Estrelas de Nêutrons

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Para que se inicie o processo de compressão gravitacional em um cluster é preciso que uma nuvem de gás seja suficientemente compacta de forma que a magnitude da energia potencial gravitacional seja maior que a energia cinética interna da nuvem. Essa condição implica numa densidade média crítica para compressão de uma nuvem de massa M dada pela equação:

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onde: k é a constante de Boltzman, T uma temperatura da nuvem, G a constante gravitacional e a massa média das partículas que constituem a nuvem. Essa densidade crítica é conhecida como densidade de Jeans.[pic 2]

A formação de uma estrela a partir da compressão de um aglomerado é dada por estágios. Inicialmente uma nuvem de gás suficientemente massiva se contrai devido à atração gravitacional. Quando sua densidade média excede a densidade de Jeans, pequenas partes da nuvem com massas comparáveis à massa do Sol começam a se contrair de forma independente e a nuvem é fragmentada em diversas partes, chamadas de proto-estrelas.

As proto-estrelas colapsam livremente sem oposição da pressão interna caso a energia potencial gravitacional liberada não seja convertida em energia térmica interna. Isso é possível se uma parte considerável da energia liberada for absorvida pela dissociação das moléculas de hidrogênio e pela ionização dos átomos de hidrogênio.

Quando a maior parte dos átomos de hidrogênio são ionizados a energia potencial liberada é convertida em energia térmica de íons e elétrons. Dessa maneira a pressão interna aumenta e desacelera a contração da proto-estrela, fazendo com que o equilíbrio hidrostático seja uma aproximação bastante razoável.

O processo de contração da proto-estrela ocorre num tempo da ordem de 100 milhões de anos. A temperatura e a pressão no seu centro aumentam até que as condições ideias para deflagração da fusão do hidrogênio sejam atingidas, cessando assim sua contração, pois a energia liberada pela fusão reduz a liberação de energia potencial.

A contração livre de uma proto-estrela também pode ser freada pela pressão dos elétrons degenerados, que são elétrons que ocupam os menores estados de energia possíveis, seguindo o Princípio de Exclusão de Paulli. Os elétrons tornam-se degenerados se a distância média entre eles for comparável com o comprimento de onda de De Broglie típica dos elétrons. Está condição é dada pela desigualdade,

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e implica que quando a densidade da proto-estrela atinge esse valor limite os elétrons tornam-se degenerados e resistem à compressão, pois possuem uma energia cinética mínima que é diretamente proporcional à densidade.

Proto-estrelas com massa inferior a 0,08M⊙ não atingem temperaturas suficientes para deflagrar a queima do hidrogênio em hélio e tornam-se objetos compactos, cuja gravitação é refreada pela pressão dos elétrons degenerados. Por outro lado, proto-estrelas com massa superior a 50M⊙ quebram facilmente pois o equilíbrio hidrostático de estrelas muito massivas depende da pressão do gás de fótons, e como é sabido, o equilíbrio de uma esfera de gás de partículas ultra relativísticas torna-se precário, pois o objeto torna-se fracamente ligado com . [pic 4]

2.2 Evolução estelar

A contração gravitacional é interrompida sempre que é deflagrada a queima do combustível nuclear da estrela. O produto dessas reações pode vir a servir de combustível para o próximo grupo.

As reações termonucleares no interior de uma estrela são dadas por etapas. Cada etapa pode interromper temporariamente a contração se a liberação de energia devido à formação de núcleos mais pesados for suficiente para sustentar a energia potencial.

Núcleos atômicos fortemente ligados estão na região de pico do gráfico apresentado na figura à seguir, que ilustra a energia de ligação por nucleão para núcleos. Portanto, é de se esperar que as reações termonucleares no interior estelar cessem quando os produtos forem elementos perto do ferro, pois núcleos mais pesados produzem elementos que não podem ser fundidos.

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Figura 2. Energia de ligação por nucleão para os núcleos atômicos. Fonte: CHIAPPARINI,Marcelo. Introdução à Física das Estrelas Compactas, p. 29,29 de Novembro de 2016. Notas de Aula.

Estrelas com massa igual a massa solar queimam hidrogênio através de reações do tipo próton-próton, ao passo que estrelas mais massivas queimam hidrogênio através do ciclo carbono-nitrogênio.

Quando a queima de hidrogênio no núcleo da estrela cessa o caroço de hélio começa a contrair. Ao mesmo tempo sua densidade e temperatura começam a aumentar tornando possível a queima do hidrogênio das camadas exteriores. O hélio formado nas camadas externas é depositado no caroço da estrela, que por sua vez torna-se massivo e quente. Se a estrela tiver massa suficiente o núcleo se torna denso e quente a ponto de deflagrar a queima de hélio e produzir carbono.

A fusão do hélio libera uma energia que faz com que o caroço se expanda e resfrie, fazendo então com que as camadas mais externas da estrela sejam contraídas parcialmente. Estrelas que queimam hélio são chamadas de Gigantes Vermelhas.

Gigantes Vermelhas são estrelas superficialmente frias, com caroço central denso e quente, fundindo núcleos de hélio. Para que isso ocorra é preciso que a estrela possua uma massa maior que 0,5M⊙ .

A tabela à seguir mostra os principais estágios da queima nuclear no núcleo das estrelas.

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Tabela 1. Principais estágios da queima nuclear em estrelas. Fonte: CHIAPPARINI,Marcelo. Introdução à Física das Estrelas Compactas, p. 30, 29 de Novembro de 2016. Notas de Aula.

De forma que o hélio vai sendo queimado no núcleo da estrela, uma nova camada de hélio é formada em volta de um núcleo agora formado por carbono e oxigênio. A estrutura estelar tem a forma acebolada na qual a camada mais externa queima hidrogênio, a mais interna queima hélio e um novo núcleo composto agora por oxigênio e carbono.

Estrelas com massas maiores que 8M⊙ conseguem atingir temperaturas suficientemente altas para deflagrar a queima de carbono.

A taxa de conversão de hidrogênio em elementos mais pesados depende da massa da estrela.

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