O estranho mundo das estrelas de nêutrons

No outono de 1967, a astrônoma irlandesa Jocelyn Bell detectou um sinal de rádio produzido por tecnologia alienígena. Ou pelo menos essa parecia a única explicação plausível para uma sequência de picos nos gráficos do observatório MRAO, em Cambridge: um pulso de radiação eletromagnética oriundo do espaço que se repetia a cada 1,3 segundo. Bell e seu orientador na pós-graduação, Antony Hewish, batizaram a detecção de Little Green Man 1 (“Homenzinho Verde 1”).

Calhou que não era um extraterrestre. Bell havia descoberto uma estrela de nêutrons. Trata-se de um astro com uma ou até duas vezes a massa do Sol comprimida numa bola com 10 km de raio, menor que a cidade de São Paulo. O resultado é uma densidade altíssima: uma caneca desse material pesa o mesmo que o Everest.

Uma estrela de nêutrons gira em torno do próprio eixo como um peão instável e completa uma rotação em segundos ou frações de segundo. Seu campo magnético de 10¹³ Gauss, cem bilhões de bilhões de bilhões de bilhões de vezes mais intenso que o da Terra, transforma os polos Sul e Norte em canhões que emitem jatos de radiação. Dependendo da posição da estrela em relação ao nosso planeta, esses jatos ficam apontados para cá em intervalos regulares. Quando isso acontece, bingo: pico no gráfico. Foi esse fenômeno que Bell detectou no MRAO.

15 anos depois, em 1982, a astrônoma brasileira Angela Olinto – hoje reitora da Divisão de Ciências Físicas da Universidade de Chicago – chegou ao MIT para fazer seu doutorado. Em parceria com Charles Alcock e Edward Farhi, ela publicou uma sequência de textos pioneira sobre a possibilidade de que as estrelas de nêutrons escondam, em seu interior, um material inédito para os físicos – mais denso e estável que qualquer núcleo atômico, e capaz de formar astros ainda mais extremos, batizados de estrelas estranhas. Conversamos com Angela para entender o que são elas.

Começando pelo começo

Os livros didáticos explicam os átomos como minúsculos sistemas solares. No meio, fica um núcleo formado por prótons e nêutrons. Em torno dele, giram os elétrons, partículas menores e mais leves. O número de prótons define o elemento da tabela periódica. O hidrogênio tem um, o hélio tem dois. O ferro, com 26 prótons, é o mais estável dos átomos. Seu núcleo repousa numa configuração cômoda, com energia de ligação alta.

Elementos mais pesados que o ferro, como o urânio, liberam energia conforme seus núcleos se fragmentam em núcleos menores. É a fissão nuclear. Num artigo famoso (1), o astrofísico Freeman Dyson calcula que todos os átomos pesados do cosmos, em algum momento, vão decair até se tornar ferro. Para se completar, esse processo levaria um número de anos com 1.500 zeros. Há uma chance razoável de que o Universo sequer dure tanto. Mas a moral da história é que tudo, na física atômica, tende ao ferro.

Tudo mesmo. Os elementos mais leves que ele fazem o caminho contrário: podem se fundir para formar elementos progressivamente mais pesados, liberando energia. É isso que acontece no centro das estrelas. Todas elas começam como uma grande nuvem de hidrogênio. A nuvem desaba sob a própria gravidade e fica cada vez mais compacta e esférica. Quando o calor e a pressão lá dentro cruzam um certo patamar, os átomos de hidrogênio passam a se fundir em átomos de hélio, mais pesados.

Essa fusão irradia energia para fora, que combate a gravidade e mantém a estrela de pé. Estrelas pequenas e pacíficas, como as anãs-vermelhas, que correspondem a 76% do total da população da Via Láctea e têm menos da metade da massa do Sol, se manterão acesas por bilhões de anos usando esse método.

Por outro lado, estrelas com mais de oito vezes a massa do Sol esgotam seu hidrogênio muito rápido para os padrões cósmicos: algumas dezenas de milhões de anos. Então, elas passam a fundir hélio, gerando carbono. Acabou o hélio? Funde-se carbono em algo mais pesado. O problema é que uma hora essa sequência de fusões chega no ferro. E a fusão do ferro, você já sabe, não libera energia.

Nesse momento, a estrela não consegue mais compensar a gravidade e desaba, engolida por si própria. Suas camadas externas colapsam sobre o miolo a uma boa fração da velocidade da luz, quicam e são ejetadas para longe num espetáculo pirotécnico conhecido como supernova, que aniquila tudo na vizinhança. Sobra só o caroço de ferro no centro.

Se o caroço tiver mais de três vezes a massa do Sol, ele desaba num buraco negro – um ponto infinitamente comprimido sob a própria gravidade, insondável por nós porque aprisiona toda luz que o alcança. Se tiver menos do que isso, dá para se estabilizar num estágio intermediário: uma estrela de nêutrons.

A estrela de nêutrons

A analogia do começo do texto ainda deve estar fresca na cabeça: uma caneca de estrela de nêutrons tem a massa do Everest. Como isso é possível?

Quando uma estrela morre e a gravidade começa a espremer seu caroço central, essa força encontra alguns obstáculos. O primeiro é o dos elétrons, que formam a camada externa dos átomos: em geral, eles se negam a entrar no perímetro ocupado pelos elétrons de outros átomos. Esse é o chamado Princípio da Exclusão de Pauli – significa que um átomo não se sobrepõe ao outro. Eles resistem juntos à pressão mastodôntica.

Se a gravidade comprimir o cadáver da estrela além de um certo limiar, os elétrons desistem de existir e se fundem com os prótons, criando nêutrons (veja no gráfico abaixo).

O problema de perder os elétrons é que eles ocupam muito espaço no átomo, embora praticamente não tenham massa. Se você ampliasse um átomo real até o núcleo alcançar o tamanho de uma cabeça de alfinete, o volume ocupado pelos elétrons seria do tamanho do Maracanã. Quase toda a massa, porém, permaneceria concentrada na cabeça de alfinete. Conclusão: quando a estrela perde os elétrons, ela perde quase todo o volume, mas basicamente nenhuma massa. Somem os Maracanãs, ficam os alfinetes. Esse é o segredo da densidade.

A atração na superfície de um objeto desses é pantagruélica. Se você soltar uma bolinha de gude a 1 m de uma estrela de nêutrons, ele cai no astro a 1.400 km/s, o suficiente para ir de São Paulo a Londres em 7 segundos. Porém, muito antes de tocar o chão, após percorrer apenas alguns centímetros, a bolinha passa por algo chamado espaguetificação: desintegra-se numa fila indiana de átomos, imediatamente incorporados à superfície. A estrela de nêutrons consome tudo que a toca.

Por causa desse grau absurdo de compressão, sua superfície é lisinha feito uma bunda de bebê Johnson’s, 10 bilhões de vezes mais rígida que o aço e atinge até 1.000.000 °C – para fins de comparação, a superfície do Sol fica em 5.700 °C, 175 vezes menos. A gravidade é tão intensa que mantém todo o conteúdo moldado numa esfera impecável. Pequenas imperfeições, as “montanhas” das estrelas de nêutrons, são calombos com no máximo alguns milímetros de altura, não mais protuberantes que espinhas.

A atração gravitacional mexe até com a luz. Vamos explicar partindo de algo familiar: da Terra, vemos apenas uma face da Lua. Essa face, naturalmente, corresponde à metade (50%) da área do satélite. Por outro lado, se você pudesse ficar parado diante de uma estrela de nêutrons, veria uns 70% da superfície: a gravidade força a luz emitida pela parte de trás da estrela fazer uma curva e viajar na direção do observador.

A matéria estranha

A superfície da estrela de nêutrons preserva uma fina película de átomos, em sua maioria de ferro. Eles ficam esmagados, mas ainda possuem prótons e elétrons. O neutrônio – nome do material formado só por nêutrons – aparece em camadas mais profundas. Quanto mais viajamos rumo ao centro da estrela, mais a pressão e o calor aumentam.

Em 1984, o físico Edward Witten percebeu que as condições no coração das estrelas de nêutrons poderiam dar origem a uma substância hipotética ainda mais compacta e degenerada que o neutrônio. Foi essa observação que desencadeou o trabalho de Angela Olinto.

Tanto nêutrons como prótons são feitos cada um por três partículas menores, chamadas quarks. Essas sim detêm o título de partículas fundamentais: não podem ser divididas em nada menor.

No nosso cotidiano, os quarks vêm em dois tipos, o up e o down. A receita é simples: com dois quarks up e um down, você faz um próton. Com dois quarks down e um up, você faz um nêutron. Os quarks permanecem coladinhos nesses trios graças a partículas chamadas glúons (da palavra em inglês para “cola”, glue). Os glúons são um tipo de partícula chamado de mensageira. Eles dão recados de afastamento ou aproximação.

No caso dos quarks, o recado é “gruda no coleguinha e não solta”. Quarks são notórios carentes. Aparecem exclusivamente em duplas ou trios na natureza.

No coração de uma estrela de nêutrons, porém, a pressão é suficiente para os quarks se soltarem dos seus trios e passarem a viver numa enorme comunidade: uma mar de quarks, aglomerados como a pista de um show de rock. Note que o confinamento não foi desrespeitado: eles continuam precisando uns dos outros. Só aumenta o tamanho do bando.

Nessas circunstâncias, é possível que quarks up e down não bastem. Surgiria um terceiro tipo de quark, chamado strange (estranho). Quarks strange são raríssimos na natureza. Eles funcionam como uma espécie de sósia mais pesado dos quarks down, e não têm qualquer papel no nosso cotidiano.

No coração da estrela de nêutrons, porém, os quarks strange ganhariam a importante função de estabilizar a mistura com seus dois primos mais leves. Eles fornecem tanta estabilidade, de fato, que a maçaroca se torna mais estável do que a coisa mais estável conhecida, que é o núcleo do átomo de ferro. Essa é a matéria estranha.

Estrelas estranhas

Toda estrela de nêutrons tem um oceano de quarks em seu núcleo. Isso não é necessariamente digno de nota. Caso esse oceano tenha apenas quarks up e down, ainda não temos matéria estranha: apenas matéria de quarks, a quark matter, que não é tão estável assim. Mas também pode ser que as condições sejam propícias à formação de quarks strange. Aí sim: dá-lhe matéria estranha. Um monte dela.

Esse é um caso raro em que um artigo científico parece mais ficção científica: “Se uma semente de matéria estranha se formar no interior de uma estrela de nêutrons, a estrela vai se converter em uma estrela estranha – que é, hipoteticamente, uma configuração de energia mais baixa”, escreveu Angela Olinto em 1987, num de seus primeiros papers. (2)

A conversão de dentro para fora provavelmente se interrompe alguns metros abaixo da superfície: uma fina casca de densidade mais baixa permanece envolvendo o astro. Mas também é possível que a estrela seja consumida integralmente, e que a matéria estranha fique exposta diretamente ao vácuo do espaço.

Pode ser que algumas estrelas de nêutrons sejam, na verdade, estrelas estranhas. Também pode ser que toda estrela de nêutrons, na verdade, tenha se convertido em uma estrela estranha no seu âmago – ou que isso só aconteça com as mais pesadas. São todas possibilidades permitidas pelas equações, mas difíceis de verificar na prática.

Um oportunidade de confirmação observacional é que uma estrela estranha com quarks até a superfície não sofreria perturbações análogas a terremotos – que são comuns em estrelas de nêutrons tradicionais, e que podemos inferir a partir dos dados coletados aqui na Terra, como os pulsos de rádio de Jocelyn Bell. Nunca encontramos uma estrela imune a esse fenômeno, o que é uma evidência a favor das estrelas estranhas com “cascas” comuns. A decepção, nesse caso, é que fica impossível diferenciá-las de uma estrela de nêutrons comum.

Outra hipótese é mais bizarra – e bem mais remota. Uma colisão entre estrelas estranhas, como a da ilustração desta página, poderia ejetar fragmentos como estilhaços de granada. São os chamados strangelets (um diminutivo em inglês, traduzível como “estranhitos”).

Dependendo da carga elétrica da matéria estranha – ela pode mudar conforme a proporção entre os três tipos de quark –, esses estilhaços seriam contagiosos: atrairiam a matéria atômica comum, que então se converteria em matéria estranha para atingir o estado mais estável, de baixa energia. É um toque de Midas. Se um desses Cheetos cósmicos batesse na Terra, o planeta colapsaria num caroço de matéria estranha com poucos metros.

O fato de que o Universo ainda não virou uma grande maçaroca de quarks é a evidência mais sólida de que essa carga elétrica contagiosa é só uma possibilidade matemática. (Alguns físicos discutem se a matéria escura, que corresponde a 84,5% da massa do Universo e é detectável apenas por sua influência gravitacional, seria matéria estranha contagiosa. Mas não há nada sólido a favor dessa ideia.)

Angela prefere manter os pés no chão: “Eu parei de trabalhar nisso porque falei: ‘cara, vai demorar muito tempo para saber se esse troço existe ou não’. Pode ser que a explicação dos quarks seja verdade. Mas se nenhum fenômeno permite diferenciar [estrelas estranhas] de estrelas de nêutrons, é melhor minimizar a confusão.” Alguém chame Jocelyn Bell, por favor. Estamos precisando observar um homenzinho verde de novo. Um ainda mais estranho.

_{Fontes: (1) artigo “Time without end: Physics and biology in an open universe” (1979), de Freeman J. Dyson (2) “On the conversion of neutron stars into strange stars” (1987), de Angela Olinto. Consultamos também “Strange stars” (1986), de Charles Alcock, Edward Farhi e Angela Olinto; “Strange quark stars — a review” (2002), de Renxin Xu.}