Estrela de Neutrões

Quando uma estrela com uma massa cerca de oito vezes maior que a do Sol atinge o fim da sua vida, esgotando o combustível usado na reacção termonuclear de fusão, a transformação de matéria em energia cessa abruptamente. O astro deixa de poder manter o precário equilíbrio entre a força expansiva dos fotões e a acção gravidade. A estrela entra subitamente em colapso e, durante esse processo, a energia cinética de biliões de átomos é transformada em energia térmica, provocando uma imensa explosão. Durante algumas semanas, o brilho ofuscante de uma supernova pode ser tão intenso quanto o de mil milhões de estrelas. Neste estertor de morte, grande parte da massa original é expulsa para o espaço, originando uma nebulosa; a matéria remanescente aglomera-se num núcleo com uma massa equivalente a uma vez e meia a do nosso Sol, e que se contrai pela força gravítica, suficientemente forte para que o colapso não seja detido pela pressão de degenerescência dos electrões. Os átomos deixam de ter nuvens electrónicas; os electrões são empurrados para o núcleo e obrigados a interagir com os protões, formando neutrões. Só nesta situação se atinge um novo equilíbrio, pois dois neutrões não podem ocupar o mesmo espaço. A estrela tem agora cerca de duas dezenas de quilómetros de diâmetro e é tão densa que uma colher de chá desta matéria, tão estranha ao senso comum, pesaria na Terra 100 milhões de toneladas. Quando o conceito de estrela de neutrões foi proposto por Subramanyan Chandrasekhar na década de 1930, a maioria dos astrónomos ridicularizou a ideia. Mas, com o advento de telescópios que podem detectar ondas de rádio, raios-X e infravermelhos, os nossos olhos abriram-se para o Universo invisível.
Fonte: Astronomia Viva