Figura:9. Uma estrela massiva perto do seu fim
O final das estrelas massivas
Forma¸c˜ao de um caro¸co de Fe inerte no centro da estrela. Esse caro¸co cresce, aumentando sua massa at´e um valor limite MCh , onde sequer
a press˜ao de degenerescˆencia ´e capaz de estabiliz´a-lo perante as for¸cas de gravidade.
MChdepende somente das constantes fundamentais (~, G , etc.), e ficou
conhecido como limite de Chandrasekhar.
Se o caro¸co com M = MCh acrescenta mais um pouco de massa,
dois efeitos acontecem: a) o caro¸co torna-se favor´avel `a captura de el´etrons livres pelos pr´otons dentro dos n´ucleos de Fe; b) f´otons alta- mente energ´eticos come¸cam a quebrar estes n´ucleos em um processo de fotodesintegra¸c˜ao.
Ambos os efeitos reduzem a press˜ao que suporta o caro¸co e ele implode. O colapso continua com produ¸c˜ao abundante de neutrinos, que passam a ser retidos no caro¸co.
O final das estrelas massivas
Forma¸c˜ao de um caro¸co de Fe inerte no centro da estrela. Esse caro¸co cresce, aumentando sua massa at´e um valor limite MCh , onde sequer
a press˜ao de degenerescˆencia ´e capaz de estabiliz´a-lo perante as for¸cas de gravidade.
MChdepende somente das constantes fundamentais (~, G , etc.), e ficou
conhecido como limite de Chandrasekhar.
Se o caro¸co com M = MCh acrescenta mais um pouco de massa,
dois efeitos acontecem: a) o caro¸co torna-se favor´avel `a captura de el´etrons livres pelos pr´otons dentro dos n´ucleos de Fe; b) f´otons alta- mente energ´eticos come¸cam a quebrar estes n´ucleos em um processo de fotodesintegra¸c˜ao.
Ambos os efeitos reduzem a press˜ao que suporta o caro¸co e ele implode. O colapso continua com produ¸c˜ao abundante de neutrinos, que passam a ser retidos no caro¸co.
O final das estrelas massivas
Forma¸c˜ao de um caro¸co de Fe inerte no centro da estrela. Esse caro¸co cresce, aumentando sua massa at´e um valor limite MCh , onde sequer
a press˜ao de degenerescˆencia ´e capaz de estabiliz´a-lo perante as for¸cas de gravidade.
MChdepende somente das constantes fundamentais (~, G , etc.), e ficou
conhecido como limite de Chandrasekhar.
Se o caro¸co com M = MCh acrescenta mais um pouco de massa,
dois efeitos acontecem: a) o caro¸co torna-se favor´avel `a captura de el´etrons livres pelos pr´otons dentro dos n´ucleos de Fe; b) f´otons alta- mente energ´eticos come¸cam a quebrar estes n´ucleos em um processo de fotodesintegra¸c˜ao.
Ambos os efeitos reduzem a press˜ao que suporta o caro¸co e ele implode. O colapso continua com produ¸c˜ao abundante de neutrinos, que passam a ser retidos no caro¸co.
O final das estrelas massivas
Forma¸c˜ao de um caro¸co de Fe inerte no centro da estrela. Esse caro¸co cresce, aumentando sua massa at´e um valor limite MCh , onde sequer
a press˜ao de degenerescˆencia ´e capaz de estabiliz´a-lo perante as for¸cas de gravidade.
MChdepende somente das constantes fundamentais (~, G , etc.), e ficou
conhecido como limite de Chandrasekhar.
Se o caro¸co com M = MCh acrescenta mais um pouco de massa,
dois efeitos acontecem: a) o caro¸co torna-se favor´avel `a captura de el´etrons livres pelos pr´otons dentro dos n´ucleos de Fe; b) f´otons alta- mente energ´eticos come¸cam a quebrar estes n´ucleos em um processo de fotodesintegra¸c˜ao.
Ambos os efeitos reduzem a press˜ao que suporta o caro¸co e ele implode.
O colapso continua com produ¸c˜ao abundante de neutrinos, que passam a ser retidos no caro¸co.
O final das estrelas massivas
Forma¸c˜ao de um caro¸co de Fe inerte no centro da estrela. Esse caro¸co cresce, aumentando sua massa at´e um valor limite MCh , onde sequer
a press˜ao de degenerescˆencia ´e capaz de estabiliz´a-lo perante as for¸cas de gravidade.
MChdepende somente das constantes fundamentais (~, G , etc.), e ficou
conhecido como limite de Chandrasekhar.
Se o caro¸co com M = MCh acrescenta mais um pouco de massa,
dois efeitos acontecem: a) o caro¸co torna-se favor´avel `a captura de el´etrons livres pelos pr´otons dentro dos n´ucleos de Fe; b) f´otons alta- mente energ´eticos come¸cam a quebrar estes n´ucleos em um processo de fotodesintegra¸c˜ao.
Ambos os efeitos reduzem a press˜ao que suporta o caro¸co e ele implode. O colapso continua com produ¸c˜ao abundante de neutrinos, que passam a ser retidos no caro¸co.
O final das estrelas massivas
Estrelas de nˆeutrons
S˜ao corpos estelares com M > 1, 4M que entram em contra¸c˜ao. Neste
caso, a press˜ao de degenerescˆencia n˜ao consegue segurar a gravidade.
Literalmente, pr´otons, nˆeutrons e el´etrons s˜ao esmagados.
As estrelas de nˆeutrons tˆem diˆametros da ordem de algumas dezenas de quilˆometros, dependendo de suas massas.
Estrutura de uma estrela de nˆeutrons
Interior: G´as de nˆeutrons, de alta densidade, an´alogo a um fluido. Exterior: mistura de superfluidos de nˆeutrons. A estrutura ´e uma esp´ecie de s´olido cristalino, similar ao interior de uma an˜a branca.
Estrelas de nˆeutrons
S˜ao corpos estelares com M > 1, 4M que entram em contra¸c˜ao. Neste
caso, a press˜ao de degenerescˆencia n˜ao consegue segurar a gravidade. Literalmente, pr´otons, nˆeutrons e el´etrons s˜ao esmagados.
As estrelas de nˆeutrons tˆem diˆametros da ordem de algumas dezenas de quilˆometros, dependendo de suas massas.
Estrutura de uma estrela de nˆeutrons
Interior: G´as de nˆeutrons, de alta densidade, an´alogo a um fluido. Exterior: mistura de superfluidos de nˆeutrons. A estrutura ´e uma esp´ecie de s´olido cristalino, similar ao interior de uma an˜a branca.
Estrelas de nˆeutrons
S˜ao corpos estelares com M > 1, 4M que entram em contra¸c˜ao. Neste
caso, a press˜ao de degenerescˆencia n˜ao consegue segurar a gravidade. Literalmente, pr´otons, nˆeutrons e el´etrons s˜ao esmagados.
As estrelas de nˆeutrons tˆem diˆametros da ordem de algumas dezenas de quilˆometros, dependendo de suas massas.
Estrutura de uma estrela de nˆeutrons
Interior: G´as de nˆeutrons, de alta densidade, an´alogo a um fluido.
Exterior: mistura de superfluidos de nˆeutrons. A estrutura ´e uma esp´ecie de s´olido cristalino, similar ao interior de uma an˜a branca.
Estrelas de nˆeutrons
S˜ao corpos estelares com M > 1, 4M que entram em contra¸c˜ao. Neste
caso, a press˜ao de degenerescˆencia n˜ao consegue segurar a gravidade. Literalmente, pr´otons, nˆeutrons e el´etrons s˜ao esmagados.
As estrelas de nˆeutrons tˆem diˆametros da ordem de algumas dezenas de quilˆometros, dependendo de suas massas.
Estrutura de uma estrela de nˆeutrons
Interior: G´as de nˆeutrons, de alta densidade, an´alogo a um fluido. Exterior: mistura de superfluidos de nˆeutrons. A estrutura ´e uma esp´ecie de s´olido cristalino, similar ao interior de uma an˜a branca.
Estrelas de nˆeutrons
Estrelas de nˆeutrons
Estrelas de nˆeutrons
Uma vez que a estrela de nˆeutrons ´e bastante densa, ela tem uma enorme gravidade superficial. Por exemplo, uma estrela de nˆeutrons com massa igual `a massa do Sol e com raio de 12 km, tem uma gravidade superficial 1011 vezes maior que a gravidade da superf´ıcie terrestre. Velocidade de escape: v = q GM r = 0, 8c. Redshift: ∆λλ = GMc2R = 0, 2.
Isso significa que a luz emitida a 600 nm, ´e desviada at´e 720 nm durante o tempo em que alcan¸ca o observador externo.
Estrelas de nˆeutrons
Uma vez que a estrela de nˆeutrons ´e bastante densa, ela tem uma enorme gravidade superficial. Por exemplo, uma estrela de nˆeutrons com massa igual `a massa do Sol e com raio de 12 km, tem uma gravidade superficial 1011 vezes maior que a gravidade da superf´ıcie terrestre. Velocidade de escape: v = q GM r = 0, 8c. Redshift: ∆λλ = GMc2R = 0, 2.
Isso significa que a luz emitida a 600 nm, ´e desviada at´e 720 nm durante o tempo em que alcan¸ca o observador externo.
Estrelas de nˆeutrons
Uma vez que a estrela de nˆeutrons ´e bastante densa, ela tem uma enorme gravidade superficial. Por exemplo, uma estrela de nˆeutrons com massa igual `a massa do Sol e com raio de 12 km, tem uma gravidade superficial 1011 vezes maior que a gravidade da superf´ıcie terrestre. Velocidade de escape: v = q GM r = 0, 8c. Redshift: ∆λλ = GMc2R = 0, 2.
Isso significa que a luz emitida a 600 nm, ´e desviada at´e 720 nm durante o tempo em que alcan¸ca o observador externo.
Estrelas de nˆeutrons
Uma vez que a estrela de nˆeutrons ´e bastante densa, ela tem uma enorme gravidade superficial. Por exemplo, uma estrela de nˆeutrons com massa igual `a massa do Sol e com raio de 12 km, tem uma gravidade superficial 1011 vezes maior que a gravidade da superf´ıcie terrestre. Velocidade de escape: v = q GM r = 0, 8c. Redshift: ∆λλ = GMc2R = 0, 2.
Isso significa que a luz emitida a 600 nm, ´e desviada at´e 720 nm durante o tempo em que alcan¸ca o observador externo.
Estrelas de nˆeutrons
Uma vez que a estrela de nˆeutrons ´e bastante densa, ela tem uma enorme gravidade superficial. Por exemplo, uma estrela de nˆeutrons com massa igual `a massa do Sol e com raio de 12 km, tem uma gravidade superficial 1011 vezes maior que a gravidade da superf´ıcie terrestre. Velocidade de escape: v = q GM r = 0, 8c. Redshift: ∆λ λ = GM c2R = 0, 2.
Isso significa que a luz emitida a 600 nm, ´e desviada at´e 720 nm durante o tempo em que alcan¸ca o observador externo.
Estrelas de nˆeutrons
Uma vez que a estrela de nˆeutrons ´e bastante densa, ela tem uma enorme gravidade superficial. Por exemplo, uma estrela de nˆeutrons com massa igual `a massa do Sol e com raio de 12 km, tem uma gravidade superficial 1011 vezes maior que a gravidade da superf´ıcie terrestre. Velocidade de escape: v = q GM r = 0, 8c. Redshift: ∆λλ = GMc2R = 0, 2.
Isso significa que a luz emitida a 600 nm, ´e desviada at´e 720 nm durante o tempo em que alcan¸ca o observador externo.
Estrelas de nˆeutrons
Uma vez que a estrela de nˆeutrons ´e bastante densa, ela tem uma enorme gravidade superficial. Por exemplo, uma estrela de nˆeutrons com massa igual `a massa do Sol e com raio de 12 km, tem uma gravidade superficial 1011 vezes maior que a gravidade da superf´ıcie terrestre. Velocidade de escape: v = q GM r = 0, 8c. Redshift: ∆λλ = GMc2R = 0, 2.
Isso significa que a luz emitida a 600 nm, ´e desviada at´e 720 nm durante o tempo em que alcan¸ca o observador externo.
Pulsares
De forma pr´atica, s˜ao estrelas de nˆeutrons em rota¸c˜ao.
Por volta de 150 pulsares tˆem sido estudados atualmente, em detalhes. O per´ıodo de pulsa¸c˜ao (1, 6 · 10−3− 4s) varia de forma muito exata, mas a quantidade de energia varia bastante.
Acredita-se que a causa principal do per´ıodo acurado de pulsa¸c˜ao seja o seu campo magn´etico intenso (106T).
Pulsares
De forma pr´atica, s˜ao estrelas de nˆeutrons em rota¸c˜ao.
Por volta de 150 pulsares tˆem sido estudados atualmente, em detalhes.
O per´ıodo de pulsa¸c˜ao (1, 6 · 10−3− 4s) varia de forma muito exata, mas a quantidade de energia varia bastante.
Acredita-se que a causa principal do per´ıodo acurado de pulsa¸c˜ao seja o seu campo magn´etico intenso (106T).
Pulsares
De forma pr´atica, s˜ao estrelas de nˆeutrons em rota¸c˜ao.
Por volta de 150 pulsares tˆem sido estudados atualmente, em detalhes. O per´ıodo de pulsa¸c˜ao (1, 6 · 10−3− 4s) varia de forma muito exata, mas a quantidade de energia varia bastante.
Acredita-se que a causa principal do per´ıodo acurado de pulsa¸c˜ao seja o seu campo magn´etico intenso (106T).
Pulsares
De forma pr´atica, s˜ao estrelas de nˆeutrons em rota¸c˜ao.
Por volta de 150 pulsares tˆem sido estudados atualmente, em detalhes. O per´ıodo de pulsa¸c˜ao (1, 6 · 10−3− 4s) varia de forma muito exata, mas a quantidade de energia varia bastante.
Acredita-se que a causa principal do per´ıodo acurado de pulsa¸c˜ao seja o seu campo magn´etico intenso (106T).