![\"Estrela](\"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/wp-content\/uploads\/2016\/06\/estrela-de-neutrons-011.jpg\" "\\"Estrela")
\n Estrela de N\u00eautrons<\/strong><\/p>\n
Estrelas de n\u00eautrons<\/strong> s\u00e3o criadas quando estrelas gigantes morrem entrando em colapso seus n\u00facleos, com os pr\u00f3tons e el\u00e9trons, essencialmente, fundindo-se entre si para formar n\u00eautrons.<\/p>\n Estrelas de n\u00eautrons<\/strong> compreendem um dos poss\u00edveis finais pontos evolutivas de estrelas de alta massa. <\/p>\n Uma vez que o n\u00facleo da estrela foi completamente queimado ao ferro, a produ\u00e7\u00e3o de energia p\u00e1ra e o n\u00facleo entra em colapso rapidamente, apertando el\u00e9trons e pr\u00f3tons juntos para formar n\u00eautrons e neutrinos. <\/p>\n Os neutrinos escapam facilmente do n\u00facleo em contrata\u00e7\u00e3o, mas os n\u00eautrons embalar mais perto juntos at\u00e9 a sua densidade \u00e9 equivalente \u00e0 de um n\u00facleo at\u00f4mico. Neste ponto, os neutr\u00f5es ocupam o menor espa\u00e7o poss\u00edvel (de uma forma semelhante aos electr\u00f5es numa an\u00e3 branca) e, se o n\u00facleo for inferior a cerca de 3 massas solares, exercem uma press\u00e3o que \u00e9 capaz de suportar uma estrela. <\/p>\n Para massas maiores do que isso, mesmo a press\u00e3o de n\u00eautrons n\u00e3o pode apoiar a estrela contra a gravidade e caem em um buraco negro estelar. <\/p>\n Uma estrela suportada pela press\u00e3o da degeneresc\u00eancia de neutr\u00f5es \u00e9 conhecido como uma “estrela de neutr\u00f5es ‘, que pode ser visto como um pulsar se o seu campo magn\u00e9tico \u00e9 favoravelmente alinhado com o seu eixo de rota\u00e7\u00e3o.<\/p>\n Estrela de N\u00eautrons<\/strong> s\u00e3o objetos extremos que medem entre 10 e 20 km de di\u00e2metro. <\/p>\n Eles t\u00eam densidades de 1017 kg \/ m3 (a Terra tem uma densidade de cerca de 5 \u00d7 103 kg \/ m3 e mesmo an\u00e3s brancas t\u00eam densidades mais de um milh\u00e3o de vezes menos) o que significa que uma colher de ch\u00e1 de mat\u00e9ria de uma estrela de n\u00eautrons pesaria cerca de um bilh\u00e3o de toneladas. <\/p>\n A maneira mais f\u00e1cil de imaginar isso \u00e9 imaginar apertando duas vezes a massa do Sol em um objeto do tamanho de uma pequena cidade! <\/p>\n O resultado \u00e9 que a gravidade na superf\u00edcie da estrela de n\u00eautrons \u00e9 de cerca de 1011 mais forte do que o que n\u00f3s experimentamos aqui na Terra e um objeto teria que viajar a cerca de metade da velocidade da luz para escapar da estrela.<\/p>\n Nascido em uma explos\u00e3o de supernova de colapso de n\u00facleo, estrelas de n\u00eautrons giram muito rapidamente como consequ\u00eancia da conserva\u00e7\u00e3o do momento angular, e t\u00eam incrivelmente fortes campos magn\u00e9ticos devido \u00e0 conserva\u00e7\u00e3o de fluxo magn\u00e9tico. <\/p>\n O n\u00facleo de rota\u00e7\u00e3o relativamente desacelera\u00e7\u00e3o da estrela de grande massa aumenta a sua taxa de rota\u00e7\u00e3o enormemente como ela colapsa para formar a estrela de neutr\u00f5es muito menor. Isso \u00e9 an\u00e1logo ao aumento do spin de um esquiador se ela concentra sua massa em torno de seu eixo de rota\u00e7\u00e3o, trazendo os bra\u00e7os perto de seu corpo. Ao mesmo tempo, as linhas do campo magn\u00e9tico da estrela maci\u00e7a s\u00e3o puxados para aproximar-se enquanto o n\u00facleo entra em colapso. Isto intensifica o campo magn\u00e9tico da estrela a cerca de 1012 vezes maior do que a Terra.<\/p>\n O resultado \u00e9 que as estrelas de n\u00eautrons<\/strong> pode girar at\u00e9, pelo menos, 60 vezes por segundo quando nascem. <\/p>\n Se eles forem parte de um sistema bin\u00e1rio, que pode aumentar essa taxa de rota\u00e7\u00e3o atrav\u00e9s do acr\u00e9scimo de material, a mais de 600 vezes por segundo! <\/p>\n Estrelas de n\u00eautrons<\/strong> que perderam energia atrav\u00e9s de processos radiativos foram observados para rodar t\u00e3o lentamente quanto uma vez a cada 8 segundos, mantendo pulsos de r\u00e1dio, e estrelas de n\u00eautrons que foram travadas pelos ventos em sistemas de raios-X pode ter taxas de rota\u00e7\u00e3o t\u00e3o lenta quanto uma vez a cada 20 minutos. <\/p>\n Observa\u00e7\u00f5es revelam tamb\u00e9m que a velocidade de rota\u00e7\u00e3o das estrelas de neutr\u00f5es isoladas muda lentamente com o tempo, geralmente diminuindo \u00e0 medida que as idades estrela e energia de rota\u00e7\u00e3o \u00e9 perdido para o ambiente atrav\u00e9s do campo magn\u00e9tico (embora ocasionalmente falhas s\u00e3o vistos)<\/p>\n A\u00a0estrela de n\u00eautrons<\/strong>\u00a0\u00e9 uma estrela composta principalmente de n\u00eautrons mantidos juntos por for\u00e7as gravitacionais. <\/p>\n Tais objetos s\u00e3o o res\u00edduo compacto resultante do colapso gravitacional do cora\u00e7\u00e3o de uma estrela massiva, quando se esgotou o seu combust\u00edvel nuclear, da\u00ed o nome. Este colapso \u00e9 acompanhado por uma explos\u00e3o das camadas mais externas da estrela, que s\u00e3o completamente quebrado e voltou para o meio interestelar, um fen\u00f4meno chamado de supernova. <\/p>\n O res\u00edduo de estrela compacta que tem o nome:<\/strong> n\u00e3o \u00e9 mais do assento de rea\u00e7\u00f5es nucleares, ea sua estrutura \u00e9 radicalmente diferente da de uma estrela comum.<\/p>\n De fato a sua densidade \u00e9 extraordinariamente elevada, da ordem de 1015 gramas (ou um mil milh\u00f5es de toneladas) por cent\u00edmetro c\u00fabico, ea sua massa confinada a uma gama muito estreita em torno de 1,4 vezes a massa solar, o que corresponde a o que \u00e9 chamado a massa de Chandrasekhar. Uma massa t\u00e3o densa ocupa um volume muito pequeno, com um raio de cerca de 10 quil\u00f4metros para 20 quil\u00f4metros. Ao nascer, estrelas de n\u00eautrons t\u00eam uma velocidade muito alta de v\u00e1rias dezenas de revolu\u00e7\u00f5es por segundo. Eles tamb\u00e9m t\u00eam um campo magn\u00e9tico muito forte, at\u00e9 1011 Tesla.<\/p>\n O interior de uma estrela de n\u00eautrons tamb\u00e9m \u00e9 muito incomum, sendo composto principalmente de n\u00eautrons em um estado superfluido. Y tamb\u00e9m coexiste uma por\u00e7\u00e3o menor de pr\u00f3tons e el\u00e9trons supercondutores. A \u00e1rea de estrela de n\u00eautrons mais central n\u00e3o \u00e9 bem conhecido devido \u00e0 sua densidade muito alta para ser deduzida a partir do conhecimento atual. Ele pode ser composta de neutr\u00f5es, ou formas mais ex\u00f3ticos da mat\u00e9ria.Dependendo das circunst\u00e2ncias, uma estrela de n\u00eautrons pode se manifestar em v\u00e1rios aspectos.<\/p>\n Se se rapidamente sobre si mesma e tem uma potente campo magn\u00e9tico, em seguida, ela projeta ao longo do seu eixo magn\u00e9tico radia\u00e7\u00e3o uma escova fina, e um observador colocado aproximadamente na dire\u00e7\u00e3o desse eixo ir\u00e1 observar uma emiss\u00e3o pulsado por uma efeito da luz, por isso chamado de pulsar. Uma estrela de neutr\u00f5es localizado em um sistema bin\u00e1rio pode puxar o material a sua estrela acompanhante e levar a uma emiss\u00e3o cont\u00ednua ou pulsada no campo de raios-X. <\/p>\n Isolado e sem a emiss\u00e3o pulsado, uma estrela de neutr\u00f5es \u00e9 muito mais dif\u00edcil de detectar, pois apenas emiss\u00e3o t\u00e9rmica a partir da sua superf\u00edcie \u00e9 potencialmente detect\u00e1vel.<\/p>\n Hist\u00f3ria<\/strong><\/p>\n O conceito de estrela de n\u00eautron nasceu, imediatamente ap\u00f3s a descoberta do n\u00eautron por James Chadwick em 1932. O f\u00edsico Lev Landau, em seguida, sugeriu que pode haver estrelas quase inteiramente composto de n\u00eautrons e cuja estrutura \u00e9 determinada por um efeito da mec\u00e2nica qu\u00e2ntica chamada de press\u00e3o de degeneresc\u00eancia, como de outra classe de estrelas, an\u00e3s branco cuja estrutura \u00e9 determinada pela press\u00e3o de degenera\u00e7\u00e3o dos eletr\u00f5es.<\/p>\n Dois anos depois, em 1934, os astr\u00f4nomos Walter Baade e Fritz Zwicky teve a intui\u00e7\u00e3o de que a transi\u00e7\u00e3o de uma estrela comum de uma estrela de n\u00eautrons iria liberar uma quantidade consider\u00e1vel de energia de radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica e, portanto, dando a ilus\u00e3o de igni\u00e7\u00e3o de uma nova estrela. Eles, ent\u00e3o, ofereceu o termo “super nova” para descrever este fen\u00f4meno, ao contr\u00e1rio do fen\u00f4meno nova bem documentado e amplamente pela energia, finalmente se transformou em “supernova” prazo.O estudo de estrelas de n\u00eautrons decolou apenas a partir de sua emiss\u00e3o pulsada fen\u00f4meno como revelando a pulsar.<\/p>\n O primeiro pulsar PSR B1919 21 foi descoberto em 1967 por Jocelyn Bell, ent\u00e3o um estudante de Hewish Antony. A liga\u00e7\u00e3o entre estrelas de n\u00eautrons e pulsares foi feita quase de imediato a identifica\u00e7\u00e3o de um pulsar na Nebulosa do Caranguejo, o remanescente da supernova SN 1054 hist\u00f3ria, provando que estrelas de n\u00eautrons foram efetivamente produzidas durante o explos\u00e3o de supernovas. Posteriormente, muitos outros pulsares foram descobertos em remanescentes de supernovas. No entanto, a vida de um remanescente de supernova antes da sua dispers\u00e3o no meio interestelar \u00e9 muito menor do que o tempo que a emiss\u00e3o pulsante da estrela de n\u00eautrons \u00e9 observ\u00e1vel.<\/p>\n Al\u00e9m disso, muitos pulsares n\u00e3o est\u00e3o associados com um residual.Hoje (2008) cerca de 2000 pulsares s\u00e3o conhecidos, a maioria – mais de 1.500 – \u00e9 detectado como pulsares, o outro sob a forma de raios-X (principalmente fontes de raios-X bin\u00e1rios ou mais raramente, por suas emiss\u00f5es de superf\u00edcie). O estudo permite reconstruir alguns aspectos da f\u00edsica das estrelas de n\u00eautrons.<\/p>\n Estrutura de uma estrela de n\u00eautrons<\/strong><\/p>\n Como qualquer estrela, a densidade de uma estrela de n\u00eautrons aumenta \u00e0 medida que se aproxima do centro. Assim, existe uma estrela de neutr\u00f5es em v\u00e1rias camadas, dependendo da densidade e propriedades de mat\u00e9ria que comp\u00f5e-los.Na superf\u00edcie, h\u00e1 uma conversa da atmosfera ou do oceano, mais raramente, para designar a camada de alguns cent\u00edmetros, onde o material \u00e9 parcialmente l\u00edquido, embora a densidade muito altaAbaixo est\u00e3o a crosta exterior, constitu\u00eddo pelo mesmo material que o interior de uma an\u00e3 branca, que \u00e9 dizer de n\u00facleos at\u00f4micos fortemente ou completamente ionizado e eletr\u00f5es livres.<\/p>\n Quando a densidade aumenta s\u00e3o favorecidos rea\u00e7\u00f5es de fus\u00e3o entre pr\u00f3tons e n\u00facleos at\u00f4micos de el\u00e9trons livres que formar n\u00eautrons. Isso resulta enriquecer os n\u00facleos at\u00f4micos em n\u00eautrons em rela\u00e7\u00e3o ao seu estado de baixa densidade. E pode ser formada de n\u00facleos at\u00f4micos estranho tal como n\u00edquel-62 (2 \u00d7 108 cm-3 \u0095 g), zinco-80 (5 \u00d7 1010 cm-3 \u0095 g) e cr\u00edpton-118 (4 \u00d7 \u0095 1011 g cm-3).<\/p>\n Al\u00e9m de uma densidade de 4,3 \u00d7 1011 g \u0095 cm-3, os n\u00facleos se tornam muito ricos em n\u00eautrons. Parte de neutr\u00f5es escapa seus n\u00facleos atrav\u00e9s da forma\u00e7\u00e3o de um fluido adicional.<\/p>\n O material \u00e9 composto de n\u00eautrons muito rico em n\u00facleos, el\u00e9trons menos numerosas e de n\u00eautrons livres. Esta \u00e9 a crosta interior.<\/p>\n Para al\u00e9m de uma densidade de 1,7 \u00d7 1014 g \u0095 cm-3, os n\u00facleos at\u00f4micos de dissolu\u00e7\u00e3o completa. Temos, ent\u00e3o, uma mistura de fluidos de n\u00eautrons, pr\u00f3tons e el\u00e9trons, sendo este \u00faltimo em menor n\u00famero por n\u00eautrons. M\u00faons tamb\u00e9m pode estar presente para al\u00e9m eletr\u00f5es. Esta regi\u00e3o \u00e9 chamado o n\u00facleo externo.Se a densidade central, superior a 3 x 1015 g \u0095 cm-3, torna-se dif\u00edcil saber com precis\u00e3o o estado da mat\u00e9ria. Estamos ent\u00e3o na regi\u00e3o do n\u00facleo interno. As mudan\u00e7as s\u00e3o principalmente devido a uma reorganiza\u00e7\u00e3o dos componentes internos de pr\u00f3tons e n\u00eautrons, chamadas quarks. Estas part\u00edculas s\u00e3o pr\u00f3tons e n\u00eautrons em duas formas, chamadas u (‘up’ do Ingl\u00eas, com uma carga el\u00e9trica igual a 2\/3 do pr\u00f3ton) e d (para a carga “para baixo” el\u00e9trica -1 \/ 3).<\/p>\n Um pr\u00f3ton tem tr\u00eas quarks Uud e UDD um n\u00eautron tr\u00eas quarks. \u00c9 poss\u00edvel que a densidade muito elevada de outros estados de quarks pode existir de maneira est\u00e1vel, tal como condensados de p\u00edons ou kaons (cada um com um quark e um antiquark), e um plasma de quarks livres gl\u00faons (os gl\u00faons s\u00e3o part\u00edculas que carregam a forte intera\u00e7\u00e3o, que est\u00e3o sujeitos a quarks). Tamb\u00e9m \u00e9 poss\u00edvel que outro tipo de quark, digamos s (“estranho”) est\u00e3o em combina\u00e7\u00f5es de tr\u00eas quarks, isto \u00e9 conhecido como hyperons. Essas configura\u00e7\u00f5es s\u00e3o \u00e0s vezes chamados estrela estranho (quando o quark s, estranho quark disse desempenha um papel) ou quark star (quando uma fase de quarks livres cresce).<\/p>\n \u00c9 claro que n\u00e3o poss\u00edvel ter acesso direto \u00e0s regi\u00f5es do interior de estrelas de n\u00eautrons.<\/p>\n No entanto, algumas propriedades podem ser demonstradas pela observa\u00e7\u00e3o, como a medida da massa, o raio de uma estrela de neutr\u00f5es, ou uma combina\u00e7\u00e3o destas duas quantidades.Outros fen\u00f4menos, como os pulsares mudan\u00e7as lentas e r\u00e1pida em sua velocidade angular (chamado de falhas) tamb\u00e9m podem prever a magnitude de seu campo magn\u00e9tico, e para provar que seu interior \u00e9 superfluido.<\/p>\n Determina\u00e7\u00e3o das massas e raios das estrelas de n\u00eautrons<\/strong><\/p>\n \u00c9 dif\u00edcil determinar a massa de uma estrela de neutr\u00f5es isolado. No entanto, se ela faz parte de um sistema bin\u00e1rio, \u00e9 poss\u00edvel limitar a sua massa, estudando a sua \u00f3rbita. <\/p>\n Na pr\u00e1tica, isso \u00e9 robustamente vi\u00e1vel quando se tem um sistema muito rigoroso de duas estrelas de n\u00eautrons e que observamos a emiss\u00e3o pulsante de um deles (ou ambos). Tais sistemas s\u00e3o chamados de pulsares bin\u00e1rios, ou pulsares duplas s\u00e3o observadas quando a emiss\u00e3o pulsada das duas estrelas. <\/p>\n Em tais configura\u00e7\u00f5es, \u00e9 poss\u00edvel determinar a massa das duas estrelas, por causa dos efeitos devidos \u00e0 relatividade geral que dependem de v\u00e1rias combina\u00e7\u00f5es de as duas massas. A inclus\u00e3o destes efeitos relativ\u00edsticos por raz\u00f5es \u00f3bvias chamado p\u00f3s-Kepleriano par\u00e2metros \u00e9 essencial aqui, porque por considerar apenas os efeitos da gravita\u00e7\u00e3o universal, um \u00fanico par\u00e2metro chamado fun\u00e7\u00e3o de massa \u00e9 determinada, este \u00faltimo dando apenas ligeiramente informa\u00e7\u00e3o sobre as duas massas. Tendo em conta as corre\u00e7\u00f5es da relatividade geral, p\u00f3s-Kepleriano par\u00e2metros podem restringir as massas desses objetos.<\/p>\n O\u00a0cora\u00e7\u00e3o de uma estrela supergigante\u00a0<\/strong>que cai em uma explos\u00e3o de supernova adquire uma densidade t\u00e3o alta que os pr\u00f3tons e os el\u00e9trons podem se combinar para n\u00eautrons formul\u00e1rio. <\/p>\n A estrela que forma se torna uma esp\u00e9cie de n\u00facleo at\u00f4mico gigante, composta principalmente de n\u00eautrons, da\u00ed o nome da estrela. <\/p>\n A maioria das estrelas entre 8 e 60 massas solares terminam suas vidas como bem, deixando para tr\u00e1s uma estrela de n\u00eautrons de cerca de 1,4 massa solar.<\/p>\n Estrutura de uma estrela de n\u00eautrons <\/strong><\/p>\n A estrela de n\u00eautrons<\/strong> \u00e9 de cerca de 10 km de raio e tem uma densidade extraordin\u00e1ria – uma colher de ch\u00e1 de mat\u00e9ria pesa centenas de milh\u00f5es de toneladas.<\/p>\n A estrutura desta estrela \u00e9 muito complexa e n\u00e3o est\u00e1 claro que a composi\u00e7\u00e3o exata do seu cora\u00e7\u00e3o. Estrelas de n\u00eautrons s\u00e3o tamb\u00e9m, por vezes, quando os pulsares emitem pulsos regulares de r\u00e1dio em dire\u00e7\u00e3o \u00e0 Terra. Magnetares s\u00e3o para suas estrelas de n\u00eautrons com campos magn\u00e9ticos particularmente intensos.<\/p>\n Sob o efeito do colapso gravitacional de um n\u00facleo de mais de 1,4 massa solar, o material \u00e9 for\u00e7ado a tomar um estado degenerado:<\/strong> os eletr\u00f5es j\u00e1 n\u00e3o pode permanecer nas suas \u00f3rbitas em torno do n\u00facleo (teriam uma velocidade maior que a da luz, em resposta ao princ\u00edpio de exclus\u00e3o de Pauli) e s\u00e3o for\u00e7ados a n\u00facleos at\u00f4micos, fundindo-se com os pr\u00f3tons para n\u00e3o deixar n\u00eautrons quarto apenas confinados. A densidade de n\u00eautrons no n\u00facleo da estrela se torna de tal forma que a for\u00e7a nuclear forte agindo sobre eles torna-se repugnante.<\/p>\n Al\u00e9m disso, o princ\u00edpio de Pauli vimos anteriormente tamb\u00e9m pro\u00edbe dois n\u00eautrons para estar no mesmo estado em um s\u00f3 lugar. A adi\u00e7\u00e3o da press\u00e3o criada pela degeneresc\u00eancia do princ\u00edpio Pauli com a forte intera\u00e7\u00e3o tornar-se repulsivo ir\u00e1 permitir que o res\u00edduo da estrela n\u00e3o a entrar em colapso sob a press\u00e3o de gravidade ..<\/p>\n Em uma an\u00e3 branca, que mat\u00e9ria \u00e9 degenerada. Aqui est\u00e1 a degenera\u00e7\u00e3o da mat\u00e9ria bari\u00f4nica para o qual estamos lidando.<\/p>\n A compacidade do \u00faltimo \u00e9 ainda mais elevada<\/strong>: um cubo de a\u00e7\u00facar do material pesa 400 bilh\u00f5es de toneladas.<\/p>\n Hubble foi capaz de capturar uma imagem de uma estrela de n\u00eautrons localizado a 400 anos luz da Terra.<\/p>\n Esta estrela foi anteriormente foi identificada pela sua emiss\u00e3o em raios-X, revelando a sua temperatura de superf\u00edcie de cerca de 700.000 K. O seu tamanho \u00e9 menos de 28 km de di\u00e2metro.<\/p>\n A transforma\u00e7\u00e3o dos \u00e1tomos na estrela de n\u00eautrons inicial vai liberar uma energia enorme, que corresponde \u00e0 energia de liga\u00e7\u00e3o desses \u00e1tomos. Esta energia \u00e9 emitido principalmente sob a forma de neutrinos, para algumas dezenas de segundos. O brilho de uma supernova neutrino \u00e9 tipicamente de 100 vezes maior do que a sua luminosidade \u00f3ptica. Neutrinos interagem muito pouco com a mat\u00e9ria, eles conseguiram fugir imediatamente do cora\u00e7\u00e3o do colapso estrela, quando os f\u00f3tons se por horas, at\u00e9 dias para sair.<\/p>\n Observar os neutrinos, assim, produz informa\u00e7\u00f5es sobre os primeiros est\u00e1gios de colapso. Ap\u00f3s a explos\u00e3o da supernova, a estrela de n\u00eautrons \u00e9 criado a temperaturas acima de 1000, provavelmente bilh\u00f5es de graus. Vai esfriar rapidamente, em menos de 1000 anos, at\u00e9 1 milh\u00e3o de graus. Posteriormente, a sua temperatura evoluir\u00e3o muito mais lentamente. Na \u00e9poca de sua cria\u00e7\u00e3o, esta estrela de n\u00eautrons ir\u00e1 “recuperar” a rota\u00e7\u00e3o da estrela inicial atrav\u00e9s da conserva\u00e7\u00e3o do momento angular. Ser\u00e1 assim ligar-se muito rapidamente. <\/p>\n Por exemplo, o pulsar do caranguejo gira a uma velocidade de 30 rev \/ seg. Pensou-se at\u00e9 recentemente que a estrela de n\u00eautrons come\u00e7ou rapidamente girando sobre si mesma, e depois abrandou com o tempo. Se este cen\u00e1rio \u00e9 aceit\u00e1vel para uma estrela de neutr\u00f5es isolado, no caso de um sistema bin\u00e1rio onde a estrela companheiro \u00e9 um pequeno efeito de acoplamento magn\u00e9tico com o disco de acre\u00e7\u00e3o ir\u00e1 formar o que parece ser a causa uma acelera\u00e7\u00e3o subsequente da velocidade de rota\u00e7\u00e3o da estrela de neutr\u00f5es.<\/p>\n A transforma\u00e7\u00e3o dos \u00e1tomos na estrela de n\u00eautrons inicial vai liberar uma energia enorme, que corresponde \u00e0 energia de liga\u00e7\u00e3o desses \u00e1tomos. Esta energia \u00e9 emitido principalmente sob a forma de neutrinos, para algumas dezenas de segundos. O brilho de uma supernova neutrino \u00e9 tipicamente de 100 vezes maior do que a sua luminosidade \u00f3ptica. Neutrinos interagem muito pouco com a mat\u00e9ria, eles conseguiram fugir imediatamente do cora\u00e7\u00e3o do colapso estrela, quando os f\u00f3tons se por horas, at\u00e9 dias para sair. Observar os neutrinos, assim, produz informa\u00e7\u00f5es sobre os primeiros est\u00e1gios de colapso.<\/p>\n Ap\u00f3s a explos\u00e3o da supernova, a estrela de n\u00eautrons \u00e9 criado a temperaturas acima de 1000, provavelmente bilh\u00f5es de graus. Vai esfriar rapidamente, em menos de 1000 anos, at\u00e9 1 milh\u00e3o de graus. Posteriormente, a sua temperatura evoluir\u00e3o muito mais lentamente. Na \u00e9poca de sua cria\u00e7\u00e3o, esta estrela de n\u00eautrons ir\u00e1 “recuperar” a rota\u00e7\u00e3o da estrela inicial atrav\u00e9s da conserva\u00e7\u00e3o do momento angular. Ser\u00e1 assim ligar-se muito rapidamente. Por exemplo, o pulsar do caranguejo gira a uma velocidade de 30 rev \/ seg.<\/p>\n Pensou-se at\u00e9 recentemente que a estrela de n\u00eautrons come\u00e7ou rapidamente girando sobre si mesma, e depois abrandou com o tempo. Se este cen\u00e1rio \u00e9 aceit\u00e1vel para uma estrela de neutr\u00f5es isolado, no caso de um sistema bin\u00e1rio onde a estrela companheiro \u00e9 um pequeno efeito de acoplamento magn\u00e9tico com o disco de acre\u00e7\u00e3o ir\u00e1 formar o que parece ser a causa uma acelera\u00e7\u00e3o subsequente da velocidade de rota\u00e7\u00e3o da estrela de neutr\u00f5es.<\/p>\n Fonte: astronomy.swin.edu.au\/fr.wikipedia.org\/www.futura-sciences.com\/rrumiano.free.fr<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" Estrela de N\u00eautrons, Estrutura, O que \u00e9, Composi\u00e7\u00e3o, N\u00facleo, Neutrinos, Interior, Tamanho, Densidade, Gravidade, Hist\u00f3ria, Estrela de N\u00eautrons<\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_acf_changed":false,"footnotes":""},"categories":[298],"tags":[],"class_list":["post-56185","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-astronomia"],"acf":[],"yoast_head":"\nEstrela de N\u00eautrons – Interior<\/h4>\n
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