Ao desenvolver uma nova relação teórica que descreve o quão compactas podem ser as estrelas de neutrões – que são os restos de estrelas massivas que se transformaram em supernovas -, os investigadores encontraram uma forma de testar as propriedades da física nuclear em condições muito extremas.
Como o núcleo colapsado de um estrela massivaum estrela de nêutrons é um objeto pequeno, mas incrivelmente denso, com até três vezes o tamanho massa do nosso sol em um pequeno volume. Os modelos prevêem que as estrelas de nêutrons têm cerca de 20 quilômetros de diâmetro, mas seu raio exato sempre foi obscuro.
Rezzolla e o seu colega de Frankfurt, Christian Ecker, tornaram as coisas um pouco mais claras com o seu novo estudo sobre a compactação das estrelas de neutrões.
Existem várias razões pelas quais é difícil determinar o raio de uma estrela de nêutrons. Um obstáculo é que todas as estrelas de nêutrons conhecidas estão muito distantes, mas o principal desafio gira em torno do que os físicos chamam de equação de estado. Isto descreve a densidade e a pressão no interior de uma estrela de nêutrons, a partir das quais o raio e outras propriedades podem ser derivadas com precisão.
O problema é que as condições dentro de uma estrela de nêutrons são tão extremas que levam ao limite a nossa compreensão da física nuclear. Uma colher de material de estrela de nêutrons pode pesar bilhões de toneladas. Sob essa pressão intensa, os átomos são esmagados e os prótons com carga positiva se fundem com os elétrons com carga negativa para produzir um objeto cheio de nêutrons.
Mas no coração de uma estrela de nêutrons, a física exótica pode prevalecer: por exemplo, podem existir partículas de matéria “estranhas” chamadas hiperons, ou talvez a imensa gravidade faça com que até mesmo os nêutrons se misturem e forcem o quark as partículas das quais são feitas fluem quase livremente. No entanto, não há forma de testar nada disto, porque os cientistas não conseguem replicar as condições no interior de uma estrela de neutrões num laboratório em Terra. É muito extremo.
Portanto, em vez de haver uma equação de estado para estrelas de nêutrons, há toda uma lista de possíveis equações de estado, uma para cada modelo que descreve possíveis condições dentro de uma estrela de nêutrons.
Para avaliar o quão compacta uma estrela de nêutrons pode se tornar, Rezzolla e Ecker consideraram dezenas de milhares de equações de estado. Para tornar as coisas mais administráveis, no entanto, eles analisaram apenas a estrela de nêutrons mais massiva possível em cada caso.
“Um resultado bem conhecido na relatividade geral é que para cada equação de estado existe uma massa máxima permitida”, disse Rezzolla. “Qualquer massa maior que a massa máxima levaria a um buraco negro. Sabemos, através de observações, que a massa máxima permitida deveria estar entre duas e três massas solares.”
Rezzolla e Ecker ficaram surpresos ao descobrir que existe um limite superior para a compactação de uma estrela de nêutrons e que, com base nisso, a razão entre a massa da estrela de nêutrons e seu raio é sempre menor que 1/3.
Essa proporção pode ser determinada graças às chamadas unidades geometrizadas, comumente usadas na física das relatividade geral e permitir que a massa seja expressa em comprimento e não em peso.
“Como definimos um limite superior para a compactação, podemos definir um limite inferior para o raio”, disse Rezzolla. “Depois de medirmos a massa de uma estrela de nêutrons, poderíamos dizer que seu raio deveria ser maior que três vezes a sua massa.”
Rezzolla e Ecker também descobriram que esta razão é válida para todas as equações de estado, independentemente de qual seja a sua massa máxima. À primeira vista, isto pode parecer surpreendente, uma vez que se pensaria automaticamente que as estrelas de neutrões mais massivas seriam as mais compactas porque teriam uma gravidade mais forte a tentar fazê-las contrair-se. Em vez disso, a exótica física nuclear em jogo nas estrelas de nêutrons parece substituir isso e equilibrar as coisas.
A relação é derivada parcialmente dos princípios da cromodinâmica quântica, ou QCD, que é a teoria de como o força forte liga partículas chamadas quarks para formar partículas como nêutrons. A força forte é transportada por partículas chamadas glúons (o nome vem do fato de que eles colam os quarks) e QCD é a teoria quântica de campos que os governa, dando-lhes um número quântico caprichosamente conhecido como “carga de cor”.
Rezzolla e Ecker aplicaram certas suposições padrão baseadas na QCD para derivar sua relação de compacidade – eles a descrevem como QCD deixando uma “impressão” na estrutura interior das estrelas de nêutrons. Isto significa que se algum dia for possível medir com precisão o raio de uma estrela de nêutrons, então qualquer desvio desta relação seria uma grande pista de que algo está errado com a nossa compreensão da QCD.
“Se víssemos uma violação deste resultado, como uma estrela de nêutrons com uma compactação superior a 1/3, então isso indicaria que há algo errado nas suposições da QCD que empregamos”, disse Rezzolla.
Pode ser que não tenhamos que esperar muito mais para podermos fazer uma observação precisa do raio de uma estrela de nêutrons, pelo que esta relação e a QCD possam ser posteriormente testadas. Rezzolla descreve as perspectivas como “otimistas” e cita o experimento NICER (Neutron star Interior Composition Explorer) no Estação Espacial Internacionale também medições de onda gravitacional eventos, alguns dos quais envolvem a fusão de um buraco negro com uma estrela de nêutrons. Apenas num caso até agora, GW 170817, duas estrelas de neutrões estiveram envolvidas numa fusão.
“Se pudéssemos ver mais eventos como GW 170817, poderíamos estabelecer restrições muito mais rígidas sobre os possíveis raios das estrelas de nêutrons”, disse Rezzolla.
A pesquisa de Rezzolla e Ecker é publicada em um repositório de artigos pré-impressos arXiv.
