![\"\"](\"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-content\/uploads\/2022\/07\/75z4MAn1_o.jpg\")
<\/a>Cr\u00e9dito: Centro de Voo Espacial Goddard da NASA<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n
“Sabemos mais ou menos como a mat\u00e9ria se comporta a densidades nucleares, como no n\u00facleo de um \u00e1tomo de ur\u00e2nio”, disse Alex Filippenko, professor de astronomia na Universidade da Calif\u00f3rnia, Berkeley. “Uma estrela de neutr\u00f5es \u00e9 como um n\u00facleo gigante, mas quando temos 1,5 massas solares deste material, o que corresponde a cerca de 500.000 massas terrestres destes n\u00facleos todos densamente agrupados, n\u00e3o \u00e9 de todo claro como se ir\u00e3o comportar”.<\/p>\n\n\n\n
Roger W. Romani, professor de astrof\u00edsica na Universidade de Stanford, observou que as estrelas de neutr\u00f5es s\u00e3o t\u00e3o densas – 1 polegada c\u00fabica tem mais de 10 mil milh\u00f5es de toneladas – que os seus n\u00facleos s\u00e3o a mat\u00e9ria mais densa do Universo, sem contar com os buracos negros que, por estarem escondidos atr\u00e1s do seu horizonte de eventos, s\u00e3o imposs\u00edveis de estudar. A estrela de neutr\u00f5es, um pulsar designado PSR J0952-0607 \u00e9, portanto, o objeto mais denso vis\u00edvel a partir da Terra.<\/p>\n\n\n\n
A medi\u00e7\u00e3o da massa da estrela de neutr\u00f5es foi poss\u00edvel gra\u00e7as \u00e0 sensibilidade extrema do Telesc\u00f3pio Keck I de 10 metros em Maunakea, Hawaii, que apenas conseguiu obter um espectro, no vis\u00edvel, da estrela companheira, agora reduzida ao tamanho de um grande planeta gasoso. As estrelas ficam a cerca de 3000 anos-luz da Terra na dire\u00e7\u00e3o da constela\u00e7\u00e3o de Sextante.<\/p>\n\n\n\n
Descoberto em 2017, PSR J0952-0607 \u00e9 referido como um pulsar “vi\u00fava negra” – uma analogia \u00e0 tend\u00eancia das aranhas vi\u00favas negras f\u00eameas de consumir o macho muito mais pequeno ap\u00f3s o acasalamento. Filippenko e Romani estudam sistemas de vi\u00favas negras h\u00e1 mais de uma d\u00e9cada na esperan\u00e7a de estabelecer o limite superior das grandes estrelas de neutr\u00f5es\/pulsares.<\/p>\n\n\n\n
“Ao combinar esta medi\u00e7\u00e3o com as de outras vi\u00favas negras, mostramos que as estrelas de neutr\u00f5es devem atingir pelo menos esta massa, 2,35 +\/- 0,17 massas solares”, disse Romani, professor de f\u00edsica na Escola de Humanidades e Ci\u00eancias de Stanford e membro do Instituto Kavli para Astrof\u00edsica de Part\u00edculas e Cosmologia. “Por sua vez, isto proporciona alguma das mais fortes restri\u00e7\u00f5es \u00e0 propriedade da mat\u00e9ria em v\u00e1rias vezes a densidade vista nos n\u00facleos at\u00f3micos. De facto, muitos outros modelos populares de f\u00edsica de mat\u00e9ria densa s\u00e3o exclu\u00eddos por este resultado”.<\/p>\n\n\n\n
Se o valor de 2,35 massas solares estiver, efetivamente, perto do limite superior para as estrelas de neutr\u00f5es, como os investigadores dizem, ent\u00e3o \u00e9 prov\u00e1vel que o interior seja uma sopa de neutr\u00f5es bem como de quarks “u” ou “d” – os constituintes de prot\u00f5es e neutr\u00f5es normais – mas n\u00e3o mat\u00e9ria ex\u00f3tica, tais como quarks “estranhos” ou k\u00e1ons, que s\u00e3o part\u00edculas que cont\u00eam um quark estranho.<\/p>\n\n\n\n
“Uma massa m\u00e1xima elevada para as estrelas de neutr\u00f5es sugere que se trata de uma mistura de n\u00facleos e dos seus quarks u e d dissolvidos at\u00e9 ao n\u00facleo”, disse Romani. “Isto exclui muitos estados de mat\u00e9ria propostos, especialmente aqueles com composi\u00e7\u00e3o interior ex\u00f3tica”.<\/p>\n\n\n\n
Romani, Filippenko e o estudante de Stanford Dinesh Kandel s\u00e3o coautores de um artigo que descreve os resultados da equipa, aceite para publica\u00e7\u00e3o na revista The Astrophysical Journal Letters.<\/p>\n\n\n
<\/a>Cr\u00e9dito: Observat\u00f3rio W. M. Keck, Roger W. Romani, Alex Filippenko<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n
Qu\u00e3o grandes podem ficar?<\/strong><\/p>\n\n\n\n Os astr\u00f3nomos geralmente concordam que quando uma estrela com um n\u00facleo maior do que cerca de 1,4 massas solares colapsa no final da sua vida, forma um objeto denso e compacto com um interior sob uma press\u00e3o t\u00e3o elevada que todos os \u00e1tomos s\u00e3o esmagados para formar um mar de neutr\u00f5es e dos seus constituintes subnucleares, quarks. Estas estrelas de neutr\u00f5es nascem com rota\u00e7\u00e3o e, embora demasiado fracas para serem vistas no espectro \u00f3tico, revelam-se como pulsares, emitindo feixes de radia\u00e7\u00e3o – ondas de r\u00e1dio, raios-X ou mesmo raios-gama – que “piscam” \u00e0 Terra \u00e0 medida que giram, tal como o feixe de luz de um farol.<\/p>\n\n\n\n Os pulsares “normais” giram e piscam cerca de uma vez por segundo, em m\u00e9dia, uma velocidade que pode ser facilmente explicada dada a rota\u00e7\u00e3o normal de uma estrela antes do seu colapso. Mas alguns pulsares repetem-se centenas ou at\u00e9 1000 vezes por segundo, o que \u00e9 dif\u00edcil de explicar, a menos que a mat\u00e9ria tenha ca\u00eddo sobre a estrela de neutr\u00f5es e a tenha acelerado. Mas para alguns pulsares de milissegundo, n\u00e3o \u00e9 vis\u00edvel qualquer companheira.<\/p>\n\n\n\n Uma poss\u00edvel explica\u00e7\u00e3o para os pulsares de milissegundo isolados \u00e9 que cada um deles j\u00e1 teve uma companheira estelar, mas que a despojou at\u00e9 nada restar.<\/p>\n\n\n\n “O percurso evolutivo \u00e9 absolutamente fascinante. Ponto de exclama\u00e7\u00e3o duplo”, disse Filippenko. “\u00c0 medida que a estrela companheira evolui e come\u00e7a a tornar-se uma gigante vermelha, o material ‘transborda’ para a estrela de neutr\u00f5es e isso faz acelerar a sua rota\u00e7\u00e3o. Torna-se agora incrivelmente energizada e um vento de part\u00edculas come\u00e7a a sair da estrela de neutr\u00f5es. Esse vento atinge a estrela dadora, come\u00e7a a retirar material e, com o tempo, a massa da estrela dadora diminui para a de um planeta. E, se ainda mais tempo passar, desaparece por completo. E \u00e9 assim que se podem formar pulsares de milissegundo solit\u00e1rios. N\u00e3o come\u00e7aram sozinhos – tinham de ter estado num bin\u00e1rio – mas evaporaram gradualmente as suas companheiras e agora s\u00e3o solit\u00e1rios”.<\/p>\n\n\n\n O pulsar PSR J0952-0607 e a sua fraca estrela companheira apoiam esta hist\u00f3ria de origem para os pulsares de milissegundo.<\/p>\n\n\n\n “Estes objetos semelhantes a planetas s\u00e3o os remanescentes de estrelas normais que contribu\u00edram com massa e momento angular, acelerando a rota\u00e7\u00e3o dos seus companheiros pulsar para per\u00edodos de milissegundos e aumentando a sua massa no processo”, disse Romani.<\/p>\n\n\n\n “Num caso de ingratid\u00e3o c\u00f3smica, o pulsar vi\u00fava negra, que devorou uma grande parte da sua companheira, aquece agora e evapora a companheira para massas planet\u00e1rias e talvez para a aniquila\u00e7\u00e3o completa”, explicou Filippenko.<\/p>\n\n\n\n A descoberta de pulsares vi\u00fava negra em que a companheira \u00e9 pequena, mas n\u00e3o demasiado pequena para ser detetada, \u00e9 uma das poucas formas de determinar a massa da estrela de neutr\u00f5es. No caso deste sistema bin\u00e1rio, a estrela companheira – agora com apenas 20 vezes a massa de J\u00fapiter – \u00e9 distorcida pela massa da estrela de neutr\u00f5es e tem bloqueio de mar\u00e9, semelhante \u00e0 forma como a nossa Lua mostra apenas um lado \u00e0 Terra. O lado virado para a estrela de neutr\u00f5es \u00e9 aquecido a temperaturas que rondam 6200 K, um pouco mais quente do que o nosso Sol, e apenas brilhante o suficiente para se ver com um grande telesc\u00f3pio.<\/p>\n\n\n\n Filippenko e Romani apontaram o telesc\u00f3pio Keck I para PSR J0952-0607 em seis ocasi\u00f5es ao longo dos \u00faltimos quatro anos, cada vez observando com o LRIS (Low Resolution Imaging Spectrometer) em exposi\u00e7\u00f5es de 15 minutos para apanhar a companheira fraca em pontos espec\u00edficos da sua \u00f3rbita de 6,4 horas em torno do pulsar. Ao comparar os espectros com aqueles de estrelas semelhantes ao Sol, foram capazes de medir a velocidade orbital da estrela companheira e calcular a massa da estrela de neutr\u00f5es.<\/p>\n\n\n\n Filippenko e Romani examinaram at\u00e9 agora cerca de uma d\u00fazia de sistemas de vi\u00fava negra, embora apenas seis tivessem estrelas companheiras suficientemente brilhantes para permitir calcular uma massa. Todos envolveram estrelas de neutr\u00f5es menos massivas do que o pulsar PSR J0952-0607. Esperam estudar mais pulsares vi\u00fava negra, bem como as suas primas “de lista vermelha” (o equivalente australiano \u00e0 vi\u00fava negra, as chamadas “redbacks”), que t\u00eam companheiras mais pr\u00f3ximas com um-d\u00e9cimo da massa do Sol; e o que Romani classificou de “tidarrens” – onde a companheira tem cerca de um-cent\u00e9simo de uma massa solar – em honra a um parente da aranha vi\u00fava negra. O macho desta esp\u00e9cie, Tidarren sisyphoides, tem cerca de 1% do tamanho da f\u00eamea.<\/p>\n\n\n\n “Podemos continuar a procurar vi\u00favas negras e estrelas de neutr\u00f5es semelhantes que ‘patinam’ ainda mais perto do limite superior de massa, perto do buraco negro. Mas se n\u00e3o encontrarmos mais nenhuma, refor\u00e7a o argumento de que 2,3 massas solares \u00e9 o verdadeiro limite, para al\u00e9m do qual se tornam buracos negros”, disse Filippenko.<\/p>\n\n\n\n “Isto est\u00e1 mesmo no limite do que o telesc\u00f3pio Keck consegue fazer, portanto, salvo condi\u00e7\u00f5es de observa\u00e7\u00e3o fant\u00e1sticas, uma melhor determina\u00e7\u00e3o da massa de PSR J0952-0607 provavelmente s\u00f3 na era dos telesc\u00f3pios de 30 metros”, acrescentou Romani.<\/p>\n\n\n\n \/\/ UC Berkeley (comunicado de imprensa)<\/a> PSR J0952-0607:<\/strong> Estrelas de neutr\u00f5es:<\/strong> Pulsares:<\/strong> Observat\u00f3rio W. M. Keck:<\/strong> Uma estrela densa e colapsante, girando 707 vezes por segundo – o que a torna uma das estrelas de neutr\u00f5es mais r\u00e1pidas da Via L\u00e1ctea – dilacerou e consumiu o equivalente a quase a sua massa total de uma companheira estelar e, no processo, cresceu at\u00e9 se tornar na estrela de neutr\u00f5es mais massiva observada …<\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":5291,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[50,1],"tags":[313,529,1384,264],"class_list":["post-5290","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","","category-estrelas","category-telescopios-profissionais","tag-estrelas-de-neutroes","tag-observatorio-w-m-keck","tag-psr-j0952-0607","tag-pulsar"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5290","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=5290"}],"version-history":[{"count":1,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5290\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":5292,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5290\/revisions\/5292"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/media\/5291"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=5290"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=5290"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/ccvalg.pt\/astronomia\/wordpress\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=5290"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}
\/\/ Observat\u00f3rio W. M. Keck (comunicado de imprensa)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (The Astrophysical Journal Letters)<\/a>
\/\/ Artigo cient\u00edfico (arXiv.org)<\/a><\/p>\n\n\n\nSaiba mais:<\/h3>\n\n\n\n
Wikipedia<\/a><\/p>\n\n\n\n
Wikipedia<\/a>
Universidade de Maryland<\/a><\/p>\n\n\n\n
Wikipedia<\/a>
Cat\u00e1logo ATNF de Pulsares<\/a>
Pulsar vi\u00fava negra (Wikipedia)<\/a><\/p>\n\n\n\n
P\u00e1gina principal<\/a>
Wikipedia<\/a><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"