com 4 km de comprimento cada,
um sistema na Lousiana e outro no estado de Washington,
detectou pela primeira vez na Terra as ondas gravitacionais
- ondulações no espaço-tempo -
previstas por Einstein em 1916,
causadas pela coalescência de dois buracos negros estelares, um com (35±4) e outro com (30±4) MSol, no núcleo de uma galáxia distante.
LIGO detectou a segunda coalescência de buracos negros estelares através de ondas gravitacionais em 26 de dezembro de 2015,
poucos meses depois da primeira detecção. Desta vez eram buracos negros de 8 e 14 massas solares, resultando em um buraco negro de 21 massas solares, e convertendo uma massa solar
em energia. O sinal detectado durou 1 segundo, e a fonte está a uma distância de cerca de 1,3 bilhões de anos-luz. O artigo foi publicado no
Benjamin P. Abbott e a Colaboração LIGO. Physical Review Letters 116, 241103 (2016).
Em 4 de janeiro de 2017, detectaram o terceiro, formando um buraco negro com 50 massas solares.
O Virgo, um interferometro com 3 km de extensão, perto de Pisa, na Itália, e o KAGRA no Japão, também com 3 km, completam
a colaboração. No artigo de 2022, eles detalham a detecção de 76 sistemas, e mostram que a distribuição de massas de estrelas de nêutrons vai de 1,2 a 2.0 M⊙.
O movimento do gás e das estrelas no núcleo de nossa Galáxia, a
Via Láctea, indica que ali
existe um
buraco negro com massa de 4,0 milhões de massas solares.
À esquerda, imagem do centro da Galáxia obtida no infravermelho com um telescópio
de 8,2 m do European Southern Observatory por Rainer Schödel et al.
(2002, Nature, 419, 694).
As
setas indicam o centro da Via Láctea, onde uma estrela, chamada S0-2,
com 15 vezes a massa do Sol e período orbital de 15,2 anos,
passa em 2018 a
17 horas-luz (120 U.A., 3 vezes o raio da órbita de Plutão)
do buraco negro central, que tem cerca de 4 milhões de massas solares. A velocidade da estrela chega a cerca de 30 milhões km/h (2,5% c).
À direita, simulação da série de observações de estrelas dentro de 1 parsec do centro galático,
do Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik,
combinando as medidas de Reinhard Genzel (1952-) e Andreas Eckart, do Max Planck, com dados do 3.6m NTT e 8.2m do VLT
(Stefan Gillessen et al. 2009, Astrophysical Journal, 692, 1075) no
ESO,
e Andrea Mia Ghez (1965-) da Universidade da California Los Angeles, com dados do 10m Keck.
A órbita fechada na figura é da estrela SO-2, orbitando Sagittarius A*.
Em 12 de maio de 2022 os astronomos do
Event Horizon Telescope divulgaram a primeira imagem do buraco negro no centro da nossa Galáxia,
usando a combinação de dados dos radio telescópios:
Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), Atacama Pathfinder Experiment (APEX), IRAM 30-meter Telescope, James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), Large Millimeter Telescope Alfonso Serrano (LMT), Submillimeter Array (SMA), UArizona Submillimeter Telescope (SMT), South Pole Telescope (SPT), obtidas em 2017. O diâmetro do horizonte de evento (sombra na imagem) é de 20 microsegundos de arco.
Os buracos negros massivos formados por estrelas primordiais, de População III, colidem e crescem, formando os buracos negros supermassivos detectados nos núcleos de galáxias.
Considerando que o
WMAP
demonstrou que as primeiras estrelas nasceram
quando o Universo tinha 400 milhões de anos (chamada
época da reionização) e, portanto, antes da formação das
primeiras galáxias,
os primeiros buracos negros se formaram antes das galáxias.
Depois de formados, os buracos negros crescem pelos mergers de buracos negros, mergers de galáxias e por acresção de matéria.
Coalescência de buracos negros (Imagem: MPI for Gravitational Physics/W.Benger-ZIB)
Se a estrela iniciar
sua vida com massa acima de 100 MSol,
a partir de uma nuvem que já contenha alguns metais,
como Eta Carinae, da grande região de formação estelar de Carina,
ela ejetará a maior parte de sua massa ainda na seqüência
principal, por pressão de radiação, e depois evoluirá como
uma estrela de até 100 MSol.
Eta Carinae teve várias ejeções de massa por volta de 1843, quando
tornou-se tão brilhante quanto Sírius, e o homúnculo em sua volta
tem cerca de 12,5 massas solares.
A supernova
super-brilhante 2006gy
foi causada pelo colapso de uma estrela massiva.
Se a supernova fosse devido ao colapso de uma anã-branca, ela deveria ter sido 1000× mais
brilhante em raio-X do que detectado pelo Chandra.
Na imagem no ótico à esquerda, a fonte mais fraca é o núcleo
da
galáxia S0/Sa NGC 1260,
a 238 milhões de anos-luz de nós.
No raio-X, as duas fontes são parecidas.
Cada imagem tem 2,5 segundos de arco.
A energia emitida, 1×1051 ergs, corresponde a 22 MSol de 56Ni.
Os elementos químicos gerados por reações nucleares no
interior das estrelas,
tanto por fusão nuclear levando até o Fe e
elementos mais
pesados gerados por acréscimo de nêutrons,
são ejetados nas explosões de supernovas,
e pelas perdas contínuas de massa durante a evolução das estrelas,
produzindo a evolução química do Universo, e gerando o carbono
e outros elementos
que mais tarde colapsam formando planetas
terrestres e até seres humanos.
Massa Inicial | Objeto Compacto | Massa Final |
até 10 MSol | Anã Branca | Menor que 1,4 MSol |
10 a 25 MSol | Estrela de Nêutrons | 1,4 MSol |
acima de 25 MSol | Buraco Negro | 5 a 13 MSol |
Pelo menos 50% de todas as estrelas nascem em sistemas binários ou múltiplos. Cerca de 75% destes sistemas
estão afastados o suficiente para que suas estrelas evoluam como estrelas isoladas, mas nos 25% restantes,
quando a estrela de maior massa atinge o ramo das gigantes ou supergigantes, ocorre
transferência de massa entre elas e a geração de um envelope comum
(Bart Willems & Ulrich Kolb 2004,
Astronomy and Astrophysics, v.419, p.1057).
Modelos de evolução de estrelas isoladas em linha contínua, e de binárias interagentes calculados por Alina Istrate em linhas pontilhadas.
Se uma anã branca com massa superior a 0,8 MSol
fizer parte de um sistema binário próximo, é possível que, quando a
estrela companheira se expandir na fase de gigante ou supergigante,
transfira parte de sua massa para a anã branca a tal ponto que a
massa da anã branca ultrapasse a massa de Chandrasekhar. Neste caso
a anã branca explodirá como supernova tipo Ia,
e cerca de 0,6 MSol
será ejetado ao meio interestelar na forma de Fe, produzido durante
a explosão. Esta é a maior fonte de Fe conhecida. Na foto, a SN1604
observada por Johannes Kepler em 17 de outubro de 1604, e que ele publicou no livro De Stella nova in pede Serpentarii.
As SNIa
também podem ser originárias da coalescência de duas anãs brancas.
Massa (MSol) | Evolução | Final |
até 0,08 | não queima (reação termo-nuclear) H | anã marrom |
0,08 a 0,45 | só queima H | anã branca de He |
0,45 a 8 | queima H e He | anã branca de C/O |
8 a 11 | deflagração do C ou colapso por captura de elétrons | disrupção total ou estrela de nêutrons |
11 a 100 | queima H,He,C,Ne,O,Si | estrela de nêutrons ou buraco negro |
acima de 100 | criação de pares, SN | disrupção total ou buraco negro |
Abundâncias no Sol
Populações Estelares
Walter Baade
[Wilhelm Heinrich Baade (1893-1960)],
estudando a galáxia Andrômeda,
notou que podia distinguir claramente as
estrelas azuis nos braços
espirais da galáxia, e
propôs o termo População I
para estas estrelas dos braços, e
População II para as estrelas vermelhas
visíveis no núcleo da galáxia. Atualmente, utilizamos essa
nomenclatura mesmo para estrelas da nossa Galáxia e
sabemos que as estrelas de População I são estrelas
jovens, como o Sol, com menos de 5 bilhões de anos,
ricas em metais, isto é, com conteúdo
metálico (qualquer elemento acima do He) de cerca de 2%,
enquanto que a População II corresponde a estrelas
velhas, com cerca de 10 bilhões de anos, e pobres em metais,
isto é, com menos de 1% em metais.
Sumário das propriedades das populações estelares
Propriedade | População I | População II |
Localização | disco e braços espirais | bojo e halo |
Movimento | confinado ao plano | se afastando do plano |
| órbitas quase circulares | órbitas excêntricas |
Idade | < 7 ×109 anos |
> 7 ×109 anos |
Abundância de
elementos pesados | 1 - 2 % | 0,1 - 0,01% |
Cor | azul |
vermelha |
Exemplos | estrelas O,B | estrelas RR Lyrae |
| aglomerados abertos | aglomerados globulares |
| regiões HII | nebulosas planetárias |
Estrelas de População III são, por definição, as primeiras
estrelas formadas na galáxia. Nos modelos homogêneos
de Universo, a nucleosíntese
do Big Bang só formou 10-13 a 10-16
de carbono, lítio
e berílio, além do hidrogênio, deutério e hélio.
Existem modelos assimétricos de Big Bang, com flutuações
de densidade, que formam quantidades pequenas até de ferro, mas
estes modelos prevêm que nestas regiões de maior densidade
a quantidade de hélio, por massa, deveria ser de 36%, enquanto só
medimos quantidades próximas de 25%, como
previsto nos modelos homogêneos.
Portanto as estrelas de população III deveriam ter
[Fe/H]<-10, onde a nomenclatura [X] = logX
- logXSol.
As estrelas de menor metalicidade
conhecidas na nossa Galáxia
são
- a estrela SMSS J031300.362670839.3, com Tef=5125 K, descoberta por
Stefan C. Keller e colaboradores (2014, Nature, doi:10.1038/nature12990),
com
[Fe/H]=log(NFe/NH-(log(NFe/NH)Sol<-7,1,
mas com Mg (-4,3), C (-2,4) e Ca (-7,2) detectáveis.
-
a estrela de sequência principal HE1327-2326
com
[Fe/H]=log(NFe/NH-(log(NFe/NH)Sol=-5,4±0,2
(Anna Frebel, Wako Aoki, Norbert Christlieb, Hiroyasu Ando, Martin Asplund,
Paul S. Barklem, Timothy C. Beers, Kjell Eriksson, Cora Fechner,
Masayuki Y. Fujimoto, Satoshi Honda, Toshitaka Kajino, Takeo Minezaki,
Ken'ichi Nomoto, John E. Norris, Sean G. Ryan, Masahide Takada-Hidai,
Stelios Tsangarides & Yuzuru Yoshii.
2005, Nucleosynthetic signatures of the first stars, Nature, 434, 871),
-
a gigante do halo
HE 0107-5240, com [Fe/H] = -5,3±0,2 e massa 0,8 MSol,
- SDSS J102915+172927 com [Fe/H]= -4.99,
sem enriquecimento de carbono (Cau et al. 2011, Nature 477, 67).
-
as gigante CD-38:245, com [Fe/H]=-4,0 e
e
2MASS J18082002-5104378 (V = 11.9), com [Fe/H] = -4.1 dex
(
Jorge Meléndez, Vinicius M. Placco, Marcelo Tucci-Maia, Iván Ramírez, Ting S. Li, e Gabriel Perez,
2016,
Astronomy & Astrophysics, 585, L5);
- algumas estrelas de sequência
principal, como a G64-12, com [Fe/H] = -3,5 dex
(Norbert Christlieb,
Michael S. Bessell, Timothy C. Beers, Bengt Gustafsson,
Andreas J. Korn,
Paul S. Barklem, Torgny Karlsson, Michelle Mizuno-Wiedner
& Silvia Rossi, 2002, Nature, 419, 904).
Desde 2001
estão disponíveis modelos teóricos de estrelas de População III,
que indicam que, por não terem metais, não formam grãos e portanto não
têm perda de massa na sequência principal de idade zero, e se formam
com massa de até 1000 massas solares!
Cadeia de reações primordiais.
Estas estrelas supermassivas
evoluem rapidamente e, se não se tornam buracos negros mantendo
toda a massa, poluem rapidamente o meio interestelar.
O aglomerado R136 na região de 30 Dorados tem uma densidade
central ρ>1,4×104 massas solares/parsec3.
Sung-Chu Yoon, A. Dierks e Norbert Langer, no seu artigo de 2012 no Astronomy &
Astrophysics, 542, 113, calculam o efeito de rotação e campos magnéticos
nos modelos de população III com até 1000 massas solares.
Bram P. Venemans e colaboradores publicaram no
em 2012 no Astrophysical Journal 751, L25, a detecção
de carbono atômico [CII] em um objeto com z=7,1,
isto é, quando o Universo tinha 780 milhões de anos.
Tohru Nagao e colaboradores, usando o ALMA (Atacama Large Millimeter Array)
detectaram nitrogênio, além de carbono, em uma galáxia
a uma distância de 13 bilhôes de anos-luz.
Mas Masami Ouchi e colaboradores publicaram em 2013, no Astrophysical Journal, 778, 102
que não detectaram carbono em uma galáxia com
z=6,6 (idade 860 milhões de anos), embora ela esteja formando 100 massas solares/ano em estrelas.
André Maeder, no seu artigo de 1992 no Astronomy & Astrophysics, 264, 105,
calcula a massa final vs massa inicial das estrelas, assumindo uma taxa de
perda de massa dependente da metalicidade, já que a pressão de radiação
é muito mais efetiva em ejetar as partículas grandes (metálicas) em
comparacão com H e He. Ele também calcula a contribuição (
yield)
destas estrelas
ao meio interestelar, incluindo o vento estelar durante sua vida e
sua ejeção final, mas levando em conta que parte da massa fica no
objeto remanescente.
A simulação, produzida pelo NASA/Goddard Space Flight Center/CI Lab, ilustra
a destruição pela força de maré de uma estrela que se aproxima muito do
horizonte de eventos de um buraco negro. A matéria forma um disco
de acresção em torno do horizonte de eventos, por conservação do
momento angular. No disco ocorre colisão do material e parte da
matéria cai no buraco negro, enquanto outra parte é perdida do sistema,
principalmente pelos jatos causados pelo campo magnético.
A observação da Explosão de Raios-γ Swift J1644+57
em março de 2011 e que pode ser observada por outros
detectores de raios-γ, raios-X e rádio telescópios por vários meses, mostra um fenômeno
como este, ocorrido há 3,9 bilhões de anos em uma galáxia
muito distante.
GRBs (
Gamma Ray Burts), explosões de raios gamas,
são os fenômenos mais energéticos do Universo
(0,1 a 10 MeV), correspondendo a 10
46 a 10
51 ergs,
assumindo um feixe colimado com abertura menor que 10°,
e são classificados como Longos (~30 s) e Curtos (~0,3 s), acontecem em todas as direções mas a grandes distâncias, z~0,1 a 8,3,
e ocorrem a uma taxa de cerca de
10
-5/ano/galáxia, ou cerca de 10
-3
da taxa de supernovas. Pelas observações do brilho prolongado (
afterglows),
desde 1997,
em raio-X, ótico e rádio com
escalas de tempo de dias e anos, os Longos estão associados
com supernovas de estrelas massivas e subsequente formação
de buracos negros estelares e/ou estrelas de nêutrons.
Alguns curtos são
formados pelo colapso de uma estrela de nêutrons em buraco negro,
por acresção de massa.
Próxima: Novas e Supernovas
Próxima: Estrelas variáveis
Volta: Estrelas ou
Astrobiologia
Anterior: Massas Nucleares
Meio Interestelar
Astronomia e Astrofísica
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Modificada em 28 set 2022