E7 Objetos Compactos

Tópico

Ao final de suas vidas, as estrelas deixam para trás objetos compactos de diferentes tipos, dependendo da massa da estrela original.

Anãs brancas são sustentadas pela pressão de degenerescência de seus próprios elétrons, uma pressão que se mantém até um limite de massa fixo, em torno de uma vez e meia a massa solar: abaixo desse limite, a anã branca permanece estável, mas se sua massa o excedesse, essa mesma pressão de degenerescência não seria mais suficiente para sustentá-la.

Estrelas de nêutrons, por outro lado, são os remanescentes de supernovas de estrelas muito mais massivas do que aquelas que dão origem às anãs brancas, com densidades extremas e rotação muito rápida — uma rotação que é precisamente o que as torna observáveis ​​como pulsares. Buracos negros se formam quando a massa de um remanescente estelar excede um segundo limite, ainda maior do que o limite para anãs brancas. Acima desse segundo limite, nenhuma pressão conhecida pode impedir o colapso, e toda a matéria do remanescente se concentra dentro de um horizonte de eventos, o raio de Schwarzschild, cujo tamanho cresce em proporção direta à massa do buraco negro.

A radiação Hawking é um efeito quântico pelo qual buracos negros emitem radiação térmica e perdem massa muito lentamente. A temperatura dessa emissão é inversamente proporcional à massa do próprio buraco negro, sendo, portanto, completamente desprezível para buracos negros de massa estelar ou maiores, e só se tornaria relevante para hipotéticos buracos negros muito menores. Assim, desde os objetos compactos com os quais este documento começa até a radiação Hawking com a qual termina, passando pelo limiar de massa das anãs brancas e pelo segundo limiar que dá origem aos buracos negros, os objetos compactos fazem com que o destino final de uma estrela seja completamente determinado por um único número: a massa que lhe resta ao final de sua vida.

ID:3911