Um pulsar é uma estrela de nêutrons em rápida rotação, resultante do colapso gravitacional de uma estrela massiva no final de sua vida. Seu núcleo extremamente denso, composto principalmente de nêutrons degenerados, gera um campo magnético intenso e emite radiação eletromagnética periódica detectada como pulsos. Esses sinais, muitas vezes na faixa de rádio, lembram um farol cósmico girando com notável precisão.
N.B.: Sob as condições extremas de pressão e densidade em um pulsar, a matéria de nêutrons se torna um fluido degenerado extremamente denso. Interações nucleares fortes favorecem certos estados de energia, o que pode induzir um alinhamento parcial ou global dos spins dos nêutrons, produzindo assim uma magnetização macroscópica.
Um pulsar é um objeto compacto com massa típica entre 1,4 e 2 massas solares, mas reduzido a um raio de cerca de 10 a 15 km. Sua densidade média excede \(10^{17} \, \mathrm{kg/m^3}\), comparável à densidade nuclear. A pressão dos nêutrons fornece a força que contrabalança a gravidade, estabilizando assim a estrela de nêutrons.
O campo magnético pode atingir \(10^8\) a \(10^{11}\) Tesla, bilhões de vezes mais intenso que o da Terra. Este campo magnético está inclinado em relação ao eixo de rotação, causando a emissão pulsada percebida na Terra.
O modelo padrão descreve o pulsar como uma fonte que emite feixes eletromagnéticos nos polos magnéticos. A rápida rotação, com períodos variando de alguns milissegundos a alguns segundos, induz periodicidade na recepção dos sinais.
A conservação do momento angular explica a rápida rotação: durante o colapso da estrela inicial, seu raio diminui drasticamente, e a velocidade angular aumenta de acordo com a relação \(\omega = \frac{L}{I}\) onde \(L\) é o momento angular conservado e \(I\) é o momento de inércia da estrela de nêutrons.
Esta rotação é gradualmente desacelerada pela radiação eletromagnética e pelo vento de partículas, causando um aumento lento, mas mensurável, no período de rotação.
As observações medem o período \(P\), sua derivada temporal \(\dot{P}\), e permitem deduzir a perda de energia rotacional \(\dot{E}\) relacionada à emissão eletromagnética. Esses parâmetros fornecem informações sobre a idade característica do pulsar e seu campo magnético superficial estimado pela fórmula clássica: \( B \approx 3.2 \times 10^{15} \sqrt{P \dot{P}} \quad \mathrm{Tesla} \)
onde \(P\) está em segundos e \(\dot{P}\) é adimensional (variação por segundo).
Parâmetro | Ordem de Grandeza | Unidade | Descrição Física |
---|---|---|---|
Massa | 1,4 – 2 | Massas Solares (M☉) | Massa gravitacional compacta da estrela de nêutrons |
Raio | 10 – 15 | km | Raio típico da estrela de nêutrons |
Densidade Média | ~ \(10^{17}\) | kg/m³ | Densidade comparável à matéria nuclear |
Campo Magnético | 10^8 – 10^{11} | Tesla | Intensidade do campo magnético superficial |
Período de Rotação | 1,4 ms – alguns s | segundos | Tempo entre dois pulsos detectados |
Taxa de Desaceleração \(\dot{P}\) | 10^{-21} – 10^{-12} | s/s | Variação temporal do período devido à frenagem |
Fonte: NRAO - The Pulsar Handbook e Kaspi et al., Astrophysical Journal, 2004.
Os pulsares são laboratórios naturais únicos para estudar física extrema: matéria densa, magnetismo intenso, relatividade geral. Seu sinal periódico, com precisão comparável aos melhores relógios atômicos, permite testes fundamentais em física, incluindo a detecção de ondas gravitacionais e a medição de matéria em condições inacessíveis em laboratórios terrestres.
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