{"id":172,"date":"2011-03-08T16:18:36","date_gmt":"2011-03-08T19:18:36","guid":{"rendered":"http:\/\/scienceblogs.com.br\/universofisico\/2011\/03\/estrela_de_neutrons_tem_superf\/"},"modified":"2011-03-08T16:18:36","modified_gmt":"2011-03-08T19:18:36","slug":"estrela_de_neutrons_tem_superf","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.blogs.unicamp.br\/universofisico\/2011\/03\/08\/estrela_de_neutrons_tem_superf\/","title":{"rendered":"Estrela de neutrons tem superfluido em seu interior"},"content":{"rendered":"

Astrof\u00edsicos descobriram uma evid\u00eancia clara de que no n\u00facleo dos objetos est\u00e1veis mais densos do universo, as estrelas de n\u00eautrons, a mat\u00e9ria existe em um dos estados mais bizarros j\u00e1 observados, o da superfluidez. <\/p>\n

<\/font>Formadas durante explos\u00f5es conhecidas como supernovas, a partir da implos\u00e3o do n\u00facleo de uma estrela muito massiva, as estrelas de n\u00eautrons concentram a massa de at\u00e9 dois s\u00f3is (ou seja, 660 mil vezes a massa da Terra) em uma esfera com uns 20 quil\u00f4metros de di\u00e2metro. A mat\u00e9ria em seu interior, principalmente em seu n\u00facleo, \u00e9 t\u00e3o espremida que os n\u00facleos dos \u00e1tomos se desfazem e formam uma sopa quente de neutrons. Uma colher de ch\u00e1 dessa sopa de temperatura de milh\u00f5es de graus pesa seis bilh\u00f5es de toneladas.<\/p>\n

As estrelas de neutrons foram estudadas teoricamente desde os anos 1930 e, desde 1967, mais de duas mil delas j\u00e1 foram detectadas, conta Nicholas Chamel, da Universidade Livre de Bruxelas, que escreveu um coment\u00e1rio sobre a descoberta no site Physics<\/a>.
 
Uma delas foi identificada pelo telesc\u00f3pio espacial Chandra de raios X <\/a>em 1999, a 11 mil anos-luz de dist\u00e2ncia, no centro do remanescente da supernova Cassiopeia A — uma explos\u00e3o que teria sido vista na Terra h\u00e1 330 anos. A imagem abaixo mostra uma composi\u00e7\u00e3o da Cassiopeia A vista em luz vis\u00edvel e em raios X, com uma ilustra\u00e7\u00e3o art\u00edstica de estrela de neutrons inserida, marcando sua localiza\u00e7\u00e3o: <\/p>\n

 
Cr\u00e9dito:raios X<\/em><\/font><\/font>: NASA\/CXC\/UNAM\/Ioffe\/D.Page,P.Shternin et al; luz vis\u00edvel: NASA\/STScI; ilustra\u00e7\u00e3o: NASA\/CXC\/M.Weiss<\/em><\/font> <\/p>\n

As estrelas de neutrons nascem bem quentes, com temperaturas de milhares de bilh\u00f5es de graus Kelvin, mas esfriam ao longo de suas primeiras d\u00e9cadas de vida at\u00e9 chegarem a temperaturas da ordem de milh\u00f5es de graus. Os principais respons\u00e1veis por esse resfriamento s\u00e3o part\u00edculas de massa quase inexistente chamadas de neutrinos. Elas s\u00e3o produzidas em rea\u00e7\u00f5es nucleares no interior dessas estrelas [uma delas \u00e9 “o processo Urca<\/a>“, descoberta pelo f\u00edsico brasileiro M\u00e1rio Schenberg (1914-1990)] e rapidamente escapam para o espa\u00e7o, levando energia consigo, o que com o tempo diminui a temperatura da estrela.<\/p>\n

Ano passado, Craig Heinke<\/a>, da Universidade de Alberta, Canad\u00e1, e Wynn Ho<\/a>, da Universidade de Southampton, Reino Unido, analisaram as observa\u00e7\u00f5es da estrela de neutrons em Cassiopeia A feitas pelo Chandra entre 1999 e 2009. Deduzindo a temperatura da estrela por sua emiss\u00e3o de raios X, eles notaram uma queda de 4% da temperatura em dez anos. Logo ficou claro que essa taxa era alta demais para ser explicada apenas pelos processos de emiss\u00e3o de neutrinos mais conhecidos.  <\/p>\n

Agora, <\/font> no final de fevereiro, <\/font>dois grupos de pesquisadores independentes anunciaram que chegaram a uma mesma solu\u00e7\u00e3o para esse mist\u00e9rio. Um grupo publicou seus resultados em um artigo<\/a> na Physical Review Letters, assinado por Dany Page<\/a>, da Universidade Nacional Aut\u00f4noma do M\u00e9xico, e colegas. O outro grupo, liderado por<\/font> Peter Shternin<\/a>, do Instituto T\u00e9cnico F\u00edsico Ioffe, na R\u00fassia<\/font>, e do qual Heinke e Ho fazem parte, publicar\u00e1 seu artigo<\/a> na Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. <\/p>\n

Ambos grupos de pesquisadores conseguiram explicar as observa\u00e7\u00f5es de Heinke e Ho, assumindo que h\u00e1 um s\u00e9culo mais ou menos depois de nascer, quando o interior da estrela alcan\u00e7ou uma certa temperatura cr\u00edtica, os seus n\u00eautrons come\u00e7aram a se organizar em pares. Quando dois n\u00eautrons formam um par, eles emitem um par de neutrinos. Seriam esses neutrinos extras os respons\u00e1veis pelo r\u00e1pido resfriamento da estrela. <\/p>\n

De acordo com o modelo te\u00f3rico, o resfriamento r\u00e1pido acontece em uma fase da vida bem espec\u00edfica da estrela de n\u00eautrons, durante algumas d\u00e9cadas, e depois continua mais lentamente. Se a explica\u00e7\u00e3o estiver correta, foi um lance de sorte encontrar uma estrela de neutrons jovem o suficiente e no momento certo para observar o fen\u00f4meno.   <\/p>\n

Uma consequ\u00eancia do pareamento dos n\u00eautrons \u00e9 que, pelas leis da mec\u00e2nica qu\u00e2ntica, o comportamento coletivo deles se transforma radicalmente. A sopa de n\u00eautrons passa a se comportar como um superfluido, um fluido que, diferente da \u00e1gua ou de outro l\u00edquido normal, n\u00e3o tem viscosidade. Isso significa que ele flui sem oferecer nenhuma resist\u00eancia. <\/p>\n

Aqui na Terra, os f\u00edsicos encontraram o fen\u00f4meno da superfluidez pela primeira vez em 1938, resfriando h\u00e9lio de peso at\u00f4mico 4 l\u00edquido at\u00e9 alcan\u00e7ar meros 2,17 graus acima do zero absoluto, como neste v\u00eddeo:
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Como visto no v\u00eddeo, entre outras bizarrices a aus\u00eancia de viscosidade permite que o superfluido vaze por qualquer canal, n\u00e3o importa o qu\u00e3o pequena seja a sua espessura. Permite tamb\u00e9m que o l\u00edquido superfluido em um recipiente aberto vaze dele escalando a superf\u00edcie molhada de suas paredes!    <\/p>\n

Enquanto que a superfluidez do h\u00e9lio-4 nos laborat\u00f3rios aqui na Terra depende das intera\u00e7\u00f5es entre os \u00e1tomos resfriados quase ao zero absoluto, a superfluidez dos pares de n\u00eautrons no interior das estrelas de neutrons depende da for\u00e7a nuclear forte, a intera\u00e7\u00e3o da natureza que mant\u00eam os n\u00facleos at\u00f4micos coesos. Como os detalhes da for\u00e7a nuclear forte nas condi\u00e7\u00f5es extremas de densidade e temperatura das estrelas de n\u00eautrons s\u00e3o ainda incertos, estudar melhor o resfriamento r\u00e1pido observado pode ajudar a testar os modelos atuais de como se comporta a mat\u00e9ria nuclear superdensa.<\/p>\n

Se essa explica\u00e7\u00e3o para o fen\u00f4meno de Cassiopeia A estiver correta, os pesquisadores prev\u00eam que o Chandra deve observar a mesma tend\u00eancia de resfriamento pelas pr\u00f3ximas d\u00e9cadas. Se a tend\u00eancia n\u00e3o se confirmar e o resfriamento r\u00e1pido parar abruptamente, sua causa pode ser algo mais simples, como a colis\u00e3o de material remanescente da supernova com a estrela.<\/p>\n

Refer\u00eancia:<\/font><\/p>\n

Page, D., Prakash, M., Lattimer, J
\n., & Steiner, A. (2011). Rapid Cooling of the Neutron Star in Cassiopeia A Triggered by Neutron Superfluidity in Dense Matter, Physical Review Letters, 106<\/span> (8) DOI: 10.1103\/PhysRevLett.106.081101<\/a><\/span><\/p>\n

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