Estrela de nêutrons

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A radiação do pulsar PSR B1509-58.

Estrela nêutrons (português brasileiro) ou neutrões (português europeu) é o núcleo colapsado de uma grande estrela que, antes do colapso, teria tido um total de entre 10 e 29 massas solares. As estrelas de nêutrons são as menores e mais densas estrelas que se tem conhecimento.[1] Embora elas tipicamente tenham um raio na ordem de 10 quilômetros, elas podem ter massas cerca de duas vezes a do Sol. Eles resultam da explosão da supernova de uma estrela massiva, combinada com o colapso gravitacional, que comprime o núcleo após a densidade da estrela anã branca ao dos núcleos atômicos. A maioria dos modelos básicos para esses objetos implica que as estrelas de nêutrons são compostas quase que inteiramente de nêutrons, que são partículas subatômicas sem carga elétrica líquida e com massa ligeiramente maior que os prótons. Eles são apoiados contra o colapso adicional pela pressão de degeneração de nêutrons, um fenômeno descrito pelo princípio de exclusão de Pauli. Se o remanescente tiver uma densidade maior que 2-3 massas solares, a estrela de nêutrons continua a colapsar para formar um buraco negro.

As estrelas de nêutrons que podem ser observadas são muito quentes e tipicamente têm uma temperatura superficial em torno de 600 000 K.[2][3][4][5] Elas são tão densas que uma caixa de fósforo de tamanho normal contendo material da estrela de nêutrons teria uma massa de aproximadamente 3 bilhões de toneladas, ou um pedaço de 0,5 quilômetros cúbicos da Terra (um cubo com bordas de cerca de 800 metros).[6][7] Seus campos magnéticos são entre 108 e 1015 vezes mais fortes que os da Terra. O campo gravitacional na superfície da estrela de nêutrons é de cerca de 2 × 1011 (200 bilhões) vezes o da Terra. À medida que o núcleo da estrela colapsa, sua taxa de rotação aumenta como resultado da conservação do momento angular, portanto, as estrelas de nêutrons recém formadas rodam em várias centenas de vezes por segundo. Algumas estrelas de nêutrons emitem feixes de radiação eletromagnética que os tornam detectáveis ​​como pulsares. Na verdade, a descoberta dos pulsares por Jocelyn Bell Burnell em 1967 foi a primeira sugestão observacional de que existem estrelas de nêutrons. Acredita-se que a radiação dos pulsares seja principalmente emitida através de regiões próximas a seus polos magnéticos. Se os polos magnéticos não coincidem com o eixo de rotação da estrela de nêutrons, o feixe de emissão irá varrer o céu e, quando visto a distância, se o observador estiver em algum lugar no caminho do feixe, ele aparecerá como pulsos de radiação vindo de um ponto fixo no espaço (o chamado "efeito de farol"). A estrela de nêutrons de rotação mais rápida conhecida é a PSR J1748-2446ad, que gira a uma taxa de 716 vezes por segundo[8][9] ou 43.000 rotações por minuto, dando uma velocidade linear na superfície da ordem de 0,24 c (ou seja, quase um quarto da velocidade da luz).

Acredita-se que existam cerca de 100 milhões de estrelas de nêutrons na Via Láctea, um número obtido ao estimar o número de estrelas que sofreram explosões de supernova.[10] No entanto, a maioria é antiga e fria e as estrelas de nêutrons só podem ser facilmente detectadas em certas instâncias, como se fossem um pulsar ou parte de um sistema binário. As estrelas de nêutrons de rotação lenta e não acentuadas são virtualmente indetectáveis; no entanto, desde a detecção pelo telescópio espacial Hubble de RX J1856.5-3754, algumas estrelas de nêutrons próximas que parecem emitir apenas radiação térmica foram detectadas. Os repetidores de raios gama suaves são conjecturados para ser um tipo de estrela de nêutrons com campos magnéticos muito fortes, conhecidos como magnetares ou, alternativamente, estrelas de nêutrons com discos fósseis em torno deles.[11]

As estrelas de nêutrons em sistemas binários podem sofrer acúmulo, o que normalmente torna o sistema brilhante em raios-x enquanto o material que cai na estrela de nêutrons pode formar ponto quentes que rodam dentro e fora da vista em sistemas identificados de pulsares de raios-X. Além disso, tal acréscimo pode "reciclar" os pulsares antigos e potencialmente fazer com que eles giram massa e gire para taxas de rotação muito rápidas, formando os chamados pulsares de milissegundos. Esses sistemas binários continuarão a evoluir e, eventualmente, os companheiros podem se tornar objetos compactos, como anãs brancas ou estrelas de nêutrons, embora outras possibilidades incluam uma destruição completa através da ablação ou fusão. A fusão de estrelas binárias de nêutrons pode ser a fonte de rajadas de raios gama de curta duração e provavelmente são fontes fortes de ondas gravitacionais. Em 2017, foi feita a primeira detecção direta das ondas gravitacionais de tal evento[12] e as ondas gravitacionais também foram indiretamente detectadas em um sistema em que duas estrelas de nêutrons orbitavam entre si.

Formação[editar | editar código-fonte]

Representação simplificada da formação de estrelas de nêutrons.

Alguns tipos de estrelas, ao chegarem ao final de suas vidas, após passarem por períodos turbulentos, onde muitas vezes explosões violentas ejetam matéria para o espaço, adquirem a forma de uma estrela de nêutrons.

Na estrela de nêutrons, as reações nucleares que fornecem energia às estrelas cessou. A força de gravidade, sem a contrapartida da atividade nuclear, comprime a matéria dentro de uma esfera de raio muito pequeno, de algumas dezenas de quilômetros.

A matéria, que anteriormente estava sob a forma de hidrogênio, hélio etc, perde então suas características de carga, e seus elétrons, devido aos efeitos de pressões enormes, são empurrados para o núcleo dos átomos e, unindo-se aos prótons, são convertidos em nêutrons.

Detecção[editar | editar código-fonte]

Observa-se esta radiação pulsante em detectores de rádio. Um pulso periódico é muito preciso, mais preciso que o melhor relógio atômico. O primeiro pulsar foi descoberto, acidentalmente, em 1967, quando cientistas buscavam fontes de rádio que estivessem distantes, utilizando para isso um radiotelescópio especial, sensível às ondas de rádio de rápida variabilidade, que haviam sido construídos. Encontraram um objeto que emitia pulsos de radiação em intervalos de tempo extremamente precisos e, por causa dessa precisão de pulso, suspeitaram até mesmo de um sinal alienígena.

Características[editar | editar código-fonte]

Estrutura de uma estrela de nêutrons

Este corpo é extremamente massivo e gira muito rápido; seu período de rotação pode alcançar milésimos de segundo. Essas estrelas possuem um campo magnético muito forte, e a pouca radiação que escapa da sua superfície são ondas de rádio, raios gama etc, na forma de jatos com a direção do eixo magnético norte-sul. Esse eixo, não necessariamente, coincide com o eixo de rotação da estrela, fazendo com que o canhão de partículas varra regiões diferentes durante sua rotação, ao invés de ficar apontado para uma única região do espaço. Quando isso acontece, temos o pulsar, que nada mais é que o canhão de radiação da estrela apontado para nós periodicamente.

O interior de uma estrela de nêutrons consiste de um núcleo grande, formado basicamente por nêutrons, e um pequeno número de prótons supercondutores. Novamente, a baixas temperaturas, os prótons supercondutores, combinados com a alta velocidade de rotação da estrela, produzem um efeito dínamo, semelhante ao responsável pelo campo magnético da Terra. Ao redor do núcleo, encontra-se um manto de nêutrons, seguido por uma camada de núcleos de ferro e elétrons livres.

Pulsares[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Pulsar
O Pulsar do Caranguejo. Esta imagem combina informação óptica recolhida pelo Hubble (a vermelho) e imagens raio-X do Chandra (a azul).

Pulsar ou pulsares são estrelas de nêutrons muito pequenas e muito densas. Os pulsares podem apresentar um campo gravitacional até 1 bilhão de vezes o campo gravitacional terrestre. Eles provavelmente são os restos de estrelas que entraram em colapso ou de supernovas. 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 rápido ela gira.

Eles emitem um fluxo de energia constante. Essa energia é concentrada em um fluxo de partículas eletromagnéticas que são emitidas a partir dos pólos magnéticos da estrela. 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 visível é tão pequena que não é possível observá-la a olho nu. Somente os radiotelescópios podem detectar a forte energia que eles emitem.

O pulsar PSR 1913+16 é um sistema orbitado por estrelas de nêutrons com uma separação máxima de apenas um raio solar entre elas. Possui movimentos rápidos, e as observações indicam que o período orbital desse sistema deve diminuir relativamente rápido, tendo em vista seu forte sinal de onda gravitacional; desde 1975 o período já diminuiu de 10 segundos.

Discos de acreção[editar | editar código-fonte]

Disco de acresção.

No caso de uma supernova ocorrer em um sistema binário, a companheira da supernova pode sofrer alguns danos em suas camadas superficiais e mesmo assim continuar sua vida. Com isso, uma estrela de nêutrons será formada próximo à outra estrela. Quando esta estrela evoluir para uma gigante vermelha, o seu gás irá espiralar em direção à estrela de nêutrons. Esse gás que é tragado pela estrela de nêutrons formará um espesso disco ao redor dela; tal disco é chamado de disco de acreção.

O atrito que existe entre camadas de gás nas órbitas próximas ao longo do disco de acreção leva à perda de momento angular e ao movimento de queda em espiral em direção à superfície da estrela de nêutrons. O gás em espiral move-se em direção ao campo gravitacional da estrela de nêutrons, então sua energia gravitacional é convertida na forma de energia térmica dentro do disco de acreção.

Na parte interna do disco de acreção a energia gravitacional é liberada com maior intensidade, atingindo uma temperatura média de milhões de graus. Uma enorme fonte de energia torna-se presente nessa região, onde há grande emissão de radiações, tais como ultravioleta e raios-x. A pressão na estrela de nêutrons pode sofrer um grande aumento se o gás for transferido em uma quantidade relativamente alta do disco de acreção para a estrela de nêutrons; dessa forma, a energia fica acumulada, e assim, eventualmente, o gás é expulso da estrela de nêutrons, fazendo com que existam fortes correntes de gás em sua órbita.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. Glendenning, Norman K. (2012). Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity illustrated ed. [S.l.]: Springer Science & Business Media. p. 1. ISBN 978-1-4684-0491-3  Extract of page 1
  2. Kiziltan, Bulent (2011). Reassessing the Fundamentals: On the Evolution, Ages and Masses of Neutron Stars. [S.l.]: Universal-Publishers. ISBN 1-61233-765-1 
  3. Neutron star mass measurements
  4. «NASA Ask an Astrophysicist: Maximum Mass of a Neutron Star» 
  5. Haensel, Paweł; Potekhin, Alexander Y.; Yakovlev, Dmitry G. (2007). Neutron Stars. [S.l.]: Springer. ISBN 0-387-33543-9 
  6. https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/xte/learning_center/ASM/ns.html
  7. http://www.universetoday.com/26771/density-of-the-earth/
  8. Hessels, Jason; Ransom, Scott M.; Stairs, Ingrid H.; Freire, Paulo C. C.; et al. (2006). «A Radio Pulsar Spinning at 716 Hz». Science. 311 (5769): 1901–1904. Bibcode:2006Sci...311.1901H. PMID 16410486. arXiv:astro-ph/0601337Acessível livremente. doi:10.1126/science.1123430 
  9. Naeye, Robert (13 de janeiro de 2006). «Spinning Pulsar Smashes Record». Sky & Telescope. Consultado em 18 de janeiro de 2008 
  10. Camenzind, Max (24 de fevereiro de 2007). Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. [S.l.]: Springer Science & Business Media. p. 269. ISBN 978-3-540-49912-1 
  11. Zhang, Bing; Xu, R. X.; Qiao, G. J. (2000). «Nature and Nurture: a Model for Soft Gamma-Ray Repeaters». The Astrophysical Journal. 545 (2): 127–129. Bibcode:2000ApJ...545L.127Z. arXiv:astro-ph/0010225Acessível livremente. doi:10.1086/317889. Consultado em 22 de agosto de 2016 
  12. «Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger». The Astrophysical Journal Letters. 848 (2): L12. 2017. Consultado em 16 de outubro de 2017 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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