5.4 Estrutura das estrelas estranhas
5.4.2 Glitches
Uma eventual crosta de matéria nuclear faria com que parte do momento de inércia da estrela de quarks seria carregada por essa mesma crosta. À vista disso, tensões entre a crosta nuclear e o núcleo de matéria estranha da estrela poderiam provocar “terremotos” dessas estruturas ou até mesmo fazendo pequena parte da crosta se juntar ao núcleo, transformando- se em matéria estranha. Esta reconfiguração alteraria de modo repentino o momento de inércia da estrela estranha. Tal súbita mudança poderia finalmente promover um pequeno aumento da frequência angular, o que consiste num glitch. A figura 5.4 mostra a fração do momento de inércia carregado pela crosta.
Fonte: Glendenning, Compact Stars, p.431
Figura 5.4 – Fração do momento de inércia carregado pela crosta nuclear numa estrela estranha girante com várias velocidades angulares. Assume-se uma constante de bolsa 𝐵1/4= 160𝑀𝑒𝑉.
Observa-se na figura 5.4 que a fração do momento de inércia da crosta com relação ao da estrela varia entre 10−3, para as estrelas mais leves, e 10−5, para as de maior massa.
Segundo Glendenning (2000, p.433) “se o momento angular do pulsar é conservado no terremoto, então a mudança da frequência relativa e a mudança do momento de inércia são iguais”. Assim, ΔΩ Ω = |Δ𝐼| 𝐼0 > |Δ𝐼| 𝐼 ≡ 𝑓𝐼𝑐𝑟𝑜𝑠𝑡𝑎 𝐼 ~(10−5− 10−3)𝑓, (0 < 𝑓 < 1) (5.27) Acima, 𝐼0 é o momento de inércia da parte da estrela cuja frequência é alterada no terremoto. O fator 𝑓 representa a fração do momento de inércia da crosta alterada também no terremoto, |Δ𝐼| = 𝑓𝐼𝑐𝑟𝑜𝑠𝑡𝑎. (GLENDENNING, 2000)
Ainda assim, existem aqueles que argumentam que mesmo possuindo uma crosta e um núcleo as estrelas estranhas não poderiam sofrer glitches. A base disso é a contradição do valor assumido pela fração 𝐼𝑐𝑟𝑜𝑠𝑡𝑎𝐼 de 10−5 no modelo computacional com o valor observado experimentalmente, que varia entre 10−3 e 10−2. (GLENDENNING, 2000)
Ocorre, porém, que, por meio da mesma notação de (5.27), pode-se escrever a seguinte expressão: ΔΩ̇ Ω̇ ≈ ΔΩ̇/Ω̇ ΔΩ/Ω |Δ𝐼| 𝐼0 = ΔΩ̇/Ω̇ ΔΩ/Ω 𝑓𝐼𝑐𝑟𝑢𝑠𝑡 𝐼0 > (10 −1 até 10)𝑓
Medindo-se a razão ΔΩ/ΩΔΩ̇/Ω̇ para os pulsares Crab e Vela, encontra-se, respectivamente, os valores 10−6 e 10−4. Isto implica um pequeno valor de 𝑓, 𝑓 < (10−4 até 10−1). “Então, a
variação observada da mudança fracionária em Ω̇ é consistente com a crosta tendo um
pequeno momento de inércia calculado e o terremoto envolvendo apenas uma pequena fração 𝑓 dele, assim como em (5.27).” (GLENDENNING, 2000, p. 435)
Apesar dos problemas citados (a eventualidade de as estrelas estranhas não poderem girar mais rápido que os pulsares de períodos de milissegundos e da possível incapacidade de essas mesmas estrelas gerarem os padrões de glitches observados) ainda se é razoável a hipótese de alguns pulsares, talvez todos, serem estrelas de quarks. O estudo dessas estrelas é, portanto, de grande interesse e promissor, pois “a descoberta de qualquer fenômeno que pudesse confirmar a hipótese (da matéria estranha) seria uma descoberta fundamental.” (GLENDENNING, 2000, p.416)
6 CONCLUSÃO
Viu-se ao longo desta obra que os pulsares, descobertos na segunda metade da década de 60 por Jocelyn Bell e Anthony Hewish, são uma classe de objetos astronômicos muito peculiares, pois, dentre outras qualidades, emitem pulsos de ondas eletromagnéticas com um período muito estável, estando alguns associados a supernovas.
Também se estudaram as principais características das estrelas compactas, principalmente as ditas estrelas de nêutrons. Mostrou-se, por exemplo, que devido à conservação tanto do momento angular quanto do fluxo magnético, quando do colapso do núcleo estelar do qual se originam, elas possuem elevadíssimos valores para a velocidade angular e para a intensidade do campo magnético.
Dos dados observados para os pulsares, especificamente sua energia radiada, além de seu período de pulsação bem como a pequena e constante variação com o passar do tempo desse mesmo período, concluiu-se que esses objetos devem possuir campo magnético e densidade média de matéria-energia tão altos quanto os respectivos valores para os objetos teóricos chamados de estrelas de nêutrons. Espera-se, por conseguinte, que tais objetos astronômicos sejam manifestações desse tipo de estrelas.
Outro objetivo era mostrar a importância de se considerar os efeitos da rotação sobre a estrutura da estrela compacta bem como sobre o espaço-tempo ao redor da própria estrela. Viu-se que os pulsares apresentam um desvio em seus breaking indeces do valor esperado para um dipolo magnético girante. Um dos motivos para esse fenômeno poderia ser
justamente a influência da rotação sobre o momento de inércia da estrela. Daí a necessidade de se assumir o problema de estrelas relativísticas com rotação.
Por fim, pôs-se a hipótese da matéria estranha, a qual assume o caráter meta-estável da matéria composta de hádrons e afirma que o estado fundamental da interação forte é a matéria composta de quarks desconfinados em proporções quase iguais de quarks up, down e strange, estado da matéria conhecido por matéria estranha. Por meio do modelo de bolsa do MIT para a descrição da matéria estranha, observou-se que as grandezas estruturais, tais como a massa e o raio da estrela composta integralmente dessa matéria estranha (estrela estranha), são
equiparáveis às medidas dessas grandezas observadas em pulsares.
Destarte, é perfeitamente razoável supor a possibilidade da existência tanto de estrelas de nêutrons quanto de estrelas de quarks. Ademais, levando-se em conta a hipótese da matéria
estranha e a idade do Universo observável, é igualmente razoável inferir que todos os pulsares são estrelas de quarks, por causa da contaminação das estrelas compactas pelos strangelets.
Há autores que afirmam a inviabilidade dos pulsares serem estrelas estranhas, já que estas não poderiam sofrer glitches como os pulsares. Isto porque elas não possuiriam estrutura interna devido à homogeneidade da matéria estranha. No entanto, foi explicado também que tais estrelas estranhas provavelmente possuem uma crosta de matéria nuclear. Dependendo do acoplamento entre o núcleo de matéria estranha e tal crosta nuclear, tensões seriam possíveis e, logo, a estrela estranha poderia gerar sim os glitches.
Em suma, os pulsares poderiam sim se tratar de estrelas estranhas e a descoberta, por exemplo, de um pulsar com período com ordem de grandeza bem menor que milissegundos evidenciaria fortemente essa possibilidade, já que as estrelas de nêutrons não podem girar tão rápidas. A existência de tais estrelas, por sua vez, revelaria um surpreendente e exótico aspecto da matéria, o de que seu estado mais fundamental é um estado de quarks desconfinados, ao invés de ser a tão aparentemente dominante matéria bariônica.
REFERÊNCIAS
DALSGAARD, Jørgen Christensen. Stellar structure and evolution. Aarhus, 236 p. Trabalho não publicado
GLENDENNING, Norman K. Compact stars: Nuclear Physics, Particle Physics, and General Relativity. ed. 2. Springer, 2000.
SCHMITT, Andreas. Dense matter in compact stars: a pedagogical introduction. Springer, 2010.