A idéia de uma estrela de nêutrons foi desenvolvida em 1939 quando os primeiros cálculos sobre suas propriedades foram feitos. Se a massa de uma estrela normal fosse comprimida em um volume suficientemente pequeno, os prótons e elétrons seriam forçados a se combinar e formar neutrons. Por exemplo, uma estrela de 0.7 massa solar produziria uma estrela de neutrons de apenas uns 10 km de raio. Mesmo com uma temperatura superficial de 50,000 K, seu raio é tão pequeno que sua luminosidade total seria um milhão de vezes menor do que a do Sol.
Como as anãs brancas, estrelas de neutrons apresentam uma relação de proporção inversa entre massa e raio. Quanto maior a massa da estrela de neutrons, menor seu raio. Seu tamanho extremamente pequeno implica que elas giram muito rápido, devido à conservação de momento angular. A questão de conservação de momento angular é discutida abaixo para um caso simples da roda de um carro.
É difícil calcular como é o
interior de uma
estrela de neutrons, pois a ele se aplica uma Física de
condições
extremas, não reprodutível em nossos laboratórios.
Modelos
sugerem que os neutrons comprimidos em uma configuração
tão
densa formam um "mar superfluido". Normamente,
superfluidos, como o hélio líquido, ocorrem a
temperaturas
muito baixas. As baixas temperaturas são necessárias em
função
da presença de cargas elétricas (prótons e
eléctrons); uma
mistura densa de neutrons (com carga elétrica nula) pode se
tornar superfluida mesmo a altas temperaturas.
O interior de uma estrela de neutrons consiste
de um núcleo grande formado basicamente por neutrons e um
pequeno número de protons supercondutores. Novamente, a baixas
temperaturas, os prótons supercondutores, combinados com a alta
velocidade de rotação da estrela, produzem um efeito
dínamo,
semelhante ao responsável pelo campo magnético da Terra.
Ao
redor do núcleo encontra-se um manto de neutrons, seguido por
uma camada de núcleos de ferro e elétrons livres.
Pulsares:
Toda estrela possui um campo magnético, em geral fraco. Contudo, quando o núcleo de uma estrela é comprimido até atingir o estágio de uma estrela de neutrons (após uma explosão de supernova, por exemplo), o fraco campo magnético é também comprimido. As linhas de campo se adensam, tornando o campo magnético muito intenso. Um campo magnético forte, combinado com alta rotação produz fortes correntes elétricas na superfície da estrela de neutrons.
Prótons e elétrons
fracamente
ligados à superfície da estrela são projetados
para fora e
fluem ao longo das linhas do campo magnético, em
direção aos
seus pólos norte e sul. O eixo magnético da estrela de
neutrons
não está necessariamente alinhado com o eixo de
rotação (assim
como na Terra); eles podem estar inclinados um com
relação ao
outro, como mostra a figura abaixo.
A estrela de neutrons em rotação tem duas fontes de radiação eletromagnética: 1) radiação síncroton não-térmica emitida por partículas presas ao campo magnético da estrela, e 2) radiação térmica devida às partículas que colidem com a superfície da estrela de neutrons junto aos pólos magnéticos. O componente de origem térmica inclui raios-x, radiação ótica e em rádio, dado que os prótons colidindo com a superfície a estrela têm velocidades extremamente altas. Dado o desalinhamento entre os pólos magnéticos, emitindo grande quantidade de radiação, e o eixo de rotação, a luz emitida pelos pólos varre diferentes direções no espaço como um farol. Somente quando a Terra encontra-se na direção da radiação dos pólos, podemos detetar a estrela de neutrons, como uma fonte que emite uma série de pulsos; tal objeto é conhecido como um pulsar.
Pulsares foram descobertos por
acidente em 1967 durante uma busca por fontes de rádio
distantes.
Um radiotelescópio especial, sensível a ondas de
rádio de rápida
variabilidade havia sido contruído. Um objeto encontrado
possuía
pulsos de radiação extremamente regulares. Seu
período era de
1.337 segundo, com uma precisão de uma parte em 10
milhões. O
comportamento típico de um pulsar é mostrado abaixo.
Note que a forma dos pulsos é semelhante tanto para luz de alta energia (raios-X, primeiro gráfico) quanto para os domínios ótico (2o gráfico) e rádio do espectro, o que indica que a fonte de radiação na superfície da estrela de neutrons é a mesma para todos os comprimentos de onda.
Discos de acresção:
Se uma supernova ocorre em um
sistema binário, a companheira da supernova pode perder parte de
suas camadas superficiais, mas sobreviverá à
explosão. Uma
estrela de neutrons então será formada próxima a
esta estrela
secundária. Quando esta última evoluir e se tornar uma
gigante
vermelha, seu envelope se expandirá, podendo ultrapassar seu lóbulo
de Roche (ver parte sobre Sistema Solar); gás da
secundária
então irá espiralar em direção à
estrela de neutrons, como
representado no diagrama abaixo.
O gás em queda sobre a estrela
de neutrons formará um espesso disco de material ao redor desta
última, chamado de disco de acresção. A
forma de um
disco se deve ao fato de que gás, proveniente da estrela
secundária
agora evoluída, mantém seu movimento orbital. Atrito
entre
camadas de gás em órbitas próximas ao longo do
disco de acresção
levam à perda de momento angular e ao movimento de queda em
espiral em direção à superfície da estrela
de neutrons. Como
o gás em espiral se move para dentro do campo gravitacional
desta última, sua energia gravitacional é convertida na
forma
de calor no interior do disco de acresção.
A liberação de energia
gravitacional é maior na parte interna do disco de
acresção,
onde a temperatura então atinge valores de milhões de
graus.
Sendo o objeto no centro do disco muito compacto, uma fonte de
alta energia se torna então presente, mesmo com uma modesta taxa
de acresção de matéria. Tal região
emitirá radiação nos
domínios do ultravioleta e raios-x. A assinatura de uma estrela
binária de raios-x deste tipo é vista abaixo.
Se o gás é transferido em grande
quantidade
do disco de acresção para a estrela de neutrons, a
energia não
consegue ser liberada suficientemente rápido, levando a um forte
aumento na pressão. A tendência neste caso é de que
eventualmente gás seja ejetado da estrela de neutrons para
diminuir a pressão, o que é mais facilmente feito ao
longo dos
pólos. Assim sendo, discos de acresção intensos em
geral geram
jatos de gases a alta velocidade em direções
perpendiculares ao
plano do disco de acresção.
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