Civilizações antigas acreditavam que as estrelas da noite fossem eternas e imutáveis. Hoje, sabemos que não é assim. Estrelas nascem, têm uma vida longa e morrem. A forma como uma estrela morre depende muito da sua massa.
Uma estrela de pouca massa morre como uma anã branca, uma estrela de com muita massa, morre tornando-se um buraco negro e se estiver entre essas duas massas, a estrela vira uma estrela de nêutrons.
Estrelas passam suas vidas fundindo elementos, ou forjando matéria. Esse processo começa com o mais simples dos átomos: o hidrogênio. A fusão dos núcleos de hidrogênio produz hélio, e libera energia. É essa energia que faz com que as estrelas brilhem e sua luz viaja pelo universo.
Se a estrela é suficientemente grande, ela continuará forjando matéria, criando elementos mais pesados como: hélio, carbono, neon, oxigênio, mas em algum momento, a estrela perderá o seu fôlego. A fusão de elementos cessará, a evolução da estrela chegará ao fim e ela morrerá.
As estrelas menores terminam suas vidas como anãs brancas, uma esfera brilhante de matéria branca e quente que levará bilhões de anos para se esfriar. Apesar da fusão de elementos já ter cessado nas anãs brancas, elas continuam brilhando por conta da sua temperatura astronomicamente alta.
Embasado em milhares de estudos da National Aeronautics and Space Administration (NASA), European Space Agency (ESA), e diversas universidades do mundo, este será o mesmo fim que a nossa estrela, o sol, terá.
Para as estrelas de grande massa, o fim da fusão dos elementos permite que a gravidade cause sérios estragos, sem a restrição da fusão de elementos, a gravidade da estrela desconstrói as partículas, compactando tudo, da forma mais apertada possível dentro do que a natureza lhe permite. O resultado disso, é um buraco negro. A gravidade de um buraco negro é tão forte que qualquer coisa que se aproxime, é sugada para o seu interior – inclusive a luz. Essa zona de perigo é chamada de Raio de Schwarzschild.
Entre as anãs brancas e os buracos negros, temos as estrelas de nêutrons.
Estas estrelas são compostas primordialmente de nêutrons, que são partículas neutras. Ernest Rutherford previu a existência de nêutrons em 1920, e doze anos mais tarde, esses nêutrons foram observados por James Chadwick.
Podemos encontrar nêutrons nos núcleos da maioria dos átomos.
Eles também podem ser criados a partir de um processo chamado de “captura eletrônica”.
Nesse processo, um elétron de um átomo se combina com um próton do núcleo, formando um nêutron e um neutrino. Neutrinos são extremamente rápidos e ardilosos e simplesmente desaparecem em fração de milésimos de segundos, mas o nêutron acaba ficando para trás. Essa é a chave para entendermos como estrelas de nêutrons se criam.
Imagine que temos uma estrela morta aproximadamente 50% maior em massa do que o nosso sol, a gravidade dessa estrela é forte o suficiente como para esmagar os elétrons e prótons juntos, formando assim nêutrons e neutrinos.
Esses neutrinos, saem pelo espaço adentro, deixando para trás
uma esfera de nêutrons. A gravidade continua esmagando esses nêutrons, mas eventualmente encontra um obstáculo – o princípio de exclusão de Pauli. Simplificando bastante , o princípio diz que as partículas não podem ocupar o mesmo espaço ao mesmo tempo. Neste momento, nasce uma estrela de nêutrons.
Vamos quantificar essa transição de anã branca para estrela de nêutron e buraco negro. Vamos supor que temos uma estrela morta e um medidor imaginário que nos permite mudar a massa dessa estrela. Vamos colocar esse medidor na massa solar 1 – a massa exata do nosso sol. isso produz uma anã branca, uma esfera giratória de massa quente e branca mais ou menos do tamanho da Terra.
Ao girarmos o medidor imaginário e aumentarmos a massa, a gravidade
fica mais forte, a anã branca menor e começa a girar mais rápido.
Uma vez que aumentamos o medidor para 1.39 massas solares, a gravidade se torna forte o suficiente para combinar os elétrons e prótons formando assim, nêutrons e neutrinos.
Esse valor no nosso medidor é chamado de Limite de Chandrasekar. Essa estrela morta acaba de virar uma estrela de nêutrons. Ela diminui para uma esfera de rádio aproximado de 10 quilômetros, e pode chegar a girar centenas de vezes por segundo.
Se aumentarmos esse medidor ainda mais, a gravidade, eventualmente, chegará a ser forte o suficiente para colapsar os nêutrons e a estrela de nêutrons se desfaz e se transforma em um buraco negro. Esse ponto no medidor é chamado de Limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.
A medida exata desse limite ainda não é conhecida, mas sabemos que abrange de 1.5 a 3.0 massas solares.
Se fôssemos observar os componentes que formam uma estrela de nêutrons, nos daríamos conta de que ela não é feita 100% de nêutrons. O componente principal, obviamente é o nêutron, mas há também prótons e elétrons em sua composição. Por girar rapidamente e por conter essas partículas eletricamente carregadas, existirá em torno da estrela um grande campo magnético, semelhante a Magnetosfera Terra, o campo magnético não precisa se alinhar com o eixo de rotação, quando a estrela gira, o feixe de energia é espalhado no espaço, como se fosse um farol. Elas emitem um fluxo de energia constante.
Por conta desse fluxo de energia, as estrelas de nêutrons às vezes são chamadas de pulsares.
Estrelas de nêutrons, assim como os próprios nêutrons, foram previstas muito antes de serem observadas. Quase ao mesmo tempo em que os nêutrons foram primeiramente observados, os astrônomos Walter Baade e Fritz Zwicky previram que uma supernova pudesse gerar uma estrela de nêutrons. Em 1967, um pulsar foi observado, e desde então, muitas outras foram descobertas.
