Aula 182 — Morte Estelar (Anãs brancas, estrelas de nêutrons e pulsares)

O professor pergunta: "o que você acha que acontece com uma estrela quando ela finalmente fica sem combustível nuclear para fundir?" Ouvir hipóteses.

Perguntar: será que toda estrela morre da mesma forma? Obstáculo a nomear (sem resolver ainda): achar que todas as estrelas terminam sua vida da mesma maneira, independentemente de sua massa — na verdade, o destino final de uma estrela depende criticamente de sua massa.

Apresentação dos slides 2 a 9: quando uma estrela como o Sol esgota o hidrogênio do núcleo, o equilíbrio hidrostático (Aula 181) se rompe; o núcleo se contrai e aquece, permitindo fusões posteriores nas camadas externas, que se expandem enormemente (a estrela se torna uma gigante vermelha, Aula 180); em seguida, as camadas externas são expelidas formando uma nebulosa planetária, restando apenas o núcleo residual: uma anã branca, extremamente densa, do tamanho aproximado da Terra, mas com a massa comparável à do Sol. Uma anã branca não colapsa mais porque é sustentada pela pressão de degenerescência de elétrons, um efeito quântico (relacionado ao Princípio de Exclusão de Pauli) que impede os elétrons de serem comprimidos além de um certo limite — isso resolve o obstáculo do Momento 2 para estrelas de massa baixa a intermediária. Estrelas muito mais massivas seguem um caminho diferente: ao esgotar o combustível nuclear, o núcleo colapsa violentamente numa fração de segundo, provocando uma supernova que expele as camadas externas a altíssima velocidade; se o núcleo residual tiver massa entre aproximadamente 1,4 e 3 massas solares, a pressão de degenerescência de elétrons não é suficiente para deter o colapso, e os elétrons são forçados a se combinar com os prótons formando nêutrons — o resultado é uma estrela de nêutrons, sustentada pela pressão de degenerescência de nêutrons, com uma densidade descomunal (uma colher de chá de sua matéria pesaria bilhões de toneladas). Muitas estrelas de nêutrons giram rapidamente sobre si mesmas e emitem feixes de radiação por seus polos magnéticos; se esse feixe varre a Terra a cada rotação, observamos pulsos regulares de radiação — um pulsar.

Resolução guiada: comparar coletivamente, em ordem de grandeza, a densidade de uma anã branca (≈10⁹ kg/m³, uma tonelada por centímetro cúbico) com a densidade de uma estrela de nêutrons (≈10¹⁷ kg/m³) — uma diferença de cerca de cem milhões de vezes. Em duplas: discutir por que um pulsar emite pulsos REGULARES e não um brilho contínuo, relacionando isso à rotação da estrela de nêutrons e ao feixe de radiação alinhado com seus polos magnéticos (não necessariamente alinhados com o eixo de rotação).

Aplicação individual (ou em duplas) da lista de exercícios de fixação (seção 8 deste plano).

Retomar a pergunta do Momento 1: o destino final de uma estrela depende de sua massa — estrelas como o Sol se tornam anãs brancas, sustentadas pela degenerescência de elétrons; estrelas mais massivas colapsam em supernovas, deixando estrelas de nêutrons (às vezes observadas como pulsares), sustentadas pela degenerescência de nêutrons.