Estrelas de nêutron, pulsares e magnetares (versão completa)

Sempre que pensamos em algo que se aproxima do termo “infinito”, imaginamos uma vasta ramificação de possibilidades aplicáveis ao que foi projetado. Na escala do universo, é de bom tom pensar nas inúmeras configurações que qualquer objeto -seja ele um planeta, arranjo de átomos, gás, estrela- possa encontrar-se. Em casos onde os limites padrões do cosmos são ultrapassados, há o surgimento fenômenos singulares.

As estrelas seguem um ciclo, análogo ao ciclo de vida humano, em que “nascem”, crescem, envelhecem e, por fim, “morrem”. Contudo, a diferenciação do processo evolutivo de tais corpos celestes dá-se de acordo com uma propriedade: a massa. Uma estrela com massa semelhante a do Sol padecerá de forma razoavelmente calma, sendo que o termo “razoável” foi cuidadosamente empregado, porque mesmo que nosso astro-rei não seja massivo o suficiente para gerar uma violenta explosão-chamada de supernova- em suas fases finais ele passará por um grande inchaço (fase da gigante vermelha), o qual devorará Mercúrio, Vênus e, possivelmente, a Terra. Após a expansão, o Sol entrará em uma “dieta”, sofrendo uma contração e, eventualmente, terminará em uma nebulosa planetária e em uma estrela menor, que é essencialmente o núcleo do Sol, chamada de anã branca.

O broto do Sol (vulga anã branca) será bem reduzido em seu tamanho, possuindo um raio de aproximadamente 7000km, contrastando com o raio original do Sol que é de 695.500km. Nessa “nova-velha” estrela não há mais o processo de fusão nuclear, devido à sua composição ser predominantemente de carbono e oxigênio e, portanto, o que sustenta a estrela contra seu colapso (induzido pela gravidade) é uma propriedade proveniente da mecânica quântica, conhecido como “Princípio da exclusão de Pauli”, o qual afirma que dois férmions (partículas de spins não inteiros) não podem ocupar o mesmo estado quântico simultaneamente, isto é, não podem possuir as mesmas propriedades ao mesmo tempo. Para que tal princípio seja obedecido, uma pressão (chamada de pressão de degenerescência) é gerada para não permitir que elétrons ocupem os mesmos estados, o que por sua vez promove a estabilidade da anã branca até certo ponto. Remanescentes estelares cujas massas são superiores a um limite de valor 1,44 massas solares, conhecido como “limite de Chandrasekhar”, possuem uma atração gravitacional tão intensa que nem a pressão de degenerescência dos elétrons é o bastante para conter o colapso e, assim, tais núcleos sofrem uma contração ainda maior, podendo vir a tornar-se, de modo mais geral, em uma estrela de nêutrons ou em um buraco negro, sendo que para a segunda opção concretizar-se a massa da estrela original deve ser em torno de três massas solares.

Nos casos os quais o limite de Chandrasekhar é ultrapassado, o colapso pode vir a ser contido pela pressão de degenerescência dos nêutrons (seguindo o mesmo princípio da pressão de degenerescência dos elétrons), a qual irá prevenir novamente, até certo ponto, a continuação do colapso. Caso a remanescente apresente uma massa maior, tal pressão não conterá o colapso, de modo que o núcleo fique reduzido a um raio tão pequeno que seu destino será eminentemente um buraco negro (ponto máximo do colapso) ou então um tipo teorizado de estrela-denominada estrela de quarks- a qual é sustentada pela pressão de degenerescência dos quarks.

Qual seria o motivo do nome estrela de nêutrons? Durante o processo de contração de uma remanescente com massa cabível em um certo intervalo, a gravidade exerce uma força tão intensa que elétrons dos átomos da estrela fundem-se com prótons desta, dando origem a nêutrons, cuja carga elétrica é nula. A composição da estrela torna-se quase que puramente por nêutrons (o que gera o equilíbrio) conferindo-se, portanto, o curioso nome.

O tamanho das estrelas de nêutrons impressiona, com raio por volta de somente 10km (o que é o tamanho de uma cidade pequena!). É fácil concluir que uma enorme quantidade de massa contraída a um espaço tão pequeno resulte em uma densidade enorme, o que é, de fato, verídico. Um metro cúbico da superfície de uma estrela de nêutrons equivale, aproximadamente, a 10^17 kg. Exemplificando, uma densidade comparável a de uma estrela de nêutrons seria obtida ao colocar-se a massa de 100 milhões de elefantes no espaço de um tubo de batom. Podemos deduzir ainda, com o uso mais simplista do modelo da gravitação (Newtoniano) que, como o raio é pequeno, a força gravitacional é tamanha que o gasto energético que alguém teria de realizar para “escalar” a espessura de uma folha de papel na superfície de uma estrela de nêutrons é o mesmo que um alpinista teria para escalar uma montanha de 5 mil km na Terra (tenha em vista que o Monte Everest, maior altitude da Terra, tem uma altura de 8,8km). O espectro de emissão das estrelas mencionadas é variado pelo espectro eletromagnético, com destaque para as faixas de rádio e, como será explicado, raios X e gama.

Dando um passo posterior em direção ao extremismo do cosmos, estão os pulsares, que são estrelas de nêutrons dotadas de uma rotação excepcionalmente alta, com os mais “furiosos” chegando a incríveis 1000 rotações por segundo! A primeira detectação de um pulsar/estrela de nêutrons ocorreu no ano de 1967, com o uso de radiotelescópios comandados pela estudante de doutorado de Cambridge, Jocelyn Bell. A pesquisadora descobriu um objeto no céu o qual emitia pulsos de ondas de rádio periodicamente (com intervalo de 1,3 segundo), sendo proveniente da nebulosa do Caranguejo. A notícia, ao ser divulgada, chocou a comunidade científica, já que nada parecido teria sido observado até a data. A detectação foi tão surpreendente que, de primeiro momento, pensou-se que o sinal era de origem alienígena. Contudo, mais tarde, sinais similares foram detectados em outras regiões do céu e desta forma Jocelyn Bell e seus colegas deram-se conta da descoberta de uma nova classe de objetos cósmicos. A comprovação da existência de estrelas superdensas (anteriormente teorizadas) foi de suma importância para físicos teóricos, especialmente para Stephen Hawking. Na época, não havia qualquer prova concreta sobre a existência de buracos negros, e a observação de estrelas cujo raio crítico encontra-se muito perto para a transformação em um buraco negro foi um ânimo e alívio para o físico britânico.

A distinção entre estrelas de nêutrons comuns e pulsares dá-se pelo segundo ser dotado de um campo magnético fortíssimo, possuir feixes emissores de radiação eletromagnética (extremamente energizadas) e pela rotação muito rápida.

Os pulsares podem ainda ser classificados quanto à origem da intensa emissão de energia eletromagnética. São pontuados em: - Potencializados por acreção: a formação dos feixes é dada geralmente em sistemas binários, sendo que a estrela de nêutrons “rouba” a matéria da estrela vizinha, de modo que o material superaquecido obtido forma um disco de acreção em torno da estrela densa. A matéria em órbita (instável) libera sua energia potencial na forma de radiação eletromagnética, garantindo, portanto, a emissão característica.

-Potencializados por rotação: o forte campo magnético em cooperação com a rotação da estrela de nêutrons induz uma corrente elétrica na superfície da estrela, a qual arranca partículas eletricamente carregadas (prótons e elétrons sobreviventes) e os leva para uma região chamada de mangetosfera. Posteriormente, as partículas são aceleradas, tenha em vista que cargas elétricas sob aceleração liberam energia eletromagnética, explicando, portanto, a origem do fenômeno.

-Magnetares: quando uma certa estrela de nêutrons possui um campo magnético cerca de 1000 vezes maior do que as “comuns” (que já são maiores do que estrelas convencionais), a crosta da estrela encontra-se tão intimamente ligada com o campo magnético que qualquer perturbação na superfície da dita cuja, como o impacto de um marshmellow, resultaria na liberação de uma imensa quantidade de energia na forma de radiação eletromagnética.

O motivo da rotação surpreendente também é explicado pela ciência. Imagine duas bolas de diferentes raios, mas com mesma massa, nas quais serão aplicadas uma força igual para que rotacionem. É razoável pensar que a de raio menor rotacionará com maior rapidez do que a maior. Essa analogia é extremamente útil para que se possa visualizar a situação alvo. Uma estrela suficientemente massiva, ao iniciar seu colapso, comprime sua massa cada vez mais a um raio cada vez menor. O momento angular da estrela anterior ao colapso conserva-se (a grosso modo, devido ao processo de supernova), sendo o mesmo para a estrela cujo raio é agora de ordem de uma maratona percorrida por atletas.

É comum pulsares serem chamados de faróis cósmicos, porque os polos da estrela periodicamente pulsante, ao entrar na linha de visada do observador, geram um efeito similar a um farol, utilizado por embarcações para orientarem-se. A precisão com que um pulsar pulsa é tamanha que, em um futuro distante, tais estrelas poderiam cumprir a exata função do típico farol, servindo como guia nas viagens cósmicas.

Outro advento muito interessante envolvendo estrelas de nêutrons é a geração de ondas gravitacionais, que são perturbações no tecido do espaço-tempo. Em 1975, um sistema binário composto por duas estrelas nêutrons foi detectado, concordando com excelência com as previsões vindas da relatividade geral.

Confira também o vídeo onde comento sobre o assunto: https://www.youtube.com/channel/UCrCcSiA3c3ECaAn9P4JiPiw

Material de referência: "Astrofísica para apressados" (Neil deGrasse Tyson); "uma breve história do tempo" e "universo em uma casca de noz" (Stephen Hawking) https://www.nasa.gov/missions/deepspace/f_magnetars.html https://imagine.gsfc.nasa.gov/s…/objects/neutron_stars1.html