Pergunte a Ethan: Como a rotação afeta a forma dos pulsares?

Uma estrela de nêutrons é uma das formas mais densas da matéria no Universo, mas sua massa tem um limite superior. Se superada, uma estrela de nêutrons entra em colapso em um buraco negro

Existem poucos objetos fixos no universo; quase todos os corpos conhecidos por nós giram. Cada lua, planeta, estrela conhecida por nós, gira em torno de seu eixo, portanto, em nossa realidade física, não há esferas ideais. Um objeto em equilíbrio hidrostático, durante a rotação, incha ao redor do equador e é comprimido pelos pólos. Nossa Terra, graças a uma revolução por dia, ao longo do eixo equatorial é 42 km mais longa que a polar, e há objetos que giram muito mais rápido. E os objetos de rotação mais rápida? Nosso leitor pergunta:

Alguns pulsares giram incrivelmente rápido. Quanto isso distorce sua forma e eles não jogam matéria por causa disso - ou a gravidade a mantém?

Existem restrições à velocidade de rotação dos objetos e, embora os pulsares não sejam uma exceção, alguns deles podem ser chamados de verdadeiramente excepcionais.


O pulsar em velas , como todos os pulsares, é um exemplo dos restos de uma estrela de nêutrons. Gás e matéria freqüentemente cercam pulsares, e são fontes de combustível para o comportamento pulsante dessas estrelas de nêutrons.

Os pulsares, ou estrelas rotativas de nêutrons, têm algumas das propriedades mais incríveis entre todos os objetos do universo. Aparecem após uma supernova, quando o núcleo entra em colapso para o estado de uma bola sólida de nêutrons, excedendo a massa do Sol, mas com apenas alguns quilômetros de diâmetro. Esta é a forma mais densa de matéria conhecida. E, embora sejam chamadas estrelas de nêutrons, são apenas 90% compostas por nêutrons; portanto, quando elas giram, as partículas carregadas se movem muito rapidamente e criam um forte campo magnético. Quando as partículas ao seu redor caem nesse campo, elas aceleram e um jato relativístico , ou jato, emanado dos pólos de uma estrela de nêutrons aparece. E quando um desses pólos aponta em nossa direção, vemos o "impulso" do pulsar.


O pulsar, constituído por nêutrons, possui uma camada externa de prótons e nêutrons, criando um campo magnético extremamente forte, um trilhão de vezes maior que o da superfície do Sol. Observe que o eixo de rotação e o eixo magnético são ligeiramente diferentes.

A maioria das estrelas de nêutrons existentes não se parece com pulsares para nós, uma vez que a maioria delas não é rotacionada, de modo que o eixo de rotação coincide com a linha de visão. É possível que todas as estrelas de nêutrons sejam pulsares, mas apenas uma pequena fração delas é visível para nós. No entanto, mesmo os pulsares observados têm uma enorme expansão no número de revoluções.


Na imagem do núcleo da nebulosa do caranguejo - uma estrela jovem e maciça que morreu recentemente em uma impressionante explosão de supernova - você pode ver as ondas características geradas por uma estrela de nêutrons pulsante e que gira rapidamente, um pulsar. Este jovem pulsar, com apenas 1000 anos de idade, girando 30 vezes por segundo, é um representante típico dos pulsares comuns.

Pulsares comuns, aos quais pertencem a maioria dos pulsares jovens, passam uma revolução completa de alguns centésimos de segundo a vários segundos, e os pulsares milissegundos mais antigos giram muito mais rápido. O pulsar mais rápido conhecido gira 766 vezes por segundo e o mais lento, descoberto no centro de uma supernova RCW 103 de 2000 anos, gira em incríveis 6,7 horas .


Uma estrela de nêutrons de rotação muito lenta no núcleo dos remanescentes de supernovas RCW 103 também é um magnetar . Em 2016, novos dados de vários satélites confirmaram que é a estrela de nêutrons com rotação mais lenta de todas as

Há alguns anos, uma história incorreta percorreu a rede de que uma estrela que girava lentamente se tornou o objeto mais próximo da esfera conhecida pela humanidade. Dificilmente! O sol está muito próximo da esfera ideal e, no plano equatorial, é apenas 10 km maior que o diâmetro ao longo do eixo entre os pólos (ou seja, difere da esfera ideal em 0,0007%), e a estrela recentemente descoberta KIC 11145123 é mais que o dobro do tamanho do Sol. tamanho, mas a diferença no equador e nos pólos é de apenas 3 km.


Na estrela rotativa mais lenta que conhecemos, Kepler / KIC 1145123, os diâmetros nos pólos e no equador diferem apenas em 0,0002%. No entanto, estrelas de nêutrons podem ser muito mais uniformes.

No entanto, embora a diferença de apenas 0,0002% da esfera ideal seja um bom resultado, a mais lenta de todas as estrelas rotativas de nêutrons, conhecida como 1E 1613 , quebra todos esses recordes. Seu diâmetro é de cerca de 20 km e a diferença entre os raios equatorial e polar não excede o raio do próton: é inferior a um trilhão de 1%. Obviamente, se podemos ter certeza de que a forma de uma estrela de nêutrons é determinada por sua dinâmica de rotação.

Mas, talvez, de fato, não seja assim, e a correção dessa afirmação desempenha um papel enorme no estudo do outro lado da moeda - as estrelas de nêutrons em rotação mais rápida.


A estrela de nêutrons é pequena e escura, mas está muito quente e esfria por um longo período de tempo. Se pudéssemos observá-la e vê-la brilhar, veríamos ela brilhar milhões de vezes mais que a idade atual do Universo.

As estrelas de nêutrons têm um campo magnético incrivelmente forte - para uma estrela de nêutrons comum, sua intensidade é de 100 bilhões de Gauss e, para magnetares com o campo magnético mais forte, está na faixa de 100 trilhões a 1 quadrilhão de Gauss. Para comparação, a intensidade do campo magnético da Terra é de aproximadamente 0,6 G. E se a rotação tenta achatar a estrela de nêutrons e trazê-la para a forma de um esferóide comprimido, os campos magnéticos agem na direção oposta, puxando a estrela de nêutrons ao longo do eixo de rotação para uma forma semelhante a um melão, conhecido como esferóide alongado.


Esferóides comprimidos e alongados

Devido às limitações das ondas gravitacionais, estamos confiantes de que as estrelas de nêutrons se afastam de sua forma devido à rotação não superior a 10-100 cm, o que significa que são perfeitamente redondas com uma precisão de 0,0001%. Mas, de fato, as deformações devem ser ainda menores. A estrela de nêutrons em rotação mais rápida possui uma frequência de rotação de 766 Hz, ou um período de revolução de 0,0013 s.

E embora existam muitas maneiras de calcular o achatamento mesmo para as estrelas de nêutrons mais rápidas (sem a equação geralmente aceita), mesmo essa velocidade incrível, devido à qual a superfície no equador se move a uma velocidade de cerca de 16% da velocidade da luz, levará a um achatamento de apenas 0,0000001% , mais ou menos alguns pedidos. E isso nem chega perto da velocidade de fuga - tudo o que está na superfície de uma estrela de nêutrons permanecerá lá.


Pouco antes da fusão, duas estrelas de nêutrons não apenas emitem ondas gravitacionais, mas também geram uma explosão catastrófica que responde por todo o espectro eletromagnético, além de um fluxo de elementos pesados ​​mais perto do final da tabela periódica.

Após a fusão de duas estrelas de nêutrons, pode-se obter o exemplo mais extremo de uma estrela de nêutrons rotativa formada como resultado da fusão. De acordo com nossas teorias padrão, essas estrelas de nêutrons devem colapsar em um buraco negro quando um certo limiar de massa é excedido: cerca de 2,5 vezes o solar. Mas se essas estrelas de nêutrons giravam rapidamente, então por algum tempo elas poderiam permanecer uma estrela de nêutrons até que energia suficiente fosse emitida na forma de ondas gravitacionais e chegassem a um estado de instabilidade crítica. Esse processo pode aumentar a massa máxima de uma estrela de nêutrons, pelo menos temporariamente, em 10 a 20%.

E acreditamos que foi exatamente isso que aconteceu durante a fusão de duas estrelas de nêutrons que observamos .



A que velocidade a estrela de nêutrons girou após a fusão? Quão distorcida é a sua forma? Quais ondas gravitacionais emitem estrelas de nêutrons resultantes da fusão?

Para obter uma resposta, é necessário combinar o estudo de eventos envolvendo massas de várias faixas: a massa total não excede 2,5 solar (uma estrela de nêutrons estável deve ser obtida), a massa é de 2,5 a 3 solar (como no caso que observamos quando uma estrela de nêutrons temporariamente existente se transforma em um buraco negro), a massa é mais do que 3 solar (quando um buraco negro é obtido imediatamente) e acrescenta a isso a medição dos sinais de luz. Também podemos aprender mais detectando a fase de aproximação em espiral o mais cedo possível e enviando telescópios com antecedência em direção à fonte pretendida. E com o comissionamento de LIGO / Virgo e outros detectores de ondas gravitacionais, bem como com um aumento em sua sensibilidade, somos capazes de fazê-lo cada vez melhor.


A fusão de duas estrelas de nêutrons na visão do artista. Os sistemas binários de estrelas de nêutrons também gradualmente espiralam e se fundem, mas o par mais próximo que encontramos não se fundirá por quase 100 milhões de anos. Até lá, é provável que o LIGO encontre muitos outros candidatos.

Até então, saiba que as estrelas de nêutrons, apesar de sua rotação rápida, são extremamente sólidas devido à sua densidade insuperável. Mesmo com campos magnéticos tão fortes e velocidades rotacionais relativísticas como eles, são esferas mais ideais do que qualquer coisa que possamos encontrar em escalas macroscópicas no Universo. A menos que partículas individuais se mostrem esferas mais ideais (e isso pode acontecer), estrelas de nêutrons em rotação lenta com campos magnéticos fracos continuarão sendo os melhores candidatos para os objetos mais esféricos que aparecem naturalmente. Uma estrela de nêutron estável de vida longa só diminui lentamente a velocidade de rotação ao longo do tempo. E tudo o que estiver na superfície permanecerá lá.