Adiabatic evolution of hadronic neutron stars

Nas profundezas do cosmos, onde a gravidade esmaga a matéria em estados que não podem ser replicados em qualquer laboratório na Terra, encontram-se as estrelas de nêutrons. Estas são os núcleos colapsados de estrelas massivas que morreram em explosões espetaculares, deixando para trás objetos tão densos que uma única colher de chá de seu material pesaria um bilhão de toneladas. Durante décadas, cientistas tentaram entender as regras que governam essa matéria extrema, perguntando o que acontece quando você espreme prótons e nêutrons até que eles se quebrem ou se transformem em partículas mais estranhas. A resposta reside na "equação de estado", um conjunto de regras físicas que descreve como a pressão e a densidade se relacionam entre si dentro desses cadáveres estelares. Essa relação é crucial porque dita quão pesada uma estrela de nêutrons pode se tornar antes de colapsar em um buraco negro, e como ela se comporta quando gira ou quando nasce no rescaldo ardente de uma colisão estelar. Compreender essas regras ajuda os astrônomos a decodificar os sinais de ondas gravitacionais — ondulações no espaço-tempo causadas por eventos cósmicos violentos — e determinar o destino dos objetos deixados para trás.

Uma equipe de pesquisadores construiu agora um novo e detalhado mapa desta matéria extrema para explorar como as estrelas de nêutrons evoluem ao longo do tempo, particularmente nos momentos que seguem seus nascimentos violentos. Eles focaram em dois cenários específicos: o nascimento de uma estrela de nêutrons a partir do colapso de uma estrela massiva, e o remanescente deixado após duas estrelas de nêutrons colidirem uma com a outra. Em ambos os casos, o objeto recém-nascido é incrivelmente quente, gira rapidamente e está repleto de partículas presas chamadas neutrinos que não podem escapar imediatamente. Os pesquisadores queriam saber como essas condições alteram a estrutura da estrela e se ela sobrevive ou colapsa em um buraco negro à medida que esfria e diminui sua rotação. Para fazer isso, eles desenvolveram um novo modelo que leva em conta a presença de hiperons, que são primos mais pesados dos prótons e nêutrons que compõem a matéria comum, e como essas partículas se comportam quando a estrela está quente e em rotação.

A equipe utilizou um sofisticado modelo computacional para simular o comportamento da matéria sob essas condições extremas. Eles começaram criando uma descrição do interior da estrela que incluía não apenas prótons e nêutrons, mas também a possibilidade de hiperons aparecerem quando a densidade se torna alta o suficiente. Eles também incluíram os efeitos do calor e o fato de que, por um curto período após o nascimento de uma estrela, os neutrinos ficam presos em seu interior, incapazes de escapar. Ao executar suas simulações, eles puderam calcular o peso máximo que uma estrela poderia suportar sob diferentes condições. Descobriram que a presença de hiperons altera as regras significativamente. Em uma estrela fria e morta, adicionar hiperons torna a matéria "mais macia", o que significa que é mais fácil de comprimir, o que reduz o peso máximo que a estrela pode suportar antes de colapsar. No entanto, a história muda quando a estrela está quente e cheia de neutrinos presos. Neste ambiente específico, os neutrinos presos na verdade tornam a matéria "mais rígida" ou mais difícil de comprimir, permitindo que a estrela suporte mais peso do que poderia se os neutrinos estivessem livres para escapar.

Os pesquisadores então aplicaram essas descobertas ao complexo ciclo de vida de um remanescente de estrela de nêutrons. Eles imaginaram a evolução da estrela como uma série de instantâneos, começando do momento de seu nascimento, quando gira descontroladamente e de forma diferencial — o que significa que o centro gira a uma velocidade diferente das camadas externas. À medida que o tempo passa, a estrela perde essa rotação diferencial e se estabiliza em uma rotação rígida, enquanto simultaneamente esfria e perde seus neutrinos presos. A equipe rastreou o caminho da estrela através desses estágios para ver se ela permaneceria estável ou colapsaria. Eles testaram seu modelo contra eventos cósmicos reais, especificamente os sinais de ondas gravitacionais de duas famosas colisões de estrelas de nêutrons detectadas por observatórios na Terra. Um desses eventos, conhecido como GW170817, envolveu duas estrelas que se fundiram para formar um remanescente que durou algum tempo antes de colapsar. O outro, GW190425, envolveu um par muito mais pesado que colapsou quase instantaneamente.

Os resultados de suas simulações ofereceram uma distinção clara entre os dois resultados. Para a colisão mais pesada, GW190425, o modelo confirmou que o remanescente era simplesmente pesado demais para sobreviver, colapsando em um buraco negro quase imediatamente, independentemente de a matéria em seu interior conter hiperons ou não. No entanto, para a colisão mais leve, GW170817, a presença de hiperons fez uma diferença crítica. Se o remanescente fosse feito de matéria comum, as simulações sugeriam que ele poderia ter sobrevivido como uma estrela de nêutrons em rotação por um tempo antes de eventualmente colapsar. Mas se o remanescente contivesse hiperons, a estrela teria colapsado em um buraco negro muito mais cedo, assim que perdesse sua rápida rotação diferencial. Isso sugere que a composição interna da estrela atua como um cronômetro, determinando quanto tempo uma estrela de nêutrons recém-nascida pode sobreviver antes que a gravidade vença.

O estudo também revelou que a maneira como uma estrela gira desempenha um papel massivo em sua sobrevivência. Quando uma estrela gira diferencialmente, com o núcleo girando muito mais rápido que a superfície, ela pode suportar uma massa muito maior do que uma estrela que gira em uma velocidade uniforme. Os pesquisadores descobriram que, à medida que a estrela desacelera e se estabiliza em um giro uniforme, ela perde esse suporte extra. Se a estrela for muito pesada, essa perda de suporte desencadeia um colapso. A equipe observou que a transição de um giro rápido e caótico para um giro lento e constante exige que a estrela perca uma quantidade significativa de momento angular, muitas vezes expelindo parte de sua massa. Se a estrela não conseguir expelir momentum suficiente, ela não consegue se estabilizar e colapsa.

Em última análise, este trabalho fornece uma nova ferramenta para os astrônomos interpretarem os sinais que recebem do universo. Ao comparar as propriedades observadas de fusões de estrelas de nêutrons com essas simulações detalhadas, os cientistas podem começar a inferir que tipo de matéria existe no coração dessas estrelas. A pesquisa sugere que, se os hiperons estiverem presentes, eles fariam com que os remanescentes de colisões de estrelas de nêutrons colapsassem em buracos negros muito mais rápido do que se pensava anteriormente. Esse insight ajuda a restringir a possível natureza da matéria mais densa do universo, aproximando-nos da compreensão das leis fundamentais que governam os ambientes mais extremos existentes. As descobertas não resolvem completamente o mistério dos interiores das estrelas de nêutrons, mas oferecem um quadro mais claro de como o calor, o giro e a composição de partículas interagem para determinar se uma estrela recém-nascida vive ou morre.