Estrelas de Nêutrons no Contexto da Física Nuclear e de Partículas

O que são estrelas de nêutrons e como elas foram descobertas?

As estrelas de nêutrons estão entre os objetos mais interessantes do universo, representando as “cinzas” de estrelas massivas que, após o esgotamento de seu combustível nuclear, colapsaram em supernovas e, posteriormente, tornaram-se estrelas de nêutrons. Algumas de suas principais características são a alta velocidade de rotação, a enorme força gravitacional e o intenso campo magnético. Além disso, elas são as menores e mais densas estrelas conhecidas, possuindo um raio pequeno, entre 10 e 20 quilômetros, mas com massa de aproximadamente duas vezes a massa do Sol.

Pouco tempo depois da descoberta do nêutron pelo físico britânico James Chadwick, em 1932, o físico soviético Lev Landau teorizou sobre a existência de objetos extremamente densos formados após o colapso de uma estrela. Já naquela época, ele sugeriu que esses objetos seriam compostos por nêutrons em um estado altamente comprimido. Um ano depois, em 1934, os astrônomos Walter Baade e Fritz Zwicky, que trabalhavam na Caltech, propuseram que as supernovas representavam a transição de uma estrela normal para uma estrela de nêutrons.

Já em 1939, os físicos Robert Oppenheimer, também conhecido como o pai da bomba atômica, e George Volkoff desenvolveram uma solução para as equações de campo de Einstein, descrevendo a estrutura de equilíbrio hidrostático de uma estrela de nêutrons, baseando-se em um trabalho anterior do físico Richard Tolman. Essas soluções são conhecidas como as equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV).

Apesar da sólida base teórica, a confirmação da existência das estrelas de nêutrons foi feita apenas em 1967, quando a então estudante de doutorado Jocelyn Bell Burnell, membra do laboratório Cavendish em Cambridge, Reino Unido, detectou um sinal de rádio muito irregular, com um período de pulsos de 1,337 segundos. Tal irregularidade era tão inusitada que a fonte foi inicialmente apelidada de LGM-1 (Little Green Men 1), como uma “piada” com a hipótese de o sinal ser um indício de vida extraterrestre. Logo em seguida, a equipe descartou a origem artificial do sinal ao descobrir outros objetos emitindo sinais parecidos de outras regiões do céu. A conclusão foi de que os objetos deveriam ser de entes astrofísicos, além das características dos sinais serem consistentes com a teoria de estrelas de nêutron em rotação.

Os objetos identificados como a fonte do sinal são os pulsares. Esses objetos são, na verdade, estrelas de nêutrons em rápida rotação, dotadas de um campo magnético intenso. Sua emissão característica, concentrada em um feixe cônico nos polos magnéticos, faz com que a radiação (sobretudo ondas de rádio) seja projetada no espaço de modo semelhante à luz de um farol.

A descoberta do pulsar no centro da Nebulosa do Caranguejo forneceu a confirmação final para a existência das estrelas de nêutrons. Esta nebulosa é o resquício de uma famosa supernova observada em 1054 d.C. Ao detectar que a estrela de nêutrons no seu centro pulsava 30 vezes por segundo, os astrônomos validaram a hipótese proposta por Baade e Zwicky: a de que supernovas dão origem a estrelas de nêutrons.

Origem e estrutura geral

Uma estrela de nêutrons se forma a partir do colapso do núcleo de uma estrela progenitora com massa inicial superior a 8 massas solares. Quando o combustível nuclear se exaure e um núcleo de ferro — o elemento com a maior energia de ligação nuclear — se forma, o núcleo entra em colapso violento. Se sua massa ultrapassar o limite de Chandrasekhar, que é de cerca de 1,4 massas solares, a pressão de degenerescência dos elétrons — capacidade de ocupar os mesmos estados quânticos — torna-se insuficiente para conter o colapso gravitacional.

Tal colapso acompanha um processo denominado neutronização, onde prótons e elétrons se combinam para formar nêutrons. Isso resulta em um objeto ultradenso, com 1 a 3 massas solares compactadas em um raio de 10 a 20 quilômetros apenas. Logo, a densidade média de uma estrela de nêutrons é de cerca de 1014 vezes a densidade da Terra.

Uma estrela de nêutrons típica possui um gradiente de densidade que define quatro regiões principais, conforme ilustrado abaixo.

Figura 1: Representação das camadas de uma estrela de nêutrons.

Como é possível observar na figura 1, a camada mais externa é também a mais fina e menos densa, com uma extensão radial de aproximadamente 0,1 a 0,5 quilômetros. Esta região, a atmosfera, é composta predominantemente por hidrogênio (H), hélio (He) e carbono ©. Imediatamente abaixo, a crosta externa é formada por núcleos atômicos mais pesados e elétrons livres. Em toda essa camada exterior, a densidade bariônica — onde o termo “bárions” se refere a partículas como prótons e nêutrons — permanece muito baixa.

Logo abaixo da crosta externa, inicia-se a crosta interna. Nesta camada, com cerca de 0,5 km de espessura, a densidade atinge valores tão elevados que os nêutrons começam a escapar dos núcleos atômicos. O resultado é uma composição exótica: uma rede de núcleos pesados coexiste com um fluido de nêutrons livres, em um estado conhecido como “gotejamento de nêutrons”.

Abaixo dela, estendendo-se por aproximadamente 7 km, encontra-se o núcleo externo. Esta é a camada mais volumosa da estrela, onde a densidade ultrapassa a da matéria nuclear ordinária. Aqui, os núcleos atômicos se dissolvem completamente, formando um fluido denso e uniforme composto principalmente por nêutrons.

Finalmente, no centro da estrela, reside o núcleo interno — a região mais misteriosa. Com cerca de 5 km de raio e densidades extremas, a matéria pode assumir formas exóticas. Modelos físicos que estudam a matéria nuclear densa explicam que os próprios nêutrons podem se quebrar, liberando seus constituintes fundamentais, os quarks. Outra possibilidade é a formação de híperons, partículas similares aos prótons e nêutrons, mas contendo um tipo de quark mais pesado chamado “quark estranho”.

A física nuclear e de partículas

O estudo das estrelas de nêutrons, particularmente de seu núcleo, exige modelos teóricos avançados da física nuclear e de partículas. Estes modelos são necessários para descrever o comportamento da matéria sob densidades extremas, onde as interações entre partículas atingem intensidades impossíveis de replicar em laboratório. As equações de estado que regem essas condições são derivadas, principalmente, de duas abordagens: os modelos hadrônicos, que descrevem a matéria composta por partículas como nêutrons e prótons, e os modelos de quarks, que exploram estados mais exóticos da matéria.

Entre os modelos hadrônicos, o modelo de Walecka representa uma base fundamental. Ele descreve a interação entre nêutrons e prótons por meio da troca de partículas mediadoras chamadas mésons. Simplificadamente, um tipo de méson gera a atração entre os núcleons, enquanto outro é responsável pela repulsão que impede o colapso total. Contudo, os resultados desse modelo apresentam divergências com valores esperados fenomenologicamente, sendo necessária a implementação de aprimoramentos para aproximar grandezas físicas, como a compressibilidade da matéria nuclear e a massa efetiva dos nêutrons.

Versões mais modernas incluem partículas ainda mais exóticas, os híperons, que contêm um tipo de quark diferente chamado “quark estranho”. No entanto, a inclusão de híperons representa um grande desafio teórico, pois tende a “amolecer” a equação de estado, dificultando a explicação de estrelas de nêutrons com massas muito altas, como as observadas. Os físicos trabalham para ajustar esses modelos, introduzindo forças repulsivas adicionais para resolver este “quebra-cabeça dos híperons”.

Para explorar a possibilidade de um núcleo interno composto por matéria de quarks, são utilizados modelos como o da “Sacola MIT” e o modelo NJL (Nambu–Jona-Lasinio). O modelo da Sacola MIT baseia-se na ideia do confinamento, imaginando os quarks como partículas livres, movendo-se dentro de uma “bolha” ou “sacola” no vácuo. O grande trunfo do modelo é a Constante de Sacola (B), uma pressão externa constante que confina os quarks dentro dessa região. Na equação de estado, essa constante atua como uma densidade de energia de fundo que deve ser superada para que a matéria de quarks exista. Em essência, a pressão dos quarks livres dentro da sacola precisa vencer essa pressão de confinamento para que a matéria hadrônica se transforme em matéria de quarks. Sua simplicidade o torna uma ferramenta valiosa para cálculos iniciais sobre estrelas de quarks ou a transição de fase hádron-quark.

Já o modelo NJL é significativamente mais sofisticado, focando nas interações que geram a massa dos quarks. Diferente do modelo MIT, onde os quarks já nascem com massa, o modelo NJL descreve como os quarks, que são quase sem massa em seu estado fundamental, adquirem a maior parte de sua massa dinamicamente. Desta forma, o NJL é uma ferramenta crucial para modelar a transição de fase de maneira mais realista, alinhada com os princípios da cromodinâmica quântica.

Caso ambas as fases de matéria — hadrônica e de quarks — coexistam no interior da estrela, a transição entre elas é modelada por critérios termodinâmicos específicos. O modelo de transição de Gibbs assegura que a pressão e a energia se mantenham equilibradas na fronteira entre as fases, resultando em uma mudança suave na equação de estado que pode dar origem a estrelas de nêutrons híbridas.

Referências:

DEXHEIMER, Verônica Antocheviz. Compressibilidade da Matéria Nuclear em Estrelas de Nêutrons. Dissertação de Mestrado (Física) — Instituto de Física, Universidade Federal do Rio Grande do Sul, Porto Alegre, 2006.

GLENDENNING, Norman K. Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics, and General Relativity. 2. ed. New York: Springer-Verlag, 2000. (Astronomy and Astrophysics Library).

JACOBSEN, Rafael Bán. Plasma de Quarks e Glúons no Interior de Estrelas de Nêutrons. Dissertação de Mestrado (Física) — Instituto de Física, Universidade Federal do Rio Grande do Sul, Porto Alegre, 2007.

KUMAR, Rajesh et al. Theoretical and experimental constraints for the equation of state of dense and hot matter. arXiv, 2303.17021v2, 12 jun. 2024. Disponível em: https://arxiv.org/abs/2303.17021v2.

Texto escrito por Gustavo Machado Lopes, integrante do PET-Física e acadêmico do 10° semestre de Licenciatura em Física.