A maioria das estrelas de nêutrons que conhecemos tem massa entre 1,4 e 2,0 Sóis. O limite superior faz sentido, uma vez que, além de cerca de duas massas solares, uma estrela de nêutrons entraria em colapso e se tornaria um buraco negro. O limite inferior também faz sentido dada a massa das anãs brancas. Enquanto as estrelas de nêutrons desafiam o colapso gravitacional graças à pressão entre os nêutrons, as anãs brancas desafiam a gravidade graças à pressão dos elétrons. Conforme descoberto pela primeira vez por Subrahmanyan Chandrasekhar em 1930, as anãs brancas só conseguem se sustentar até o que hoje é conhecido como Limite de Chandrasekharou 1,4 massas solares. Portanto, é fácil supor que uma estrela de nêutrons deva ter pelo menos essa massa. Caso contrário, o colapso pararia numa anã branca. Mas isso não é necessariamente verdade.
É verdade que sob um simples colapso hidrostático, qualquer coisa abaixo de 1,4 massas solares permaneceria uma anã branca. Mas as estrelas maiores não ficam simplesmente sem combustível e entram em colapso. Eles sofrem explosões cataclísmicas como uma supernova. Se tal explosão comprimisse rapidamente o núcleo central, poderíamos ter um núcleo de matéria de nêutrons com menos de 1,4 massas solares. A questão é se ela poderia ser estável como uma pequena estrela de nêutrons. Isso depende de como a matéria de nêutrons se mantém unida, o que é descrito por sua equação de estado.
A matéria estelar de nêutrons é governada pela Tolman – Oppenheimer – Volkoff, que é uma equação relativística complexa baseada em certos parâmetros assumidos. Usando os melhores dados que temos atualmente, a equação de estado TOV coloca um limite superior de massa para uma estrela de nêutrons em 2,17 massas solares e um limite inferior de massa em torno de 1,1 massas solares. Se você ajustar os parâmetros para os valores mais extremos permitidos pela observação, o limite inferior pode cair para 0,4 massas solares. Se pudermos observar estrelas de nêutrons de baixa massa, isso restringiria ainda mais os parâmetros TOV e melhoraria nossa compreensão das estrelas de nêutrons. Este é o foco de um novo estudo sobre a arXiv.
O estudo analisa dados da terceira execução de observação dos observatórios de ondas gravitacionais Virgo e Advanced LIGO. Embora a maioria dos eventos observados sejam fusões de buracos negros de massa estelar, os observatórios também podem capturar fusões entre duas estrelas de nêutrons ou uma estrela de nêutrons e um buraco negro companheiro. A intensidade do sinal dessas fusões menores é tão próxima do nível de ruído dos detectores de ondas gravitacionais que você precisa ter uma ideia do tipo de sinal que está procurando para encontrá-lo. Para fusões de estrelas de nêutrons, isso é complicado pelo fato de que as estrelas de nêutrons são sensíveis às deformações das marés. Estas deformações mudariam o “chirp” do sinal de fusão, e quanto menor a estrela de nêutrons, maior a deformação.
Então, a equipe simulou como estrelas de nêutrons de massa sub-anã branca se deformariam conforme se fundissem, e então calculou como isso afetaria o chiado gravitacional observado. Eles então procuraram esses tipos de sons nos dados da terceira execução de observação. Embora a equipe não tenha encontrado nenhuma evidência de estrelas de nêutrons de pequena massa, eles conseguiram estabelecer um limite superior para a taxa hipotética de tais fusões. Essencialmente, eles descobriram que não pode haver mais de 2.000 fusões observáveis envolvendo uma estrela de nêutrons com até 70% da massa do Sol. Embora isso possa não parecer um limite, é importante lembrar que ainda estamos nos estágios iniciais da astronomia de ondas gravitacionais. Nas próximas décadas, teremos telescópios gravitacionais mais sensíveis, que descobrirão pequenas estrelas de nêutrons ou provarão que elas não podem existir.
Referência: Kacanja, Keisi e Alexander H. Nitz. “Uma busca por estrelas de nêutrons de baixa massa na terceira série de observação do LIGO avançado e do Virgo.” Pré-impressão arXiv arXiv:2412.05369 (2024).
