Medium effects on neutron star modified and direct Urca cooling rates

Nas profundezas do cosmos, muito além do alcance de telescópios que capturam a luz visível, encontram-se alguns dos objetos mais extremos do universo: estrelas de nêutrons. Estas são os núcleos colapsados de estrelas massivas que explodiram, deixando para trás uma esfera de matéria tão densa que uma única colher de chá pesaria um bilhão de toneladas na Terra. Por serem tão densas, elas também são incrivelmente quentes quando jovens, brilhando com um calor intenso que se dissipa lentamente ao longo de milhões de anos. Ao observar o quão rápido essas estrelas esfriam, os astrônomos podem espiar o interior delas, aprendendo sobre a estranha física da matéria sob condições que não podem ser recreadas em nenhum laboratório na Terra. A chave para esta investigação reside em compreender como a estrela perde o seu calor. Embora parte do calor escape como luz da superfície, a forma mais eficiente de uma estrela de nêutrons arrefecer é emitindo partículas invisíveis chamadas neutrinos, que fluem para fora do núcleo e carregam a energia consigo.

Uma equipa de investigadores analisou recentemente este processo de arrefecimento, utilizando as observações mais recentes de quase sessenta estrelas de nêutrons isoladas para testar as nossas teorias atuais. Eles focaram-se em duas formas específicas pelas quais estas estrelas podem libertar o seu calor. A primeira é um processo muito rápido que só acontece se a estrela for pesada o suficiente e contiver uma concentração suficientemente alta de protões. A segunda é um processo muito mais lento e comum, que acontece em quase todas as estrelas de nêutrons. Os cientistas queriam saber qual destes processos está realmente a acontecer nas estrelas que vemos, e se mudanças subtis na forma como as partículas interagem no interior da estrela poderiam alterar a nossa compreensão da velocidade de arrefecimento delas. Ao compararem as suas simulações por computador com dados reais, descobriram que o mecanismo de arrefecimento mais rápido deve estar ativo na maioria destas estrelas, mas está a ser travado por um efeito quântico específico. Também descobriram que um ajuste proposto ao processo de arrefecimento mais lento faria quase nenhuma diferença no que observamos.

Para compreender o trabalho dos investigadores, deve-se primeiro compreender as duas principais formas de uma estrela de nêutrons perder calor. O primeiro método, conhecido como processo direto Urca, é como abrir uma mangueira de incêndio. É uma forma incrivelmente eficiente de emitir neutrinos, mas só é ativado se a estrela for massiva o suficiente para comprimir o seu núcleo até uma densidade crítica onde os protões se tornem abundantes. Se este processo estiver ativo, a estrela arrefece muito rapidamente, libertando o seu calor num período de milhares de anos. O segundo método, chamado processo Urca modificado, é mais como um gotejamento lento. Envolve uma partícula extra que atua como um espectador para ajudar a reação a acontecer, o que o torna muito menos eficiente. Este processo está sempre disponível, mas leva milhões de anos para arrefecer significamente uma estrela. Durante décadas, os cientistas debateram qual destes dois mecanismos domina nas estrelas que observamos, e se o ambiente extremo no interior da estrela altera a forma como estas reações funcionam.

Os investigadores neste estudo empregaram uma poderosa simulação por computador para modelar a vida de uma estrela de nêutrons desde o seu nascimento até à sua velhice. Utilizaram dois modelos teóricos diferentes para a equação de estado, que é essencialmente um livro de regras descrevendo como a matéria se comporta sob a pressão esmagadora de uma estrela de nêutrons. Um modelo, baseado no potencial Argonne V18, prevê que o processo de arrefecimento rápido é ativado a uma massa relativamente baixa, o que significa que mesmo estrelas de tamanho médio arrefeceriam rapidamente. O outro modelo, baseado no potencial Bonn B, sugere que o processo rápido só começa em estrelas muito pesadas, deixando as mais leves a arrefecer lentamente. A equipa executou as suas simulações com estes dois modelos, adicionando os efeitos da superfluididade, um estado onde as partículas fluem sem fricção, o que pode atuar como um travão no processo de arrefecimento. Eles compararam então os resultados das suas simulações com os dados reais de temperatura e idade de cinquenta e nove estrelas de nêutrons observadas.

Os resultados foram claros e apontaram para uma conclusão específica. Os dados mostraram que as estrelas estão a arrefecer mais rapidamente do que o modelo de gotejamento lento sozinho poderia explicar, mas não tão rapidamente quanto o modelo da mangueira de incêndio preveria se nada a impedisse. Este padrão sugere fortemente que o processo de arrefecimento rápido está, de facto, ativo na maioria das estrelas observadas, mas está a ser parcialmente suprimido pela natureza superfluid da protões no interior da estrela. Quando os investigadores ajustaram os seus modelos para corresponder aos dados reais, descobriram que o modelo baseado no potencial Argonne V18 funcionava melhor. Este modelo exige que o arrefecimento rápido comece a uma massa de cerca de 1,10 vezes a massa do nosso Sol, um limiar que se enquadra confortavelmente na gama de estrelas de nêutrons observadas. Em contraste, o outro modelo, que requer uma estrela muito mais pesada para desencadear o arrefecimento rápido, falhou em corresponder aos dados porque previa que muitas das estrelas observadas deveriam ser mais quentes do que realmente são.

A equipa também investigou uma questão mais subtil: será que a forma como as partículas interagem entre si no interior da estrela altera a velocidade do processo de arrefecimento lento? Teorias recentes sugeriram que a presença de outras partículas no núcleo denso poderia aumentar a taxa do mecanismo de gotejamento lento por um fator significativo. Os investigadores testaram isto adicionando estas modificações de meio às suas simulações. Descobriram que, mesmo que este aumento fosse real, teria quase nenhum efeito no arrefecimento observável das estrelas. Isto ocorre porque, nas estrelas onde o arrefecimento rápido está ativo, a superfluidade dos protões suprime o processo lento de forma tão eficaz que qualquer aumento é irrelevante. Nas estrelas onde o arrefecimento rápido não está ativo, o processo lento é dominado por uma reação diferente envolvendo neutrões, que não é afetada pelo proposto aumento. Portanto, o aumento proposto na taxa de arrefecimento lento não altera o quadro de como estas estrelas arrefecem.

Em última análise, este estudo fornece uma restrição mais rigorosa sobre a estrutura interna das estrelas de nêutrons. Confirma que o mecanismo de arrefecimento mais rápido está provavelmente a trabalhar na maioria destes objetos, mas é mantido sob controlo pelas propriedades superfluidas dos protões. A investigação também destaca que a nossa incerteza atual não reside nos mecanismos de arrefecimento lento, mas sim na taxa com que os neutrões colidem e emitem neutrinos. À medida que mais dados se tornam disponíveis sobre as massas e atmosferas destas estrelas, os cientistas poderão refinar estes modelos ainda mais, desvendando outra camada do mistério em torno da matéria mais densa do universo. Por agora, a evidência aponta para um universo onde os objetos mais extremos arrefecem através de um equilíbrio delicado entre emissão rápida e supressão quântica, um equilíbrio que depende criticamente da massa da estrela e do comportamento estranho da matéria no seu núcleo.