Estrelas de Nêutrons


A primeira predição explícita de estrelas de nêutrons foi feita por Walter Baade e Fritz Zwicky em Caltech em dezembro de 1933, cerca de dois anos depois da descoberta dos nêutrons, para tentar explicar a enorme liberação de energia das explosões de supernovas, na reunião da American Physical Society em Stanford [Physics Review, 45, 138 (1934), “with all reserve we advance the view that supernovae represent the transition from ordinary stars into neutron stars, which in their final stages consist of closely packed neutrons.”.

Observações com o observatório Chandra da estrela de nêutrons mais brilhante conhecida, RXJ1856.5-3754, por Jeremy Drake, Herman L. Marshall, Stefan Dreizler, Peter E. Freeman, Antonella Fruscione, Michael Juda, Vinay Kashyap, Fabrizio Nicastro, Deron O. Pease, Bradford J. Wargelin e Klaus Werner (2002) The Astrophysical Journal, 572, 996, mostram Tef= 700 000 K. A coluna de hidrogênio derivada favorece a medida de paralaxe de 140 pc derivada pelo HST a um raio implicito de R=3.8-8.2 km, muito pequeno para ser consistente com modelos normais de estrelas de nêutrons, indicando que a estrela estaria na forma de matéria de quarks. A maior parte das equações de estado de estrelas de nêutrons produz um raio maior que 12 km, para qualquer massa (Pawel Haensel 2001, Astronomy & Astrophysics, 380, 186).

A estrela foi originalmente descoberta em 1996 pelo satélite alemão Roetgen. Mas a análise de Frederick M. Walter e James Lattimer, da the State University of New York, Stony Brook, (2002) publicadas no Astrophysical Journal Letters, 576, L145, de uma imagem do HST com a WFPC2 resulta em d=(117±12) pc e R=15 km, consistente com matéria de nêutrons normal. A análise do espectro, sem linhas, por Frederick M. Walter, J. A. Pons, V. Burwitz, James Lattimer, D. Lloyd, S. J. Wolk, M. Prakash & R. Neuhäuser, publicada em 2004 no Advances in Space Research, 33, 4, 513, concorda que matéria estranha não é necessária. Wynn C. G. Ho, no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 380, 71 (2007), obtém um raio de 14 km, também consistente com uma estrela de nêutrons normal.

As observações da estrela de nêutrons 3C58, pulsar J0205+6449, com período de 65 ms, a 3,2 kpc de distância por Patrick Slane, Steven Murray, e David Helfand, publicadas em 2002 no Astrophysical Journal, 571, L45, não detectaram raio-X térmico do corpo central, mostrando que ela está muito mais fria (Tef < 1,13×106 K) do que deveria, para esta estrela que é a mais jovem estrela de nêutrons conhecida. Ela é supostamente a remanescente da SN1181. Os detalhes do interior das estrelas de nêutrons ainda não são bem conhecidos devido a nossa ignorância dos detalhes da força forte em altíssimas densidades. Como o esfriamento é dominado pela emissão de neutrinos e, dependendo do modelo, condensados de píons ou káons ou matéria de quark podem ser formados, aumentando drasticamente a emissão de neutrinos e esfriando a estrela mais rapidamente. Desta maneira a medida da temperatura pode diferenciar os modelos com ou sem formação de matéria exótica.

Paul B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hesselspublicaram na Nature, 467, 1081 (2010) a medida de massa de (1,97±0,04)MSol para o pulsar binário PSR J1614-2230, com período de spin de 3,1508076534271(6)ms e dP/dt=9,6216(9)× 10-21 s/s, período orbital de 8,6866194196(2) dias com uma anã branca de 0,500(6)MSol.

Massas das estrelas de nêutrons
Josiah Schwab, Philipp Podsiadlowski & Saul Rappaport, no artigo Further Evidence for the Bimodal Distribution of Neutron Star Masses, 2010, no Astrophysical Journal, 719, 722, estudam as 14 estrelas de nêutrons conhecidas com massas bem determinadas. A correção por rotação assume que houve um pequeno acréscimo de massa necessário para explicar a rotação da estrela. A massa da progenitora foi calculada usando a equação de estado de matéria nuclear de H. Müther, M. Prakash & T.L. Ainsworh, 1987, Physics Letter B, 199, 469para calcular a massa bariônica correspondente à massa gravitacional, que são cerca de 0,13 MSol maiores, mas que podem variar de 0,9 a 0,18 MSol para equações de estado distintas. Eles propõem que há dois tipos de estrelas de nêutrons:
  • com massas próximas de 1,25 massas solares, oriundas de captura de elétrons,
  • com massa próxima de 1,35 massas solares, oriundas de colapso de núcleo de Fe.

Philipp Podsiadlowski, no Massive binary evolution, 2010, New Astronomy Reviews, 54, 39, propõe que pelo menos 30% da supernovas são oriundas da evolução e coalescencia de estrelas duplas massivas, que modificam a estrutura das estrelas e das supernovas resultantes.


FONTE: UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO SUL – UFRGS

Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho / Maria de Fátima Oliveira Saraiva

© Os textos, gráficos e imagens desta página têm registro: ISBN 85-7025-540-3 (2000), ISBN 85-904457-1-2 (2004), ISBN 978-85-7861-187-3 (2013), e só podem ser copiados integralmente, incluindo o nome dos autores em cada página. Nenhum uso comercial deste material é permitido, sujeito às penalidades previstas em lei.
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