Ao desenvolver uma nova relação teórica para descrever o quão densas são as estrelas de nêutrons (os restos de estrelas massivas formadas como supernovas), os pesquisadores encontraram uma maneira de testar as propriedades da física nuclear sob condições muito extremas.
como um núcleo colapsado estrelas massivasum estrela de nêutrons é um objeto pequeno, mas extremamente denso, três vezes mais denso que a massa do nosso sol em um pequeno volume. Os modelos prevêem que as estrelas de neutrões têm cerca de 20 quilómetros de diâmetro, mas os seus raios exatos não são claros.
Rezzola e seu colega de Frankfurt, Christian Ecker, tornaram as coisas mais claras com um novo estudo sobre a compactação das estrelas de nêutrons.
Determinar o raio de uma estrela de nêutrons é difícil por vários motivos. 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 dentro da estrela de nêutrons, a partir das quais o raio e outras propriedades podem ser derivadas com precisão.
O problema é que as condições no interior das estrelas de neutrões são tão extremas que ultrapassam os limites da nossa compreensão da física nuclear. Uma colher de material de estrela de nêutrons pode pesar até um bilhão de toneladas. Sob a pressão intensa, os átomos são esmagados e os prótons carregados positivamente se fundem com os elétrons carregados negativamente, criando uma célula cheia de nêutron.
Mas no centro de uma estrela de nêutrons, a física bizarra pode prevalecer: por exemplo, pode haver partículas “estranhas” de matéria chamadas hiperons, ou enormes forças gravitacionais podem até fazer com que os nêutrons se comprimam e forcem a estrela de nêutrons a colisões. Quark As partículas que eles formam fluem quase livremente. No entanto, não há como testar tudo isto porque os cientistas não conseguem replicar as condições dentro de uma estrela de neutrões em laboratório. Terra. É muito extremo.
Portanto, não existe apenas uma equação de estado para uma estrela de nêutrons, mas todo um conjunto de possíveis equações de estado, e cada modelo possui uma equação que descreve as possíveis condições dentro da estrela de nêutrons.
Para avaliar a densidade de uma estrela de nêutrons, Rezzola e Eck consideraram dezenas de milhares de equações de estado. No entanto, para tornar as coisas mais fáceis de gerir, consideraram apenas as estrelas de neutrões mais massivas em cada caso.
“Um resultado bem conhecido da relatividade geral é que cada equação de estado tem uma massa máxima permitida”, disse Rezzola. “Qualquer massa maior que a massa máxima resulta em buraco negro. Sabemos por 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 das estrelas de nêutrons. Com base nisso, a razão entre a massa de uma estrela de nêutrons e seu raio é sempre menor que 1/3.
Esta proporção pode ser determinada pelas chamadas unidades geométricas, que são comumente usadas em física. relatividade geral e permite que a massa seja expressa em termos de comprimento e não de peso.
“Como estabelecemos um limite superior para a compactação, podemos definir um limite inferior para o raio”, disse Rezzola. “Depois de medirmos a massa de uma estrela de nêutrons, podemos dizer que seu raio deve ser maior que três vezes a sua massa.”
Rezzola e Eck também descobriram que esta razão é válida para todas as equações de estado, independentemente da sua massa máxima. À primeira vista, isto pode parecer surpreendente, pois seria natural supor que as estrelas de nêutrons mais massivas seriam as mais compactas, uma vez que têm uma gravidade mais forte tentando encolhê-las. Em vez disso, a exótica física nuclear que funciona nas estrelas de nêutrons parece transcender isso e equilibrar as coisas.
Esta relação surge em parte dos princípios da cromodinâmica quântica (QCD), que trata de como força poderosa Partículas chamadas quarks se combinam para formar partículas como nêutrons. força forte é chamada glúons (O nome vem do fato de que os quarks colam os quarks.) E QCD é a teoria quântica de campos que governa os quarks, dando-lhes um número quântico curiosamente chamado de “carga de cor”.
Rezzolla e Ecker aplicaram certas suposições padrão baseadas na QCD para derivar sua relação de compactação – que eles descreveram como QCD deixando uma “impressão” na estrutura interna da estrela de nêutrons. Isto significa que se for possível medir com precisão o raio de uma estrela de neutrões, qualquer desvio desta relação será uma pista importante de que algo está errado com a nossa compreensão da QCD.
“Se observarmos uma violação deste resultado, por exemplo, se a estrela de nêutrons for mais de 1/3 compacta, isso indicaria um problema com as suposições da QCD que empregamos”, disse Rezzola.
Talvez não tenhamos que esperar muito para obter observações precisas dos raios das estrelas de nêutrons, o que nos permitirá testar posteriormente essa relação e a QCD. Rezzola descreveu a perspectiva como “otimista” e citou o experimento NICER (Neutron Star Interior Composition Explorer). estação espacial internacionale o valor medido Ondas gravitacionais eventos, alguns dos quais envolvem a fusão de um buraco negro com uma estrela de nêutrons. Até à data, apenas um caso (GW 170817) envolve a fusão de duas estrelas de neutrões.
“Se pudéssemos ver mais eventos como GW 170817, poderíamos estabelecer limites mais rígidos para os possíveis raios das estrelas de nêutrons”, disse Rezzola.
A pesquisa de Rezzolla e Ecker é publicada em um repositório de artigos pré-impressos arXiv.
