Pulsar

 Nota: Para outros significados, veja Pulsar (desambiguação).
Ilustração do efeito de "farol" produzido por um pulsar.

Pulsar é uma estrela de nêutrons que, em virtude de seu intenso campo magnético (da ordem de 108 T), transforma a energia rotacional em energia eletromagnética. A medida que o pulsar gira, seu intenso campo magnético induz um enorme campo elétrico na sua superfície. Este campo elétrico é suficiente para arrancar partículas carregadas da superfície, na sua maioria elétrons, que por sua vez fluem para a magnetosfera onde são acelerados. Estes elétrons acelerados emitem radiação síncrotron em um feixe estreito ao longo das linhas do campo magnético. Se ao girar, o eixo do campo magnético ficar na nossa linha de visada, veremos um pulso de radiação eletromagnética (como a luz de um farol girante).[1][2][3]

Esquema de um pulsar, apresentando as linhas de campo magnético e o feixe de radiação escapando pelos polos magnéticos.

História

Gráfico no qual Jocelyn Bell Burnell reconheceu pela primeira vez evidências de um pulsar, exibido na Biblioteca da Universidade de Cambridge

A existência de estrelas de nêutrons foi primeiramente proposta por Walter Baade e Fritz Zwicky em 1934, quando argumentaram que uma pequena e densa estrela consistindo primariamente de nêutrons resultaria de uma supernova.[4] Em 1967, pouco antes da descoberta dos pulsares, Franco Pacini, astrofísico italiano, sugeriu que uma estrela de nêutrons em rotação com um campo magnético, emitiria radiação e notou que tal energia poderia adentrar os remanescentes de supernova que se encontram ao redor de uma estrela de nêutrons, como a Nebulosa do Caranguejo.[5]

Em julho de 1967, começara a funcionar um grande rádiotelescópio desenvolvido por Antony Hewish em Cambridge, Inglaterra, composto por 2 048 dispositivos de recepção separados, espalhados por uma área de 18 000 m2. Ele era destinado a estudar as cintilações de fontes de rádio localizadas no espaço. Essas cintilações são causadas pelas flutuações na densidade do plasma interplanetário.

Jocelyn Bell Burnell, uma estudante de pós-graduação, que era a responsável pela análise preliminar dos dados, notou um sinal estranho que subitamente desapareceu, vindo a reaparecer três meses depois. O grupo de Hewish concentrou-se nesse estranho sinal, localizando entre as estrelas Vega e Altair, e descobriu que os pulsos de rádio ocorriam numa taxa extremamente regular, a cada 1,33730113 s e com uma duração de 0,05 s.[1][6]

Porém, eles não só demoraram meses em se convencer da autenticidade do sinal, mas quando anunciado, foi seriamente cogitada a hipótese de se tratar de sinais de uma civilização extraterrestre. Na verdade, antes que a palavra pulsar passasse a ser utilizada eles referiam-se ao fenômeno como LGM (sigla em inglês para little green men — homenzinhos verdes).[6][7]

Posteriormente, o grupo descobriu mais três objetos emitindo pulsos de rádio com taxas diferentes e concluíram tratar-se de objetos de origem natural.[1]

Como a fonte emissora parecia se originar de um ponto no espaço, Hewish pensou que ela poderia representar algum tipo de estrela, uma estrela pulsante (do inglês pulsating star), o nome foi então abreviado para pulsar.[6]

Após a descoberta do primeiro pulsar, Thomas Gold sugeriu um modelo de uma estrela de nêutrons em rotação similar ao de Pacini e argumentou que esse modelo poderia explicar a radiação pulsante observada por Bell Burnell e Hewish.[8] A descoberta do pulsar da Nebulosa do Caranguejo em 1968 confirmou esse modelo de representação dos pulsares. O pulsar do caranguejo tem uma pulsação de período igual a 33 milissegundos, pequeno demais para ser consistente com outros modelos propostos para a emissão do pulsar. Além disso, sua localização no centro da Nebulosa do Caranguejo é consistente com a previsão de Baade e Zwicky em 1933.[9]

Em 1974, Antony Hewish e Martin Ryle se tornaram os primeiros astrônomos a ganharem o Prêmio Nobel de Física, com a Academia Real das Ciências da Suécia notando que Hewish teve "papel decisivo na descoberta de pulsares".[10] Certa controvérsia é associada ao fato de Hewish ter ganho o prêmio enquanto Bell Burnell não teve sua participação considerada.[11]

Até 2022, cerca de 3.320 eram conhecidos na Via Láctea.[12]

Nomenclatura

Inicialmente pulsares eram nomeados com as iniciais do observatório responsável pela descoberta seguidas por sua ascensão reta. Conforme mais pulsares foram descobertos, essa convenção tornou-se insuficiente, sendo seguida pelo uso das letras PSR (sigla em inglês para Pulsating Source of Radio - Fonte de Rádio Pulsante) seguidas pela ascensão reta e os graus do arco de declinação. Pulsares muito próximos podem ter letras como apêndices.

A convenção moderna prefixa números antigos com um B, significando que as coordenadas pertencem à época de 1950. Os pulsares descobertos mais recentemente têm um J, que indica que as coordenadas são de 2000, e uma declinação que inclui minutos. Apesar das mudanças, pulsares descobertos antes de 1993 mantém a convenção da letra B ao invés de terem nomes com J. Porém, todos os pulsares possuem um nome com J que fornece coordenadas mais precisas de suas posições no céu.[13]

Formação

Visão esquemática de um pulsar. A esfera no centro representa a estrela de nêutrons, as linhas curvadas indicam as linhas do campo magnético, os cones azuis indicam as zonas de emissão de luz e a reta verde representa o eixo de rotação da estrela.

Os eventos que levam à formação de um pulsar começam quando o núcleo de uma estrela maciça é comprimido durante uma supernova, formando uma estrela de nêutrons. A estrela de nêutrons mantém grande parte do momento angular original e, uma vez que possui um raio muito menor que a sua progenitora, se forma com uma alta velocidade de rotação. Um feixe de radiação é emitido junto ao eixo magnético do pulsar, que gira conforme a rotação da estrela de nêutrons. O eixo magnético do pulsar determina a direção do feixe eletromagnético e não é necessariamente idêntico ao eixo de rotação da estrela. Isso faz com que o feixe seja visível uma vez para cada rotação da estrela de nêutrons, levando à natureza "pulsante" de sua aparência.

Em pulsares alimentados por rotação, o feixe se origina da energia rotacional da estrela de nêutrons, que gera um campo elétrico a partir do movimento de um forte campo magnético, resultando na aceleração de prótons e elétrons na superfície da estrela e na emissão de um feixe eletromagnético emanando dos polos do campo magnético. Essa rotação diminui ao longo do tempo, à medida que a energia eletromagnética é emitida. Quando o giro de um pulsar diminui suficientemente, o mecanismo de emissão de radiação se desliga. Esse desligamento parece ocorrer aproximadamente após 10 a 100 milhões de anos, o que significa que, de todas as estrelas de nêutrons nascidas nos 13,6 bilhões de anos do universo, cerca de 99% pararam de pulsar.[14]

O Pulsar de Caranguejo. Esta imagem combina informação óptica recolhida pelo Hubble (a vermelho) e imagens raio-X do Chandra (a azul).

Pulsares notáveis

Vídeo do Pulsar de Vela de raios X.

Categorias

Três classes distintas de pulsares são conhecidos hoje, diferenciados pela fonte da força da radiação eletromagnética:

Apesar de todos os três tipos serem estrelas de nêutrons, seus comportamentos e os processos físicos que os causam são diferentes. Apesar disso, esses tipos estão conectados, com pulsares de Raio X sendo muito provavelmente antigos pulsares de rotação que perderam grande parte de seu poder, visíveis somente devido ao fato de suas respectivas estrelas binárias se expandirem e transferirem matéria para a estrela de nêutrons. Esse processo de acreção pode transferir momento angular suficiente para resumir o movimento de rotação na estrela, com a matéria acrescida diminuindo a força magnética do pulsar por 1 000 a 10 000 vezes do normal. Esse campo magnético enfraquecido é menos eficiente em diminuir a velocidade de rotação dos pulsares, permitindo que eles permaneçam ativos por bilhões de anos e sejam os mais antigos pulsares conhecidos.[14]

Aplicações

A descoberta dos pulsares permitiu aos astrônomos o estudo de um objeto nunca antes observado: a estrela de nêutrons. Esse tipo de objeto é o único lugar no qual o comportamento da matéria em uma densidade nuclear pode ser observado (apesar de não diretamente). Além disso, pulsares com duração de milissegundos permitiram o estudo da relatividade geral em condições de intenso campo gravitacional.

Mapas

Mapas de pulsares foram incluídos nas duas placas Pioneer assim como no Voyager Golden Record. Eles mostram a posição do Sol, relativa a 14 pulsares, que são identificados pelos períodos únicos de seus pulsos eletromagnéticos, de forma que permita o cálculo da nossa posição tanto no tempo como no espaço por potenciais seres extraterrestres.[15] Devido à emissão regular pulsos de ondas de rádio pelos pulsares, suas transmissões não requerem correções diárias. Além disso, a posição dos pulsares poderia criar um sistema de navegação espacial independente ou para ser usado em conjunto com navegação por satélites.[16][17]

Relógios precisos

Geralmente, a regularidade da emissão de um pulsar não se compara à estabilidade de relógios atômicos.[18] Porém, para alguns pulsares de milissegundos, a regularidade da pulsação é ainda mais precisa que a desses relógios.[19] Essa estabilidade permite que pulsares de milissegundos sejam usados para o estabelecimento do tempo de efemérides[20] ou na construção de relógios pulsares.

Sondas do meio interestelar

A radiação dos pulsares passa pelo meio interestelar antes de alcançar a Terra. Elétrons livres existentes no componente ionizado e quente (8 000 K) desse meio e nas regiões H II, afetam a radiação de duas maneiras. As mudanças resultantes na radiação do pulsar são uma importante sonda do meio interestelar em si.[21]

Devido à natureza dispersiva do plasma interestelar, ondas de rádio de baixa frequência trafegam por esse meio mais lentamente que ondas de alta frequência. O atraso resultante na chegada dos pulsos numa faixa de frequências, é diretamente mensurável como a medida de dispersão do pulsar. A medida de dispersão é a densidade de coluna total de elétrons livres entre o observador e o pulsar,

Onde é a distância do pulsar até o observador e é a densidade eletrônica do meio interestelar. A medida da dispersão é usada na construção de modelos da distribuição de elétrons livres na Via Láctea.[22]

Além disso, a turbulência no gás interestelar causa inomogeneidades na densidade no meio interestelar, que faz com que as ondas de rádio dos pulsares sofram espalhamento. A cintilação resultante nas ondas de rádio (o mesmo efeito da cintilação no brilho de uma estrela devido a variações na densidade da atmosfera terrestre), pode ser usada para reconstruir informações sobre as variações em pequena escala do meio interestelar.[23] Devido à alta velocidade (de até centenas de km/h) de muitos pulsares, um único pulsar varre o meio interestelar rapidamente, resultando em mudanças nos padrões de cintilação ao longo de poucos minutos.[24]

Sondas do espaço-tempo

Pulsares orbitando ao longo do espaço-tempo curvado ao redor do Sagittarius A*, o buraco negro supermaciço no centro da Via Láctea, poderiam servir para examinar a gravidade naquele ambiente de intenso campo gravitacional.[25] Os tempos de chegada dos pulsos seriam afetados pelo efeito Doppler, conforme a relatividade geral e especial e pelos caminhos complicados que as ondas de rádio percorreriam no espaço-tempo fortemente curvado ao redor do buraco negro. Para que os efeitos da relatividade geral sejam mensuráveis com a tecnologia atual, pulsares com períodos orbitais menores que 10 anos precisariam ser descobertos,[25] esses pulsares orbitariam a distâncias de cerca de 0,01 pc do buraco negro.

Ver também

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Referências

  1. ↑ a b c Stephen A. Gregory; Michael Zeilik (1998). «Capítulo 17: Star Deaths». Introductory Astronomy and Astrophysics (em inglês) 4 ed. [S.l.]: Thomson Learning. ISBN 9780030062285 
  2. ↑ Oliveira Filho, Kepler de Souza (2004). Astronomía e astrofísica. Maria de Fátima Oliveira Saraiva 2a ed ed. Sao Paulo: Livraria de física. OCLC 57509233. Resumo divulgativo – WorldCat 
  3. ↑ Schwarza (2018). Do átomo ao buraco negro: Para descomplicar a astronomia. [S.l.]: Planeta do Brasil. ISBN 9788542213805 
  4. ↑ Baade, Walter; Zwicky, Fritz (1934). «Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays». Physical Review. Bibcode:1934PhRv...46...76B. doi:10.1103/PhysRev.46.76.2 
  5. ↑ Pacini, Franco (1967). «Energy Emission from a Neutron Star». Nature. Bibcode:1967Natur.216..567P. doi:10.1038/216567a0 
  6. ↑ a b c Issac Asimov (1980) [1977]. «Cap.: Estrelas de nêutrons». O colapso do universo 3 ed. Rio de Janeiro: Francisco Alves. p. 102-104 
  7. ↑ Friaça, A.C.S.; Pino L.S.Jr.; Pereira, V.J. (2008). «Cap.: Objetos estelares compactos». Astronomia: uma visão geral do universo 2 ed. São Paulo: Edusp. ISBN 978-85-314-0462-7 
  8. ↑ Gold, Thomas (1968). «Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources» (PDF). Nature. 218 (5143). Bibcode:1968Natur.218..731G. doi:10.1038/218731a0. Consultado em 25 de outubro de 2017 
  9. ↑ Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998). Pulsar Astronomy. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 1–7 
  10. ↑ «Press Release: The 1974 Nobel Prize in Physics». Nobel Media AB. 2014. Consultado em 25 de outubro de 2017 
  11. ↑ Bell Burnell, S. Jocelyn (1977). Annals of the New York Academy of Science. 302. Nova Iorque: [s.n.] p. 685-689. Consultado em 25 de outubro de 2017 
  12. ↑ Teoh, Albert. «The ATNF Pulsar Database». www.atnf.csiro.au. Consultado em 19 de julho de 2022 
  13. ↑ LYNE, Andrew G. (1998). GRAHAM-SMITH, Francis, ed. Pulsar Astronomy. [S.l.]: Cambridge University Press 
  14. ↑ a b «Pulsar Properties». National Radio Astronomy Observatory. Consultado em 8 de novembro de 2017 
  15. ↑ «Voyager - The Spacecraft». voyager.jpl.nasa.gov (em inglês). Consultado em 10 de outubro de 2017 
  16. ↑ Cevallos, Marissa (24 de novembro de 2010). «How to use a pulsar to find Starbucks». Science News. Consultado em 10 de outubro de 2017 
  17. ↑ Tartaglia, Angelo; Matteo Luca Ruggiero; Emiliano Capolongo (2011). «A null frame for spacetime positioning by means of pulsating sources». Advances in Space Research. doi:10.1016/j.asr.2010.10.023. Consultado em 10 de outubro de 2017 
  18. ↑ Hartnett, John; Andre Luiten (2011). «Colloquium: Comparison of Astrophysical and Terrestrial Frequency Standards». Reviews of Modern Physics. doi:10.1103/RevModPhys.83.1. Consultado em 10 de outubro de 2017 
  19. ↑ Matsakis, Demetrios; Taylor, J. H.; Eubanks, T. M. (2 de junho de 1997). «A Statistic for Describing Pulsar and Clock Stabilities» (PDF). Astronomy and Astrophysics. Bibcode:1997A&A...326..924M. Consultado em 10 de outubro de 2017 
  20. ↑ Backer, Don (1984). «The 1.5 Millisecond Pulsar». Annals of the New York Academy of Sciences. Bibcode:1984NYASA.422..180B. doi:10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x. Consultado em 10 de outubro de 2017 
  21. ↑ Ferrière, Katia (5 de dezembro de 2001). «The Interstellar Environment of Our Galaxy». Reviews of Modern Physics. Bibcode:2001RvMP...73.1031F. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031 
  22. ↑ Taylor, J. H.; Cordes, J. M. (Julho de 1993). «Pulsar Distances and the Galactic Distribution of Free Electrons». Astrophysical Journal. doi:10.1086/172870 
  23. ↑ Rickett, Barney J. (Setembro de 1990). «Radio Propagation Through the Turbulent Interstellar Plasma». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:1990ARA&A..28..561R. doi:10.1146/annurev.aa.28.090190.003021 
  24. ↑ Rickett, Barney J.; Lyne, Andrew G.; Gupta, Yashwant (1 de junho de 1997). «Interstellar Fringes from Pulsar B0834+06». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bibcode:1997MNRAS.287..739R. doi:10.1093/mnras/287.4.739 
  25. ↑ a b Angélil, Raymond; Saha, P.; Merritt, D. (19 de agosto de 2017). «Towards relativistic orbit fitting of Galactic center stars and pulsars». The Astrophysical Journal. Bibcode:2010ApJ...720.1303A. doi:10.1088/0004-637X/720/2/1303. Consultado em 10 de outubro de 2017 

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