Estrelas de nêutrons constituem um dos possíveis pontos finais evolutivos de estrelas de alta massa. 

Depois que o núcleo da estrela se transforma em ferro, a produção de energia é interrompida e o núcleo entra em colapso rapidamente, comprimindo elétrons e prótons para formar nêutrons e neutrinos. Os neutrinos escapam facilmente do núcleo em contração, mas os nêutrons se comprimem mais juntos até que sua densidade seja equivalente à de um núcleo atômico. Neste ponto, os nêutrons ocupam o menor espaço possível (de forma semelhante aos elétrons em uma anã branca) e, se o núcleo for menor que cerca de 3 massas solares, eles exercem uma pressão capaz de sustentar uma estrela. Para massas maiores do que isso, mesmo a pressão dos nêutrons não pode suportar a estrela contra a gravidade e ela colapsa em um buraco negro estelar. Uma estrela suportada por pressão de degeneração de nêutrons é conhecida como 'estrela de nêutrons', que pode ser vista como um pulsar se seu campo magnético estiver alinhado favoravelmente com seu eixo de rotação.

Estrelas de nêutrons são objetos extremos que medem entre 10 e 20 km de diâmetro. Elas têm densidades de 10¹⁷ kg/m³ (a Terra tem uma densidade de cerca de 5×10³ kg/m³ e mesmo as anãs brancas têm densidades acima de um milhão de vezes menos), o que significa que uma colher de chá de estrela de nêutrons pesaria cerca de um bilhões de toneladas. A maneira mais fácil de imaginar isso é imaginar comprimindo o dobro da massa do Sol em um objeto do tamanho de uma pequena cidade! O resultado é que a gravidade na superfície da estrela de nêutrons é cerca de 10¹¹ mais forte do que a que experimentamos aqui na Terra, e um objeto teria que viajar a cerca de metade da velocidade da luz para escapar da estrela.

O pulsar e a nebulosa do Caranguejo se formaram em uma explosão de supernova observada pela primeira vez por astrônomos chineses em 1054. Esta imagem de raios-X mostra o pulsar e a nebulosa que é alimentada principalmente pela perda de energia rotacional da estrela de nêutrons. Crédito : NASA / CXC / ASU / J. Hester et al.

Nascidas em uma explosão de supernova com colapso do núcleo, as estrelas de nêutrons giram extremamente rápido como consequência da conservação do momento angular e têm campos magnéticos incrivelmente fortes devido à conservação do fluxo magnético. O núcleo de rotação relativamente lento da estrela massiva aumenta enormemente sua taxa de rotação à medida que entra em colapso para formar a estrela de nêutrons muito menor. Isso é análogo ao aumento da rotação de uma patinadora no gelo se ela concentrar sua massa em torno do eixo de rotação, aproximando os braços do corpo. Ao mesmo tempo, as linhas do campo magnético da estrela massiva são aproximadas conforme o núcleo entra em colapso. Isso intensifica o campo magnético da estrela para cerca de 10¹² vezes o da Terra.

Esquema de um pulsar mostrando o desalinhamento entre o eixo de rotação e os feixes de radiação emitidos pelos polos magnéticos. Crédito: Swinburne University

O resultado é que as estrelas de nêutrons podem girar até pelo menos 60 vezes por segundo ao nascer. Se elas fizerem parte de um sistema binário, elas podem aumentar essa taxa de rotação através do acúmulo de material, para mais de 600 vezes por segundo! Observou-se que estrelas de nêutrons que perderam energia por meio de processos radiativos giram tão lentamente quanto uma vez a cada 8 segundos, mantendo os pulsos de rádio, e estrelas de nêutrons que foram freadas por ventos em sistemas de raios-X podem ter taxas de rotação tão lentas quanto uma vez a cada 20 minutos. As observações também revelam que a taxa de rotação de estrelas de nêutrons isoladas muda lentamente ao longo do tempo, geralmente diminuindo conforme a estrela envelhece e a energia rotacional é perdida para os arredores através do campo magnético (embora ocasionalmente falhas são vistas). Um exemplo é o pulsar do Caranguejo, que diminui sua rotação a uma taxa de 38 nanossegundos por dia, liberando energia suficiente para alimentar a nebulosa do Caranguejo.

Os astrônomos medem essas taxas de rotação detectando a radiação eletromagnética ejetada através dos polos do campo magnético. Esses polos magnéticos geralmente estão desalinhados com o eixo de rotação da estrela de nêutrons e, portanto, o feixe de radiação se espalha conforme a estrela gira. Isso é muito parecido com o feixe de luz de um farol varrendo ao redor. Se a Terra estiver no caminho do feixe, vemos a estrela/pulsar de nêutrons. Do contrário, vemos apenas o remanescente da supernova. Isso também explica muito bem o fato de que não vemos um pulsar em cada remanescente de supernova.

Estrelas de nêutrons não existem necessariamente isoladas, e aquelas que fazem parte de um sistema binário geralmente emitem fortes raios-X. Binários de raios-x normalmente resultam da transferência de material de um companheiro da sequência principal para a estrela de nêutrons, enquanto as explosões de raios gama de curta duração são consideradas como resultado da fusão de duas estrelas de nêutrons.

A existência de estrelas de nêutrons como resultado de explosões de supernovas foi provisoriamente prevista em 1933, um ano após a descoberta do nêutron como uma partícula elementar. No entanto, foi só em 1967 que Jocelyn Bell observou os pulsos periódicos de emissão de rádio característicos dos pulsares. Existem agora mais de 1.300 estrelas de nêutrons conhecidas e a existência de aproximadamente 10⁵ prevista no disco da Via Láctea.

Fonte: Swinburne University