O limite de Chandrasekhar determina se uma estrela termina sua vida como uma anã branca fumegante ou explode em uma supernova para se tornar uma estrela de nêutrons ou buraco negro

Esta fotografia de raios-X do Chandra mostra Cassiopeia A (Cas A, abreviada), o remanescente de supernova mais jovem da Via Láctea. Crédito da imagem: NASA/CXC/SAO

O limite de Chandrasekhar determina se uma estrela morre como uma anã branca, ou tem massa para exceder isso, lançando uma supernova para criar um buraco negro ou estrela de nêutrons.

As estrelas estão travadas em batalhas contra sua própria gravidade, todas as quais eventualmente serão perdidas, levando a mudanças violentas e radicais que marcam o fim de suas vidas na sequência principal.

Algumas dessas estrelas terminarão suas vidas como brasas estelares que esfriam lentamente, conhecidas como anãs brancas, mas para outras estrelas, esse estágio apenas marca uma transição. Elas vão explodir em enormes explosões cósmicas chamadas supernovas, criando uma estrela de nêutrons ou até mesmo um buraco negro. 

O QUE É O LIMITE DE CHANDRASEKHAR?

O valor de Chandrasekhar para uma estrela anã branca é geralmente considerado como 1,4 massas solares, de acordo com a Enciclopédia SAO de Astronomia; que é 1,4 vezes a massa do sol. Prevista pela primeira vez por Subrahmanyan Chandrasekhar em 1931, a massa limite de Chandrasekhar até agora correspondeu bem às observações, pois ainda não encontramos uma anã branca com massa acima de 1,4 massas solares.

Antes de atingir um estado de anã branca, as estrelas primeiro perdem massa ao perder suas camadas externas. Isso significa que as 1,4 massas solares geralmente representam o núcleo estelar que é deixado para trás. 

De acordo com a Swinburne University, a massa inicial das estrelas que permanecem anãs brancas é de 8 massas solares, embora outras previsões sugiram que uma estrela tem que ter dez vezes a massa do sol para deixar um núcleo com massa suficiente para exceder o limite de Chandrasekhar.

Se estiver em um sistema binário, no entanto, um núcleo estelar não precisa começar com massa suficiente para exceder o limite de Chandrasekhar. Para anãs brancas com um parceiro binário, existe outra maneira de exceder esse limite de massa.

Se uma anã branca na borda do limite de Chandrasekhar estiver acumulando massa de sua parceira, referida como uma estrela doadora isso pode empurrá-la além do limite de Chandrasekhar. Isso resulta em mais queima termonuclear, geralmente a fusão de carbono e oxigênio, e empurra a anã branca para uma explosão de supernova.

Essas circunstâncias levam a um tipo muito específico de supernova chamada supernova Tipo Ia, diferente das supernovas causadas pelo colapso do núcleo.

A estrela fria e fraca no centro da nuvem azulada é uma anã branca. A nebulosa planetária NGC 2452 está localizada na constelação sul de Puppis. Crédito da imagem: ESA/Hubble & NASA. Agradecimentos: Luca Limatola, Budeanu Cosmin Mirel

O SOL VAI EXPLODIR?

Em cerca de 4,5 bilhões de anos, o Sol ficará sem hidrogênio em seu núcleo, o que significa que não poderá mais sustentar a fusão nuclear. Isso sinalizará o fim da pressão externa que impede que seu núcleo entre em colapso sob a gravidade.

À medida que o núcleo colapsa, as camadas externas do sol se expandem em uma série de explosões, iniciando uma fase de gigante vermelha de curta duração para nossa estrela. No núcleo, o hélio criado pela fusão do hidrogênio começará a se fundir em carbono.

As camadas externas se espalharão para a órbita de Marte, consumindo os planetas internos, incluindo a Terra, eventualmente se tornando uma nebulosa planetária que envolve um núcleo estelar quente, embora esfriando gradualmente, conhecida como anã branca.

É assim que nosso sol e outras estrelas de massa baixa a média permanecerão por trilhões de anos, o que significa que o sol não explodirá. 

Este não é o fim para todas as estrelas, no entanto. Algumas têm massa suficiente para ultrapassar essa fase de anã branca e iniciar mais fusão nuclear, se transformando em uma supernova e a transformação em um remanescente estelar exótico.

A linha divisória entre esses destinos é o limite de Chandrasekhar.

O QUE PROTEGE UMA ESTRELA DE MASSA CHANDRASEKHAR CONTRA UM COLAPSO ADICIONAL?

Com todo o hidrogênio de um núcleo estelar esgotado no final da sequência principal, a anã branca que resta consiste principalmente de carbono, criado pela fusão de hélio no estágio de gigante vermelha. 

Uma anã branca com uma massa de 1,4 massas solares ou menos não pode iniciar a queima de carbono, mas continua a se contrair até que isso seja interrompido pela pressão de degeneração dos elétrons.

Este é o princípio da física quântica que impede que dois elétrons ocupem o mesmo estado quântico e essencialmente os impede de se amontoarem muito próximos, fornecendo a pressão para apoiar a anã branca contra sua própria gravidade. Mas mesmo esse limite pode ser ultrapassado.

Os restos de uma supernova na constelação de Cassiopeia. Crédito da imagem: NASA/CXC/SAO

ALÉM DO LIMITE DE CHANDRASEKHAR

Em núcleos estelares com massa superior a 1,4 vezes a do sol, a queima de carbono pode ser iniciada criando neon, de acordo com a Enciclopédia SAO de Astronomia. Isso leva a novos estágios de contração do núcleo e a queima de elementos sucessivamente mais pesados, até que o elemento mais pesado que pode ser sintetizado em estrelas, o ferro, preencha o núcleo.

Sem mais fusão possível, o núcleo estelar colapsa pela última vez. Se o núcleo tiver uma massa inferior a 3 vezes a do Sol, a pressão de nêutrons a protege do colapso completo, levando à criação de uma estrela de nêutrons. Este é o estado mais denso da matéria equivalente a uma estrela do tamanho do sol espremida no raio de uma cidade.

Para remanescentes estelares com mais de 3 massas solares, que se prevê terem começado como estrelas com 10 a 24 vezes a massa do Sol, o colapso completo ocorre levando ao estágio final como um buraco negro. 

Exceder o limite de Chandrasekhar não apenas cria alguns dos objetos cósmicos mais fascinantes e misteriosos em buracos negros e estrelas de nêutrons, mas a supernova que sinaliza seu nascimento é uma parte vital da evolução do universo.

Isso ocorre porque essas explosões cósmicas pegam elementos pesados sintetizados durante a vida de estrelas massivas e os espalham pelo cosmos. Isso fornece os blocos de construção que formam a próxima geração de estrelas e seus planetas.

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RECURSOS ADICIONAIS

• Para saber mais sobre Subrahmanyan Chandrasekhar, você pode assistir a este vídeo da Edupedia World. 
• Para mais informações sobre o destino final da maioria das estrelas massivas, leia a página da NASA sobre buracos negros.

BIBLIOGRAFIA

• Jones. MH, Lambourne. RJ, Sargento. S. "Uma Introdução às Galáxias e Cosmologia". (Cambridge University Press, 2015)
• Ryan. SG, Norton. AJ "Evolução Estelar e Nucleossíntese". (Cambridge University Press, 2010). 
• Verde. SF, Jones. MH "Uma Introdução ao Sol e às Estrelas". (Cambridge University Press, 2015)
• "Limite de Chandrasekhar", A Enciclopédia SAO de Astronomia, Swinburne University, (2022)
• "Anã Branca", Hiperfísica (2022).
• "Um tipo estranho de estrela age como outra", NASA (2022).
• "Buracos Negros", NASA Science (2022).
• "Limite de Chandrasekhar", Enciclopédia Britânica.

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Referência:

LEA, Robert. The Chandrasekhar limit: Why only some stars become supernovas. Space, Nova York, 11, mai. 2022. Disponível em: <https://www.space.com/chandrasekhar-limit>. Acesso em: 16, mai. 2022.

Marcello Franciolle F T I P E
Founder - Gaia Ciência

Marcello é fundador da Gaia Ciência, que é um periódico científico que foi pensado para ser uma ferramenta para entender o universo e o mundo em que vivemos, com temas candentes e fascinantes sobre o Universo e Ciências da Terra para inspirar e encantar as pessoas. Ele é graduando em Administração pelo Centro Universitário N. Sra. do Patrocínio (CEUNSP) – frequentou a Universidade de Sorocaba (UNISO); graduação em Análise de Sistemas e onde participou do Encontro de Pesquisadores e Iniciação Científica (EPIC). Suas paixões são literatura, filosofia, poesia e claro ciência.