Em Julho de 1967 Jocelyn Bell, uma jovem aluna pós graduada, estudava, no Observatório Astronómico de Cambridge, as gravações referentes a um trabalho destinado originalmente à investigação de quasares. Foi então que esta reparou no que parecia ser uma cintilação rápida envolvendo uma fonte fraca. O que causou algumas suspeitas foi o facto da cintilação estar a ocorrer a meio da noite, altura em que as cintilações são pouco frequentes. Além disso, o sinal estava só presente numa fracção do tempo necessário para o feixe de recepção da antena passar pela fonte no céu. Se o sinal tivesse aparecido uma só vez seria, seguramente, causado por uma interferência. No entanto, em Setembro o sinal já tinha aparecido seis vezes. A constância na posição dos sinais mostrou que os sinais vinham, provavelmente, de um corpo celeste. Depois de desaparecer por seis semanas o sinal reapareceu. Gravações de alta velocidade começaram então a revelar que os sinais vinham segundo uma sucessão regular de pulsos com apenas um segundo de intervalo. Nenhum objecto celeste, conhecido na altura, emitia sinais com aquelas características!
Uma das questões mais intrigantes sobre estes sinais foi o porquê do sinal não ter sido detectado antes. A resposta prende-se com o facto de não só o sinal ser muito fraco mas também pela energia deste decrescer nos comprimentos de onda usados pela maior parte dos astrónomos - que variam desde poucos centímetros a um metro. Para detectar o sinal não só era necessário um rádio telescópio operando com comprimentos de onda de alguns metros, mas também que as observações das mesmas áreas do céu fossem repetidas com um sistema de gravação rápido o suficiente para registar os pulsos. Todas estas características estavam reunidas no rádio telescópio de Cambridge.
Os sinais apareciam como sucessões regulares de pulsos com intervalos de 1s e com duração de 10 a 20 milisegundos, o que indicava que o objecto não poderia ter mais que algumas centenas de quilómetros de raio, visto que a fonte não pode emitir um pulso num tempo inferior ao necessário para a luz a atravessar. Outra curiosa característica do sinal era o facto de cada pulso ter um comprimento de onda diferente. Ora, conhecendo a densidade de electrões livres no vácuo e a diferença entre tempos de recepção de dois pulsos com comprimentos de onda diferentes é possível detectar a distância da fonte. Infelizmente não se conhece a densidade exacta de electrões livres, sendo esta estimada em um electrão em dez centímetros cúbicos. O primeiro sinal detectado seria, então, proveniente de uma fonte a uma distância de 130 parsecs1.
A mais notável característica do sinal era, no entanto, a regularidade com que este aparecia. Quando se adicionaram as correcções devido ao efeito de Doppler descobriu-se que o sinal podia ser previsto com uma precisão de dez milisegundos durante várias semanas.
O físico indiano Chandrasekhar Subrahmanyan ajudou, em 1930, a prever a existência de estrelas de neutrões. Uma estrela, como o Sol, mantém o seu tamanho equilibrando a pressão interna (devida às reacções nucleares que ocorrem no seu interior) com a força gravítica. À medida que o combustível interior se vai gastando a estrela contrai para um menor volume. No entanto, um novo equilíbrio é possível devido à pressão resultante do movimento interno dos electrões. A essas estrelas dá-se o nome de anãs brancas. Porém, se a estrela for muito maior que o Sol, à medida que o seu volume diminui, efeitos quânticos e o princípio de exclusão de Pauli ditam que os electrões apenas podem ser compactados num volume menor se a sua energia aumentar. Eventualmente a energia é tão grande que os protões e electrões combinam-se dando origem a neutrões. Chandrasekhar descobriu que só se a massa de uma estrela fosse 1.4 vezes a do Sol é que se formariam estas estrelas de neutrões. Actualmente pensa-se que os pulsares são estrelas de neutrões rodando a grande velocidade.
Uma característica dos pulsares é o facto destes girarem muito depressa. Isto ocorre devido à conservação do momento angular, pois quando a estrela colapsa dá-se uma diminuição do seu momento de inércia, aumentando desta forma a sua velocidade angular. É esta a razão pela qual os pulsares apresentam uma frequência de rotação tão elevada(tendo períodos de rotação que podem ir desde quatro segundos até cerca de um milésimo de segundo), enquanto que a maioria dos corpos celestes têm uma frequência de rotação comparável à da Terra. A parte exterior dos pulsares é constituída por uma camada de ferro ou níquel, que delimita a parte interna constituída por neutrões altamente compactados. Os pulsares possuem um campo magnético extremamente intenso, que pode chegar a biliões de vezes o campo magnético da Terra. Eles são, muitas vezes, confundidos com os quasares devido ao facto de terem um nome semelhante, contudo os quasares são bastante diferentes dos pulsares, emitindo ondas de rádio extremamente intensas, cuja energia emitida pode ir até cem vezes a energia emitida pela nossa galáxia! Como já se referiu, a massa de um pulsar é, aproximadamente, 1.4 vezes a massa do nosso sol mas, devido ao seu tamanho relativamente pequeno, a densidade de um pulsar é extremamente elevada, sendo que o volume ocupado por uma colher de açúcar tem a massa de milhões de toneladas. Devido a isto também a gravidade de um pulsar é extremamente elevada, sendo que, à sua superfície, a gravidade é 300 000 vezes superior á da Terra.
Os sinais de rádio emitidos pelos pulsares não são completamente entendidos. Uma teoria bastante divulgada baseia-se no forte campo magnético do pulsar que força a sua atmosfera ionizada a girar em torno dele. Algumas porções desta atmosfera chegariam então à velocidade da luz sendo então libertadas do campo magnético. Quando isso acontecesse um sinal de rádio seria gerado e formar-se-ia um feixe devido a efeitos relativistas. Há ainda a referir a extrema regularidade destes sinais de rádio, que chega mesmo a ser superior à dos relógios atómicos de Césio. Alguns pulsares possuem uma precisão de um segundo em dez milhões de anos, enquanto que o relógio atómico possui uma precisão de um segundo num milhão de anos.
Um dos pulsares mais conhecidos é o pulsar do caranguejo, que se encontra no centro da nebulosa do caranguejo. A supernova que deu origem a este pulsar foi observada na Terra em 1054 d. C. por astrónomos chineses e japoneses. Este pulsar é o mais energético que se conhece, roda cerca de 30 vezes por segundo e está altamente magnetizado. Ele caracteriza-se também por emitir dois pulsos de radiação por cada revolução. A luz visível emitida por este pulsar é suficientemente forte para que este seja visível nas fotografias da nebulosa do caranguejo. Outros pulsares conhecidos são os pulsares de Vela e o de Geminga. Estes dois pulsares emitem radiação na frequência dos raios gama. O pulsar de Geminga localizase na constelação dos Gémeos e o seu período é de aproximadamente 237 milisegundos. O ritmo ao qual a velocidade de rotação está a descer indica que este pulsar terá aproximadamente 300,000 anos. O pulsar de Vela localiza-se na constelação de Vela e tem um período de 89 milisegundos.
Marco Cardoso e Ricardo Salvador
Fonte: www.e-escola.pt
Estrela de neutrões (modelo)
Para uma massa equivalente a 1,5 massas solares, o diâmetro de uma estrela de neutrões será, aproximadamente de 15 km.
As estrelas de neutrões são, sob muitos aspectos, uma versão extrema das anãs brancas: para uma massa mais ou menos equivalente - da ordem da do Sol - uma estrela de neutrões tem um raio muito mais pequeno - cerca de 12 km apenas - e uma massa volúmica fantástica: várias centenas de milhões de toneladas por centímetro cúbico!
Estrela de neutrões em raio-X
Uma estrela de neutrões é difícil de dectectar directamente, devido ao seu pequeno tamanho. No entanto, durante os primeiros tempos após a sua formação, ela é intensamente quente, brilhando em raio-X. Esta imagem da remanescente de supernova Puppis A, mostra uma estrela de neutrões recém formada no seu interior.
(Fonte: NASA)
A temperatura das estrelas de neutrões é da ordem dos dez milhões de graus, mas atendendo ao seu tamanho muito reduzido, estes objectos são (no momento) impossíveis de detectar opticamente. A massa de uma estrela de neutrões não pode ser superior a 3 massas solares: acima deste valor, a gravidade vence a pressão dos neutrões degenerados e só é possível o estado de buraco negro.
Campo magnético numa estrela de neutrões
Uma estrela de neutrões possui um intenso campo magnético, o qual pode acelerar partículas e levá-las a emitir raios-X e raios gama.
(Fonte: ESA)
