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Pulsar massivo recém descoberto bate recorde de massa e desafia astrofísica

Os pulsos de uma estrela de nêutrons sofrem atraso quando passam perto da anã branca companheira. Este efeito permitiu aos astrônomos medir as massas do sistema binário pulsar/anã branca. Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

Os pulsos de uma estrela de nêutrons sofrem atraso quando passam perto da anã branca companheira. Este efeito permitiu aos astrônomos medir as massas do sistema binário pulsar/anã branca. Crédito: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF

Uma equipe de astrônomos descobriu a mais massiva estrela de nêutrons já medida, através do Telescópio Green Bank do NSF (National Science Foundation). A existência de tal objeto trás impactos em vários campos da astrofísica.

“Esta é uma estrela de nêutrons com duas vezes a massa do Sol (massa estimada = 1,97 ± 0,04 M☼), 13% mais massiva que o segundo lugar, o pulsar PSR J1903 + 0327 (massa = 1,74 ± 0,04 M ), cuja descoberta foi anunciada em junho de 2008. Isto é surpreendente. A descoberta de um objeto com tal massa significa que diversos modelos teóricos que tentam explicar a composição interna das estrelas de nêutrons têm que ser descartados”, afirmou Paul Demorest, membro do NRAO (National Radio Astronomy Observatory). “Esta medição também desafia nosso conhecimento do comportamento da matéria sob densidades extremamente altas e trás implicações para os modelos de física nuclear”, acrescentou Paul.

As estrelas de nêutrons são “cadáveres” compostos por “cinzas” ultra-densas originadas dos restos do colapso gravitacional de estrelas massivas que explodiram como supernovas  Tipo II, Tipo Ib ou Tipo Ic. Com a sua massa remanescente compactada em uma esfera com o diâmetro equivalente ao tamanho de uma cidade (raio R ≈ 10 km para M = 1,4M☼, podendo chegar até R∞ ≈ 13 km, segundo Neutron Stars por Paweł Haensel, A Y Potekhin, D G Yakovlev (2007), página 17), os seus prótons e elétrons se fundiram em nêutrons. Uma estrela de nêutrons tem densidade média (3,7×1014 a 5,9×1014 g/cm3) com ordem de grandeza equivalente à do núcleo atômico (3 × 1014 g/cm3), e um pequeno volume do seu material, a caber em um dedal, pode pesar mais que 500 milhões de toneladas. Esta tremenda densidade faz com que estes objetos extremos sejam considerados como “laboratórios” ideais naturais para estudarmos os estados de matéria mais densos e exóticos conhecidos na física.

Os cientistas usaram um efeito da teoria da Relatividade Geral de Einstein para medir tanto a massa da estrela de nêutrons quanto da sua companheira orbital, uma anã branca. Esta estrela de nêutrons é um pulsar, emitindo feixes tipo-farol de ondas de rádio que viajam pelo espaço enquanto o pulsar gira. Este objeto, o pulsar PSR J1614-2230, gira 317 vezes por segundo, enquanto que a companheira anã branca completa uma órbita em torno do centro de massa do sistema binário em apenas 9 dias. O par binário, que reside a uma distância de 3.000 anos-luz da Terra, está, felizmente, em uma órbita quase perpendicular ao nosso ponto de vista. Esta orientação especifica foi a chave para fazer a medição da massa das componentes deste sistema de estrelas exóticas.

Gráficos mostram o 'atraso de Shapiro' quando a anã branca transita na frente do pulsar. Crédito: Nature/P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels

Gráficos mostram o ‘atraso de Shapiro’ quando a anã branca transita na frente do pulsar. Crédito: Nature/P. B. Demorest, T. Pennucci, S. M. Ransom, M. S. E. Roberts & J. W. T. Hessels

Atraso de Shapiro

À medida que a anã branca transita em frente do pulsar, as ondas de rádio do pulsar que chegam à Terra passam ao lado da anã branca. Esta passagem próxima faz que com as ondas se “atrasem” devido à distorção do espaço-tempo produzida pela gravidade intensa da anã branca. Este efeito, denominado de Atraso de Shapiro, permitiu aos cientistas medir com precisão as massas de ambas as estrelas.

“Tivemos muita sorte com este sistema. O pulsar de rápida-rotação dá-nos um sinal para seguir ao longo da órbita. Além disso, a órbita está quase perfeitamente perpendicular. E mais, a anã branca do sistema também é particularmente massiva para um objeto do seu tipo. Esta combinação única torna o Atraso de Shapiro muito mais forte e por isso mais fácil de medir,” afirmou Scott Ransom, também do NRAO.

Os astrônomos usaram um instrumento digital recém-construído denominado GUPPI (Green Bank Ultimate Pulsar Processing Instrument), acoplado ao Telescópio de Green Bank, para seguir a estrela dupla através de uma órbita completa no início deste ano. A utilização do GUPPI melhorou por várias vezes a capacidade dos astrônomos em cronometrar os sinais do pulsar. O vídeo abaixo explica a técnica:

Os investigadores esperavam que a estrela de nêutrons tivesse aproximadamente 1,5M☼. Entretanto, suas observações revelaram que o pulsar tinha o dobro da massa do Sol (2M☼). Essa quantidade de massa, disseram os cientistas, desafia nosso conhecimento sobre a composição de uma estrela de nêutrons. Alguns modelos teóricos postularam que, em adição aos nêutrons, tais estrelas deveriam conter também outras partículas subatômicas exóticas chamadas híperons ou condensados “kaon”.

“Nossos resultados excluem estas idéias”, afirmou Ransom. A equipe publicou os seus resultados na edição de 28 de Outubro da revista Nature.

Estes resultados trazem mais implicações, delineadas em um segundo artigo, a ser publicado futuramente na revista Astrophysical Journal Letters. “Esta medição disse-nos que se quaisquer quarks estiverem presentes no núcleo de uma estrela de nêutrons, não podem estar ‘livres’, mas interagindo fortemente uns com os outros tal como acontece nos núcleos atômicos”, afirmou Feryal Ozel da Universidade do Arizona, principal autor do segundo artigo.

Ainda permanecem várias hipóteses prováveis para a composição interna das estrelas de nêutrons, mas os novos resultados impõem limites, assim como em relação a densidade máxima possível da matéria fria.

O impacto científico (veja o vídeo abaixo) das novas observações do Telescópio Green Bank também se aplica a campos além da caracterização da matéria em densidades extremas. Uma das explicações principais para a causa de um tipo de explosão de raios-gama de “curta-duração” é que as mesmas são possivelmente provocadas pela colisão de estrelas de nêutrons. O fato das estrelas de nêutrons poderem ser tão massivas como a PSR J1614-2230 vem a corroborar este mecanismo potencial causador destas explosões de raios-gama.

Também se estima que as colisões de estrelas de nêutrons produzam ondas gravitacionais que são o alvo de diversos observatórios em operação tanto nos EUA quanto na Europa. As ondas gravitacionais, se detectadas, os cientistas alegam, transportariam valiosas informações adicionais acerca da composição das estrelas de nêutrons.

“Em geral, os pulsares proporcionam uma grande oportunidade para estudar física exótica e este sistema é um fantástico laboratório, que nos fornece informação valiosa com muitas implicações”, explicou Ransom. “Para mim, é espetacular que um simples número, a massa de uma estrela de nêutrons, possa nos contar tanto acerca dos muitos diferentes aspectos da física e da astronomia,” acrescentou Ransom.

Fontes

Nature: A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay

NRAO: Astronomers Discover Most Massive Neutron Star Yet Known

Universe Today: Super Star Smashes into the Record Books.

Physorg.com: Astronomers discover most massive neutron star yet known (w/ Video)

Space.com: Most Massive Neutron Star Breaks Cosmic Record por Charles Q. Choi

ScienceNews: Neutron star breaks mass record

Scientific American: Hard-Core Astrophysics: Massive Neutron Star Hints at How Matter Behaves at Its Densest

._._.

1 comentário

2 menções

  1. Maicon Sales Totti

    Como Enxergamos?
    Não sei se ajuda, mas pensar que enxergamos um universo em três dimensões é errado, pois temos que pensar que as medidas são isométricas, e não como as enxergamos, pois se pensarmos assim estamos contradizendo, por exemplo, que a velocidade da luz é imutável, exemplo: entre dois astros com distância de 1 bilhão de quilômetros, e então uma luz lançada de um astro para outro, levaria pouco menos de uma hora para atravessar o espoco entre eles, mas daqui da Terra eu com uma régua posso medir e constatar que a distância com o meu braço esticado é de 30 centímetro, e posso imaginar uma vagarosa luz percorrendo 30 centímetros e uma hora, isso porque enxergamos uma representação perspectiva de três dimensões. Então não podemos dizer que enxergamos um mundo em 3D. Deixamos então de imaginar essa perspectiva ilusória, e imaginemos o universo como cubos isométricos, e se tivéssemos o poder de enxergar isometricamente dois cubos de 1m³ cada, sendo que um deste está a um metro de nosso campo de visão e o outro está logo ali na frente a 1 bilhão de km, mas com um criterioso detalhe, que o segundo cubo não esteja atrás do outro no nosso campo de visão, mas sim a 30 cm de distância deslocado a direita, e ai está; como na situação em perspectiva anterior a luz demoraria uma hora para atingir o segundo cubo, mas do nosso campo de visão, mesmo isomérico, ela estaria percorrendo 30 cm em uma hora, então podemos ver que do nosso campo de visão tanto isométrico quanto perspectivo, o que importa realmente é a direção perpendicular da isometria com que a luz viaja, mas onde estou querendo chegar. Imaginando o universo feito de tijolos de linhas exatamente perpendiculares de exatos 90º00’00,00000…”, perfeitamente isométrico, translúcido, permeável, mas porem, também “tangível”,. Mas porque “tangível”? ora com a presença de massa os tijolos deixam de ser formas perfeitas, deixam de ter ângulos retos, e passa a ter formas como aquelas que vemos em perspectiva, de linhas retas, mas que se encontram em um único ponto. Daí, percebemos, e até podemos calcular, fenômenos, como desvio na trajetória da luz, lentes cósmicas e ainda mais, a aceleração ou melhor, a gravidade. Façamos uma experiência; com duas lâminas de vidro e uma bola de tênis ungida com óleo, então seguremos as lâminas, uma em cada mão, e peça para alguém colocar a bola de tênis exatamente no meio, e então “pressionando” a bola com as duas mãos mantendo as lâminas paralelas, é possível manter a bola ali, parada entre elas, mas se por um descuido a posição das lâminas deixar de ser paralelos perfeitos, a bola vai adquirir aceleração em direção oposta às linhas que se juntam, ou seja, ela escapa para o lado mais aberto, então como no espaço cósmico, onde encontram-se um astro, ao seu redor estão tijolos de formatos “cônicos”, não! Não ficam bem descritos como cônicos, mas semelhantes a uma perspectiva cônica, e o lado do tijolos cósmico que está voltado para o astro, é maior do que o seu oposto, essa é a idéia de gravidade, e usando o mesmo conceito e até mesmo a aceleração produz deformação nos tijolos. Como na mesma experiência anterior, com as lâminas paralelas, empurrem a bola de volta para o centro, e o notável podemos perceber, que enquanto as lâminas ainda não estão paralelas, ou seja, o lado que a bola está entrando está mais aberto, então é necessário aplicar uma ação, uma força para que a bola consiga chegar ao meio, mas quando ela chega lá, as lâminas pode novamente ficar em posição de paralelos perfeitos, chegando a bola em estado de repouso. Com esse pensamento então é possível dizer que a ausência de matéria tornam os as linhas do fluido cósmico paralelos perfeitos, mas com a presença de matéria ela sofre a famosa curva no espaço-tempo, uma “ruga”, então porque não dizer que em um único átomo uma fração talvez ainda imensurável da mecânica quântica, de “pressão” como na experiência, que à segura ali, possa formar uma pequena ruga entorno do átomo, que o segura em estado de repouso, isso mesmo, como em duas linhas paralelas mas com uma pequena saliência o exato momento em que a matéria repousa, assim “||” sem matéria e assim “(O)”com matéria, até que uma corpo de massa maior, com rugas maiores, possa influenciar no seu estado de repouso, e porque não dizer, que somando essas unidade de pequenas deformações em cada cudo tridimensional que envolve cada partícula de matéria, resultado da mínima pressão que seu lugar ocupa, venham a ser responsável por grande parte dos mistérios que a física venha desvendar.

  1. Qual a massa estelar para que se forme uma estrela de nêutrons? » O Universo - Eternos Aprendizes

    […] Comentário: ERRO de omissão! Há um erro técnico cometido por Fraser Cain ao omitir que a faixa de 1,5 a 5 vezes a massa do Sol se refere ao núcleo remanescente da estrela (core mass), ou seja, o material que permaneceu na estrela que não foi expulso para o espaço durante a explosão de supernova. Fraser Cain deveria ter escrito: To get a neutron star, you need to have star core mass that’s larger than about 1.5 solar masses and less than 5 times the mass of the Sun. (Para se obter uma estrela de nêutrons você deve considerar uma estrela cujo núcleo remanescente seja mais massivo que 1,5 vezes a massa do Sol e menos de 5 vezes a massa do Sol). O interessante é que até hoje a estrela de nêutrons mais massiva já encontrada tem a massa de 1,97±0,04 vezes a massa solar. Leia detalhes em Pulsar massivo recém descoberto bate recorde de massa e desafia astrofísica. […]

  2. Tweets that mention Pulsar massivo recém descoberto bate recorde e desafia astrofísica « Eternos Aprendizes -- Topsy.com

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