23.4: Pulsares e a descoberta de estrelas de nêutrons
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objetivos de aprendizagem
Ao final desta seção, você poderá:
- Explique o método de pesquisa que levou à descoberta de estrelas de nêutrons, localizadas a centenas ou milhares de anos-luz de distância
- Descreva as características de uma estrela de nêutrons que permitem que ela seja detectada como um pulsar
- Liste as evidências observacionais que ligam pulsares e estrelas de nêutrons a supernovas
Depois que uma explosão de supernova tipo II desaparece, tudo o que fica para trás é uma estrela de nêutrons ou algo ainda mais estranho, um buraco negro. Descreveremos as propriedades dos buracos negros nos buracos negros e no espaço-tempo curvo, mas, por enquanto, queremos examinar como as estrelas de nêutrons que discutimos anteriormente podem se tornar observáveis.
As estrelas de nêutrons são os objetos mais densos do universo; a força da gravidade em sua superfície é 10 11 vezes maior do que a que experimentamos na superfície da Terra. O interior de uma estrela de nêutrons é composto por cerca de 95% de nêutrons, com um pequeno número de prótons e elétrons misturados. Na verdade, uma estrela de nêutrons é um núcleo atômico gigante, com uma massa de cerca de 10 57 vezes a massa de um próton. Seu diâmetro é mais parecido com o tamanho de uma pequena cidade ou de um asteróide do que de uma estrela. (A tabela\(\PageIndex{1}\) compara as propriedades de estrelas de nêutrons e anãs brancas.) Por ser tão pequena, uma estrela de nêutrons provavelmente parece ser o objeto com menos probabilidade de ser observado a milhares de anos-luz de distância. No entanto, estrelas de nêutrons conseguem sinalizar sua presença em vastos golfos do espaço.
| Propriedade | Anã branca | Estrela de nêutrons |
|---|---|---|
| Missa (Sol = 1) | 0,6 (sempre <1,4) | Sempre >1,4 e <3 |
| Raio | 7000 km | 10 km |
| Densidade | 8 × 10 5 g/cm 3 | 10 14 g/cm 3 |
A descoberta de estrelas de nêutrons
Em 1967, Jocelyn Bell, uma estudante de pesquisa na Universidade de Cambridge, estava estudando fontes de rádio distantes com um detector especial que havia sido projetado e construído por seu orientador Antony Hewish para encontrar variações rápidas nos sinais de rádio. Os computadores do projeto lançaram resmas de papel mostrando onde o telescópio havia examinado o céu, e era função dos estudantes de pós-graduação de Hewish analisar tudo isso em busca de fenômenos interessantes. Em setembro de 1967, Bell descobriu o que ela chamou de “um pouco de nuca” — um sinal de rádio estranho diferente de tudo o que foi visto antes.
O que Bell havia descoberto, na constelação de Vulpecula, era uma fonte de pulsos de radiação de rádio rápidos, nítidos, intensos e extremamente regulares. Como o tique-taque normal de um relógio, os pulsos chegavam exatamente a cada 1.33728 segundos. Essa exatidão primeiro levou os cientistas a especular que talvez tivessem encontrado sinais de uma civilização inteligente. Os radioastrônomos até apelidaram, de brincadeira, a fonte de “LGM” para “homenzinhos verdes”. Logo, no entanto, três fontes similares foram descobertas em direções amplamente separadas no céu.
Quando ficou claro que esse tipo de fonte de rádio era bastante comum, os astrônomos concluíram que era altamente improvável que fossem sinais de outras civilizações. Até hoje, mais de 2500 dessas fontes foram descobertas; elas agora são chamadas de pulsares, abreviação de “fontes de rádio pulsantes”.
Os períodos de pulso de diferentes pulsares variam de um pouco mais de 1/1000 de segundo a quase 10 segundos. No início, os pulsares pareciam particularmente misteriosos porque nada podia ser visto em sua localização em fotografias com luz visível. Mas então um pulsar foi descoberto bem no centro da Nebulosa do Caranguejo, uma nuvem de gás produzida pela SN 1054, uma supernova que foi registrada pelos chineses em 1054 (Figura\(\PageIndex{1}\)). A energia do pulsar da Nebulosa do Caranguejo chega em explosões bruscas que ocorrem 30 vezes por segundo — com uma regularidade que causaria inveja a um relojoeiro suíço. Além dos pulsos de energia de rádio, podemos observar pulsos de luz visível e raios-X da Nebulosa do Caranguejo. O fato de o pulsar estar apenas na região do remanescente da supernova, onde esperamos que a estrela de nêutrons restante seja imediatamente alertada aos astrônomos de que pulsares poderiam estar conectados a esses “cadáveres” indescritíveis de estrelas massivas.
A Nebulosa do Caranguejo é um objeto fascinante. A nebulosa inteira brilha com radiação em vários comprimentos de onda e sua produção geral de energia é mais de 100.000 vezes a do Sol — o que não é um truque ruim para o remanescente de uma supernova que explodiu há quase mil anos. Os astrônomos logo começaram a procurar uma conexão entre o pulsar e a grande produção de energia da nebulosa circundante.
Assista a uma entrevista interessante com Jocelyn Bell (Burnell) para aprender sobre sua vida e obra (isso faz parte de um projeto do Instituto Americano de Física para gravar entrevistas com cientistas inovadores enquanto eles ainda estão vivos).
Um modelo de farol giratório
Ao aplicar uma combinação de teoria e observação, os astrônomos finalmente concluíram que os pulsares devem ser estrelas giratórias de nêutrons. De acordo com esse modelo, uma estrela de nêutrons é algo como um farol em uma costa rochosa (Figura\(\PageIndex{2}\)). Para alertar navios em todas as direções e, no entanto, não custar muito para operar, a luz em um farol moderno gira, varrendo seu feixe pelo mar escuro. Do ponto de vista de uma nave, você vê um pulso de luz toda vez que o feixe aponta em sua direção. Da mesma forma, a radiação de uma pequena região em uma estrela de nêutrons varre os oceanos do espaço, nos dando um pulso de radiação cada vez que o feixe aponta para a Terra.
As estrelas de nêutrons são candidatas ideais para esse trabalho porque o colapso as tornou tão pequenas que podem girar muito rapidamente. Lembre-se do princípio da conservação do momento angular da Grande Síntese de Newton: se um objeto ficar menor, ele pode girar mais rapidamente. Mesmo que a estrela-mãe estivesse girando muito lentamente quando estava na sequência principal, sua rotação teve que acelerar ao entrar em colapso para formar uma estrela de nêutrons. Com um diâmetro de apenas 10 a 20 quilômetros, uma estrela de nêutrons pode completar um giro completo em apenas uma fração de segundo. Esse é exatamente o tipo de período de tempo que observamos entre os pulsos pulsares.
Qualquer campo magnético que existiu na estrela original será altamente comprimido quando o núcleo colapsar em uma estrela de nêutrons. Na superfície da estrela de nêutrons, na camada externa que consiste em matéria comum (e não apenas nêutrons puros), prótons e elétrons são capturados nesse campo giratório e acelerados quase até a velocidade da luz. Em apenas dois lugares - os pólos magnéticos norte e sul - as partículas presas podem escapar da forte influência do campo magnético (Figura\(\PageIndex{3}\)). O mesmo efeito pode ser visto (ao contrário) na Terra, onde partículas carregadas do espaço são mantidas afastadas pelo campo magnético do nosso planeta em todos os lugares, exceto perto dos pólos. Como resultado, as auroras da Terra (causadas quando partículas carregadas atingem a atmosfera em alta velocidade) são vistas principalmente perto dos pólos.
Observe que em uma estrela de nêutrons, os pólos magnético norte e sul não precisam estar nem perto dos pólos norte e sul definidos pela rotação da estrela. Da mesma forma, discutimos no capítulo sobre Os Planetas Gigantes que os pólos magnéticos nos planetas Urano e Netuno não estão alinhados com os pólos da rotação do planeta. A figura\(\PageIndex{3}\) mostra os pólos do campo magnético perpendiculares aos pólos de rotação, mas os dois tipos de pólos podem fazer qualquer ângulo.
De fato, o desalinhamento do eixo rotacional com o eixo magnético desempenha um papel crucial na geração dos pulsos observados neste modelo. Nos dois pólos magnéticos, as partículas da estrela de nêutrons são focadas em um feixe estreito e saem da região magnética giratória em velocidades enormes. Eles emitem energia em uma ampla faixa do espectro eletromagnético. A radiação em si também está confinada a um feixe estreito, o que explica por que o pulsar age como um farol. À medida que a rotação carrega primeiro um e depois o outro pólo magnético da estrela em nossa visão, vemos um pulso de radiação a cada vez.
Testes do modelo
Essa explicação dos pulsares em termos de feixes de radiação de estrelas de nêutrons altamente magnéticas e de rotação rápida é uma ideia muito inteligente. Mas que evidências temos de que é o modelo correto? Primeiro, podemos medir as massas de alguns pulsares, e eles acabam por estar na faixa de 1,4 a 1,8 vezes a do Sol — exatamente o que os teóricos preveem para estrelas de nêutrons. As massas são encontradas usando a lei de Kepler para os poucos pulsares que são membros de sistemas estelares binários.
Mas há um argumento de confirmação ainda melhor, que nos traz de volta à Nebulosa do Caranguejo e sua vasta produção de energia. Quando as partículas carregadas de alta energia do pulsar da estrela de nêutrons atingem o material de movimento mais lento da supernova, elas energizam esse material e fazem com que ele “brilhe” em muitos comprimentos de onda diferentes — exatamente o que observamos na Nebulosa do Caranguejo. Os feixes de pulsar são uma fonte de energia que “ilumina” a nebulosa muito depois da explosão inicial da estrela que a criou.
Quem “paga as contas” de toda a energia que vemos saindo de um remanescente como a Nebulosa do Caranguejo? Afinal, quando a energia emerge de um lugar, ela deve ser esgotada em outro. A melhor fonte de energia em nosso modelo é a rotação da estrela de nêutrons, que impulsiona partículas carregadas para fora e gira seu campo magnético em velocidades enormes. Como sua energia rotacional é usada para excitar a Nebulosa do Caranguejo ano após ano, o pulsar dentro da nebulosa fica mais lento. À medida que diminui, os pulsos vêm com um pouco menos de frequência; mais tempo passa antes que a estrela de nêutrons, mais lenta, retorne seu feixe.
Várias décadas de observações cuidadosas já mostraram que o pulsar da Nebulosa do Caranguejo não é um relógio perfeitamente normal, como pensávamos originalmente: em vez disso, está diminuindo gradualmente. Tendo medido o quanto o pulsar está diminuindo, podemos calcular quanta energia de rotação a estrela de nêutrons está perdendo. Lembre-se de que ele é muito denso e gira incrivelmente rápido. Mesmo uma pequena desaceleração pode significar uma imensa perda de energia.
Para satisfação dos astrônomos, a energia rotacional perdida pelo pulsar acaba sendo a mesma que a quantidade de energia emergindo da nebulosa ao seu redor. Em outras palavras, a desaceleração de uma estrela de nêutrons em rotação pode explicar exatamente por que a Nebulosa do Caranguejo está brilhando com a quantidade de energia que observamos.
A evolução dos pulsares
A partir de observações dos pulsares descobertos até agora, os astrônomos concluíram que um novo pulsar nasce em algum lugar da galáxia a cada 25 a 100 anos, a mesma taxa na qual se estima que as supernovas ocorram. Os cálculos sugerem que a vida útil típica de um pulsar é de cerca de 10 milhões de anos; depois disso, a estrela de nêutrons não gira mais rápido o suficiente para produzir feixes significativos de partículas e energia e não é mais observável. Estimamos que existam cerca de 100 milhões de estrelas de nêutrons em nossa galáxia, a maioria delas girando muito lentamente para chegar ao nosso conhecimento.
O pulsar do caranguejo é bastante jovem (apenas cerca de 960 anos) e tem um período curto, enquanto outros pulsares mais antigos já diminuíram para períodos mais longos. Pulsares com milhares de anos perderam muita energia para emitir apreciavelmente nos comprimentos de onda visíveis e de raios-X, e são observados apenas como pulsares de rádio; seus períodos são de um segundo ou mais.
Há outra razão pela qual podemos ver apenas uma fração dos pulsares na galáxia. Considere nosso modelo de farol novamente. Na Terra, todas as naves se aproximam no mesmo plano - a superfície do oceano - para que o farol possa ser construído para varrer seu feixe sobre essa superfície. Mas no espaço, os objetos podem estar em qualquer lugar em três dimensões. Como o feixe de um determinado pulsar varre um círculo no espaço, não há absolutamente nenhuma garantia de que esse círculo inclua a direção da Terra. Na verdade, se você pensar bem, muito mais círculos no espaço não incluirão a Terra do que a incluirão. Assim, estimamos que somos incapazes de observar um grande número de estrelas de nêutrons porque seus feixes de pulsares nos sentem totalmente ausentes.
Ao mesmo tempo, verifica-se que apenas alguns dos pulsares descobertos até agora estão embutidos nas nuvens visíveis de gás que marcam o remanescente de uma supernova. À primeira vista, isso pode parecer misterioso, pois sabemos que as supernovas dão origem a estrelas de nêutrons e devemos esperar que cada pulsar tenha começado sua vida em uma explosão de supernova. Mas a vida útil de um pulsar acaba sendo cerca de 100 vezes maior do que o tempo necessário para que o gás em expansão de um remanescente de supernova se disperse no espaço interestelar. Assim, a maioria dos pulsares é encontrada sem nenhum outro vestígio da explosão que os produziu.
Além disso, alguns pulsares são ejetados por uma explosão de supernova que não é a mesma em todas as direções. Se a explosão da supernova for mais forte de um lado, ela pode expulsar totalmente o pulsar do remanescente da supernova (alguns astrônomos chamam isso de “receber um chute de nascimento”). Sabemos que esses chutes acontecem porque vemos vários remanescentes de supernovas jovens em galáxias próximas, onde o pulsar está de um lado do remanescente e fugindo a várias centenas de quilômetros por segundo (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Tocado por uma estrela de nêutrons
Em 27 de dezembro de 2004, a Terra foi banhada por um fluxo de radiação de raios-X e raios gama de uma estrela de nêutrons conhecida como SGR 1806-20. O que tornou esse evento tão notável foi que, apesar da distância da fonte, sua onda de radiação teve efeitos mensuráveis na atmosfera da Terra. O brilho aparente dessa explosão de raios gama foi maior do que qualquer explosão estelar histórica.
O efeito primário da radiação foi em uma camada alta na atmosfera da Terra chamada ionosfera. À noite, a ionosfera normalmente está a uma altura de cerca de 85 quilômetros, mas durante o dia, a energia do Sol ioniza mais moléculas e baixa o limite da ionosfera para uma altura de cerca de 60 quilômetros. O pulso de radiação de raios-X e raios gama produziu aproximadamente o mesmo nível de ionização do sol diurno. Isso também fez com que alguns satélites sensíveis acima da atmosfera desligassem seus aparelhos eletrônicos.
Medições feitas por telescópios no espaço indicam que a SGR 1806-20 era um tipo especial de estrela de nêutrons de rotação rápida chamada de estrela magnética. Os astrônomos Robert Duncan e Christopher Thomson lhes deram esse nome porque seus campos magnéticos são mais fortes do que os de qualquer outro tipo de fonte astronômica — nesse caso, cerca de 800 trilhões de vezes mais fortes que o campo magnético da Terra.
Acredita-se que um magnetar consista em um núcleo superdenso de nêutrons cercado por uma crosta rígida de átomos com cerca de uma milha de profundidade com uma superfície feita de ferro. O campo da estrela magnética é tão forte que cria enormes tensões internas que às vezes podem abrir a crosta dura, causando um starquarke. A crosta vibrante produz uma enorme explosão de radiação. Um astronauta a 0,1 ano-luz dessa estrela magnética em particular teria recebido uma dose fatal da explosão em menos de um segundo.
Felizmente, estávamos longe o suficiente do magnetar SGR 1806-20 para estarmos seguros. Uma estrela magnética poderia representar um perigo real para a Terra? Para produzir energia suficiente para romper a camada de ozônio, uma estrela magnética teria que estar localizada dentro da nuvem de cometas que circunda o sistema solar, e sabemos que nenhuma estrela magnética está tão próxima. No entanto, é uma descoberta fascinante de que eventos em cadáveres de estrelas distantes podem ter efeitos mensuráveis na Terra.
Conceitos principais e resumo
Pelo menos algumas supernovas deixam para trás uma estrela de nêutrons altamente magnética e de rotação rápida, que pode ser observada como um pulsar se seu feixe de partículas escapando e radiação focada estiver apontando para nós. Os pulsares emitem pulsos rápidos de radiação em intervalos regulares; seus períodos estão na faixa de 0,001 a 10 segundos. A estrela rotativa de nêutrons age como um farol, varrendo seu feixe em um círculo e nos dando um pulso de radiação quando o feixe varre a Terra. Conforme os pulsares envelhecem, eles perdem energia, suas rotações diminuem e seus períodos aumentam.
Glossário
- pulsar
- uma fonte de rádio variável de pequeno tamanho físico que emite pulsos de rádio muito rápidos em períodos muito regulares que variam de frações de segundo a vários segundos; agora entendida como uma estrela de nêutrons magnéticos rotativos que é energética o suficiente para produzir um feixe detectável de radiação e partículas