Quando uma estrela com mais de 10 massas solares (massa solar é uma unidade de medida de massa, igual à massa do Sol [a massa solar vale 333000 vezes a massa da Terra], usada em Astronomia para representar a massa de estrelas, galáxias e corpos de grandes dimensões) explode, corpos celestes surgem. Esses corpos são chamados de Supernova.
A explosão de uma supernova pode expulsar para o espaço até 90% da matéria de uma estrela. O núcleo remanescente tem massa superior a 1,5 massas solares, a Pressão de Degenerescência (pressão originada por efeitos quânticos [estudo dos sistemas físicos cujas dimensões são próximas ou abaixo da escala atômica, tais como moléculas, átomos, elétrons, prótons e de outras partículas subatômicas] em estados de matéria altamente comprimida.) dos elétrons não é mais suficiente para manter o núcleo estável; então os elétrons colapsam com o núcleo, chocando-se com os prótons, originando nêutrons: o resultado é uma estrela composta de nêutrons, com aproximadamente 15 km de diâmetro e extremamente densa, conhecida como estrela de nêutrons ou pulsar.
Mas, quando a massa desse núcleo ultrapassa 3 massas solares, nem mesmo a Pressão de Degenerescência dos nêutrons consegue manter o núcleo; então a estrela continua a se colapsar, dando origem a uma singularidade no espaço-tempo, conhecida como buraco negro, cuja velocidade de escape é maior do que a velocidade da luz.
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Supernova:
Supernova é o nome dado aos corpos celestes surgidos após as explosões de estrelas com mais de 10 massas solares, que produzem objetos extremamente brilhantes, os quais declinam até se tornarem invisíveis, passadas algumas semanas ou meses. Em apenas alguns dias o seu brilho pode intensificar-se em 1 bilhão de vezes a partir de seu estado original, tornando a estrela tão brilhante quanto uma galáxia, mas, com o passar do tempo, sua temperatura e brilho diminuem até chegarem a um grau inferior aos primeiros.
Pulsar:
Pulsares são estrelas de nêutrons muito pequenas e muito densas. Os pulsares podem apresentar um campo gravitacional até 1 bilhão de vezes maior que o campo gravitacional terrestre. São os restos de estrelas que entraram em colapso, fenômeno também conhecido como supernova.
À medida que uma estrela vai perdendo energia, sua matéria é comprimida em direção ao seu centro, ficando cada vez mais densa. Quanto mais a matéria da estrela se move em direção ao seu centro, mais rapidamente ela gira. Qualquer estrela possui um campo magnético que em geral é fraco, mas quando o núcleo de uma estrela é comprimido até se tornar uma estrela de nêutrons, o seu campo magnético também sofre compressão, com isso as linhas de campo magnético ficam mais densas, dessa forma tornam o campo magnético muito intenso, esse forte campo junto com a alta velocidade de rotação passa a produzir fortes correntes elétricas na superfície da estrela de nêutrons.
Os prótons e elétrons ligados de maneira "fraca" à superfície dessas estrelas são impulsionados para fora e fluem, pelas linhas do campo magnético, até os pólos norte e sul da estrela. O eixo eletromagnético da estrela de nêutrons não necessita estar alinhado com o eixo de rotação. Quando isso acontece, temos o pulsar.
Essas estrelas possuem duas fontes de radiação eletromagnética: A primeira é a radiação síncrotron que é emitida por partículas presas ao campo magnético dessas estrelas. A segunda é a radiação térmica composta por raios-x, radiação óptica, etc. Essa radiação ocorre devido ao choque de partículas com a superfície junto aos pólos dessa estrelas.
Com o desalinhamento entre o eixo magnético e o de rotação, a estrela emite uma enorme quantidade de radiação pelos pólos, que varre diferentes direções no espaço, sendo assim só podemos detectar as estrelas de nêutrons quando nosso planeta está na direção da radiação emitida pela estrela. Essa radiação recebe o nome de pulso, pois vem até nós como uma série de pulsos eletromagnéticos.
O pulsar emite um fluxo de energia constante. Essa energia é concentrada em um fluxo de partículas eletromagnéticas. Quando a estrela gira, o feixe de energia é espalhado no espaço, como o feixe de luz de um farol. Somente quando o feixe incide sobre a Terra é que podemos detectar os pulsares através de radiotelescópios.
A luz emitida pelos pulsares no espectro [intensidade de radiação transmitida] visível é tão pequena que não é possível observá-la a olho nu. Somente os radiotelescópios (observa as ondas de rádio emitidas por fontes de rádio, normalmente através de uma ou um conjunto de antenas parabólicas de grandes dimensões) podem detectar a forte energia que eles emitem.
Buraco Negro:
Um buraco negro é uma região do espaço da qual nada, nem mesmo objetos que se movam na velocidade da luz, podem escapar. Este é o resultado da deformação do espaço-tempo (fronteira teórica ao redor de um buraco negro a partir da qual a força da gravidade é tão forte que até mesmo luz é sugada, pois a sua velocidade é inferior à velocidade de escape do buraco negro. Em tal campo ocorre um paradoxo no qual as leis da física não podem ser diretamente aplicadas uma vez que resultam em absurdos matemáticos. Na Teoria da Relatividade, o horizonte de eventos é um termo utilizado para as fronteiras do espaço-tempo, definido de acordo com um ponto observador, de onde os eventos não podem interagir com ele. A Luz emitida de um lado do horizonte nunca chega ao observador, assim como tudo o que o cruza nunca mais é visto.) causada por uma matéria maciça e altamente compacta. Um buraco negro é limitado pela superfície denominada horizonte de eventos, que marca a região a partir da qual não se pode mais voltar.1 O adjetivo negro em buraco negro se deve ao fato deste não refletir a nenhuma parte da luz que venha atingir seu horizonte de eventos, atuando assim como se fosse um corpo negro perfeito em termodinâmica.2 Acredita-se, também, com base na mecânica quântica, que buracos negros emitam radiação térmica, da mesma forma que os corpos negros da termodinâmica a temperaturas finitas. Esta temperatura, entretanto, é inversamente proporcional à massa do buraco negro, de modo que observar a radiação térmica proveniente destes objetos torna-se difícil quando estes possuem massas comparáveis às das estrelas.3
Apesar de os buracos negros serem praticamente invisíveis, estes podem ser detectados por meio da interação com a matéria em sua vizinhança.4 Um buraco negro pode, por exemplo, ser localizado por meio da observação do movimento de estrelas em uma dada região do espaço. Outra possibilidade da localização de buracos negros diz respeito à detecção da grande quantidade de radiação emitida quando a matéria proveniente de uma estrela companheira è espirala para dentro do buraco negro, aquecendo-se à altas temperaturas.5
Embora o conceito de buraco negro tenha surgido em bases teóricas, astrônomos têm identificado inúmeros candidatos a buracos negros estelares e também indícios da existência de buracos negros super maciços no centro de galáxias maciças.6 Há indícios de que no centro da própria Via Láctea, nas vizinhanças de Sagitário A*, deve haver um buraco negro com mais de 2 milhões de massas solares.
Magnetar:
Magnetar é uma estrela de nêutrons com alto valor de campo magnético. Considera-se o magnetar um tipo especial de estrela de nêutrons (EN). As ENs são esferas compactas de cerca de 15 quilômetros de diâmetro, correspondendo ao núcleo do que resta do colapso de uma estrela com cerca de dez vezes a massa do Sol. Os magnetares, por razões que ainda não completamente esclarecidas, têm campos magnéticos mil vezes mais fortes do que as ENs normais.
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