Uma rara classe de estrelas de neutrões com campos magnéticos extremamente fortes, causando violentos "terremotos estelares"
Estrelas de neutrões, já os restos estelares mais densos conhecidos (exceto buracos negros), podem ter campos magnéticos bilhões de vezes mais fortes do que as estrelas típicas. Entre elas destaca-se uma classe rara, chamada magnetares, que possui os campos magnéticos mais fortes observados até agora no Universo, atingindo até 1015 G ou mais. Estes campos extremamente poderosos podem causar fenómenos incomuns e violentos — terremotos estelares (em inglês starquakes), flashes gigantes e explosões de raios gama, que momentaneamente ofuscam galáxias inteiras. Neste artigo, exploraremos a física dos magnetares, os sinais observados e os processos extremos que levam às suas erupções e atividade superficial.
1. Natureza e formação dos magnetares
1.1 Nascimento como estrela de neutrões
O magnetar é essencialmente uma estrela de neutrões formada durante uma supernova de colapso do núcleo, quando o núcleo de ferro de uma estrela massiva colapsa. Durante o colapso, parte do momento angular e fluxo magnético do núcleo da estrela pode ser comprimida a níveis extremamente elevados. Estrelas de neutrões comuns apresentam campos de 10^9–1012 G, enquanto os magnetares podem aumentá-los para 1014–1015 G, ou talvez ainda mais [1,2].
1.2 Hipótese do dínamo
Campos magnéticos extremamente fortes nos magnetares podem originar-se do mecanismo de dínamo na fase inicial da estrela proto-neutrónica:
- Rotação rápida: Se a estrela de neutrões recém-nascida inicialmente roda com um período de milissegundos, a convecção e a rotação diferencial podem reforçar extraordinariamente o campo magnético.
- Dínamo de curta duração: Este dínamo convectivo pode funcionar durante alguns segundos ou minutos após o colapso, estabelecendo campos ao nível do magnetar.
- Travagem magnética: Durante alguns milhares de anos, campos poderosos desaceleram significativamente a rotação da estrela, deixando um período de rotação mais lento do que o dos pulsares de rádio típicos [3].
Nem todas as estrelas de neutrões se tornam magnetares—apenas aquelas cujos parâmetros iniciais de rotação e núcleo permitem um reforço extremo dos campos.
1.3 Duração e raridade
Os magnetares mantêm os seus campos extremamente fortes durante cerca de 104–105 anos. À medida que a estrela envelhece, a degradação do campo magnético pode causar aquecimento interno e erupções. Observações indicam que os magnetares são bastante raros—na Via Láctea e em galáxias próximas foram confirmados ou suspeitos apenas algumas dezenas destes objetos [4].
2. Intensidade e efeito do campo magnético
2.1 Escalas do campo magnético
Campos dos magnetares ultrapassam 1014 G, enquanto os campos das estrelas de neutrões normais atingem 109–1012 G. Para comparação, o campo magnético da superfície da Terra é cerca de ~0,5 G, e os ímanes de laboratório raramente ultrapassam alguns milhares de G. Assim, os magnetares detêm o recorde dos campos permanentes mais fortes do Universo.
2.2 Eletrodinâmica quântica e decaimento de fotões
Quando os campos são \(\gtrsim 10^{13}\) G, fenómenos da eletrodinâmica quântica (QED) tornam-se importantes (ex.: birrefringência do vácuo, decaimento de fotões). O decaimento de fotões e as alterações na polarização podem afetar a forma como a radiação sai da magnetosfera do magnetar, modificando as características espectrais, especialmente nas gamas de raios X e gama [5].
2.3 Tensões e "terremotos estelares"
Campos magnéticos internos muito fortes que atuam na crosta podem tensionar a crosta da estrela de neutrões até à fractura. Os terremotos estelares (starquakes) — fracturas súbitas da crosta — podem reorganizar os campos magnéticos e provocar explosões ou fluxos de fotões de alta energia. A libertação súbita de tensão pode também alterar ligeiramente a velocidade de rotação da estrela, deixando "falhas" detectáveis no período de rotação.
3. Sinais observados dos magnetares
3.1 Repetidores suaves de raios gama (SGR)
Antes da aceitação do termo "magnetar", certos repetidores suaves de raios gama (Soft Gamma Repeaters, SGR) eram conhecidos por explosões intermitentes de raios gama ou raios X duros, que ocorriam de forma irregular. Estas explosões duram geralmente desde frações de segundo até alguns segundos, com um brilho máximo médio. Hoje compreendemos que os SGR são magnetares em estado de repouso, ocasionalmente perturbados por "terremotos estelares" ou reorganizações do campo magnético [6].
3.2 Pulsars de raios X anómalos (AXP)
Outra classe, os pulsars de raios X anómalos (AXP), são estrelas de neutrões com períodos de rotação de alguns segundos, mas cujo brilho em raios X é demasiado elevado para ser explicado apenas pela desaceleração da rotação. A energia adicional parece derivar da
3.3 Explosões gigantes
Os magnetares por vezes emitem explosões gigantes — eventos energéticos cujo brilho máximo pode temporariamente ultrapassar 1046 erg·s−1. Exemplos: a explosão de 1998 do SGR 1900+14 e a de 2004 do SGR 1806–20, esta última tendo mesmo afetado a ionosfera da Terra estando a 50 000 anos-luz. Durante estas explosões observa-se frequentemente um salto acentuado na fase inicial, seguido por uma série de pulsações moduladas pela rotação da estrela.
3.4 Rotação e "falhas" de rotação
Tal como os pulsares, os magnetares podem emitir impulsos periódicos de acordo com a frequência de rotação, mas com períodos médios mais lentos (~2–12 s). A decadência do campo magnético impõe um torque adicional de travagem da rotação, pelo que eles desaceleram mais rapidamente do que os pulsares normais. Ocasionalmente, podem ocorrer "falhas" (mudanças súbitas na frequência de rotação) após fracturas na crosta. Ao observar estas variações de rotação, podemos avaliar a interação interna entre a crosta e o núcleo superfluido.
4. Decaimento do campo magnético e mecanismos de atividade
4.1 Calor do decaimento do campo
Magnetares extremamente fortes gradualmente degradam os seus campos, libertando energia sob a forma de calor. Este aquecimento interno pode manter temperaturas superficiais de centenas de milhares a milhões de kelvins — muito mais do que as estrelas de neutrões da mesma idade que arrefecem normalmente. Este aquecimento resulta numa radiação contínua de raios X.
4.2 Deriva de Hall e difusão ambipolar na crosta
Interações não lineares na crosta e núcleo — deriva de Hall (interação entre o fluxo de eletrões e o campo magnético) e difusão ambipolar (movimento de partículas carregadas em resposta ao campo) — podem reorganizar os campos num período de 103–106 anos, alimentando flashes e brilho mais intenso [7].
4.3 Terremotos estelares e comutação magnética
A tensão causada pela evolução do campo pode provocar fracturas na crosta, libertando energia súbita – estes são os terremotos estelares. Essas fracturas podem reconfigurar os campos da magnetosfera, desencadeando eventos de comutação ou grandes flashes. Os modelos comparam estes processos com os flashes solares, mas em escalas muito maiores. Após o flash, a recuperação pode alterar a frequência de rotação ou a natureza da radiação da magnetosfera.
5. Evolução dos magnetares e estágios finais
5.1 Desvanecimento a longo prazo
Durante 105–106 magnetares de anos provavelmente evoluem para estrelas de neutrões mais comuns, à medida que os campos enfraquecem até ~1012 G. Então, os fenómenos ativos da estrela (flashes, erupções gigantes) tornam-se raros. Finalmente, a estrela arrefece e a sua radiação de raios X diminui, começando a assemelhar-se a um pulsar “morto” mais velho, com um campo magnético residual relativamente pequeno.
5.2 Interações binárias?
São observados poucos sistemas binários com magnetares, mas algumas dessas duplas podem existir. Se o magnetar tiver uma companheira estelar próxima, a transferência de massa poderia causar flashes adicionais ou alterar a evolução da rotação. No entanto, lacunas nas observações ou a curta vida dos magnetares podem explicar por que atualmente se conhece muito poucos desses binários.
5.3 Fusões possíveis
Teoricamente, um magnetar poderia fundir-se com outra estrela de neutrões ou um buraco negro, emitindo ondas gravitacionais e talvez causando um breve surto de raios gama. Tais eventos provavelmente superariam em muito os típicos flashes de magnetar em termos de energia libertada. Nas observações, isto permanece especulativo, mas a fusão de estrelas de neutrões com campos muito fortes criaria laboratórios cósmicos únicos.
6. Importância para a astrofísica
6.1 Explosões de raios gama
Alguns picos curtos ou longos de raios gama podem ser alimentados por magnetares formados durante colapsos de núcleo ou fusões. Magnetares “milissegundo” a girar muito rápido podem libertar enorme energia rotacional, causando ou moldando o jato do GRB. Observações do “platô do afterglow” de alguns GRB correspondem ao fornecimento adicional de energia de um magnetar recém-nascido.
6.2 Fontes ultra luminosas de raios X?
Campos B elevados podem causar fluxos fortes ou concentração de radiação, capazes de explicar algumas fontes de raios X ultra luminosas (ULX), se a acreção ocorrer numa estrela de neutrões com campo próximo ao de um magnetar. Nestes sistemas, o brilho pode ultrapassar o limite de Eddington habitual, especialmente se a radiação estiver focada [8].
6.3 Estudos da matéria densa e QED
As condições extremas na superfície do magnetar permitem estudar QED em campos fortes. Observações de polarização ou linhas espectrais podem revelar birrefringência do vácuo ou divisão de fotões — fenómenos impossíveis de reproduzir em laboratórios terrestres. Isto ajuda a aprimorar teorias de física nuclear e de campo quântico em condições ultradensas.
7. Campanhas de observação e investigações futuras
- Swift e NICER: Observação de erupções de magnetares nas faixas de raios X e gama.
- NuSTAR: Sensibilidade na faixa dura dos raios X, ajudando a captar radiação de alta energia de explosões ou erupções gigantes.
- Procura em rádio: Alguns magnetares emitem por vezes pulsos de rádio, ligando magnetares e pulsares normais numa única população.
- Observações ópticas/IV: Correspondentes ópticos ou IV raros são muito ténues, mas podem mostrar jatos ou radiação de poeira após as explosões.
Observatórios futuros ou planeados, como o europeu ATHENA (na faixa dos raios X), prometem insights ainda mais profundos: estudar magnetares mais fracos ou captar em tempo real o início de uma explosão gigantesca.
8. Conclusão
Magnetares são exemplos extremos na física das estrelas de neutrões. Os seus campos magnéticos incríveis, que atingem 1015 G, causam erupções violentas, tremores estelares e explosões de raios gama imparáveis. Formados a partir do colapso de estrelas massivas em condições especiais (rotação rápida, dínamo favorável), os magnetares são fenómenos cósmicos de curta duração, brilhando intensamente durante um período de ~104–105 anos, até que a decadência do campo reduz a atividade.
Em termos de observação, repetidores suaves de raios gama e pulsares de raios X anómalos representam magnetares em diferentes estados, por vezes emitindo flashes gigantes impressionantes, visíveis até na Terra. O estudo destes objetos expande o nosso conhecimento sobre eletrodinâmica quântica em campos extremamente fortes, a estrutura da matéria nuclear e os processos que podem gerar surtos de neutrinos, ondas gravitacionais e emissões eletromagnéticas. Com o avanço dos modelos de decaimento de campo e a observação das erupções dos magnetares com instrumentos multibanda cada vez mais avançados, os magnetares continuarão a revelar alguns dos mais exóticos campos de estudo da astrofísica — onde matéria, campos e forças fundamentais se unem em extremos surpreendentes.
Links e leitura adicional
- Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Formação de estrelas de neutrões muito fortemente magnetizadas: Implicações para explosões de raios gama.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
- Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). “Os repetidores suaves de raios gama como estrelas de neutrões muito fortemente magnetizadas – I. Mecanismo radiativo para erupções.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 275, 255–300.
- Kouveliotou, C., et al. (1998). “Um pulsar de raios X com um campo magnético superforte no repetidor suave de raios gama SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
- Mereghetti, S. (2008). “Os magnetos cósmicos mais fortes: Repetidores suaves de raios gama e pulsares de raios X anómalos.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
- Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Física das estrelas de neutrões fortemente magnetizadas.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
- Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
- Pons, J. A., et al. (2009). “Evolução do campo magnético nas crostas de estrelas de neutrões.” Physical Review Letters, 102, 191102.
- Bachetti, M., et al. (2014). “Uma fonte ultraluminosa de raios X alimentada por uma estrela de neutrões em acreção.” Nature, 514, 202–204.
- Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). “Repetidores suaves de raios gama e pulsares de raios X anómalos: candidatos a magnetar.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.