Magnetarai: Campos magnéticos extremos

Os magnetars, tal como outras estrelas de neutrões, são compactos e constituídos por matéria densa. Distinguem-se pela importância da energia magnética na sustentação da sua emissão e dos seus episódios de atividade. A rotação e o calor armazenado também podem contribuir; estas fontes de energia podem atuar em conjunto.[1]

Muitos magnetars conhecidos rodam uma vez em cada poucos segundos. A sua luminosidade em raios X pode exceder a potência obtida a partir da diminuição medida da energia de rotação, o que indica uma fonte de energia adicional.[24]

As explosões, os episódios de atividade intensa e os comportamentos associados uniram estes grupos no âmbito do modelo dos magnetares. As designações SGR e AXP indicam a forma como as fontes foram identificadas historicamente; não são dois estados estáveis pelos quais a estrela tenha de passar alternadamente.[1], [24]

Os campos dipolares de grande escala, determinados indiretamente, de muitos magnetares atingem cerca de 10¹⁴–10¹⁵ gauss. Estes estão entre os campos magnéticos mais intensos associados a objetos astrofísicos conhecidos. Na superfície também podem existir estruturas menores e mais complexas, e o interior pode conter uma quantidade considerável de energia magnética adicional.[1], [3]

Um tesla equivale a 10 000 gauss. Os exemplos de campos na Terra são apresentados a título ilustrativo – não constituem uma lista de recordes de campos magnéticos. Os valores relativos às estrelas de neutrões descrevem populações amplas, mas há exceções importantes.[1], [8], [9]

O que revela realmente uma estimativa obtida a partir das observações da rotação?

O campo dipolar pode ser estimado a partir do período de rotação da estrela e da taxa de abrandamento da rotação, assumindo que se aplica um modelo de travagem escolhido. Esta estimativa depende do binário de forças, da geometria e dos parâmetros da estrela. Não mostra a distribuição do campo em toda a superfície nem revela diretamente o interior da estrela.[4]

A característica variável de absorção dos raios X no objeto SGR 0418+5729 fornece mais uma pista. Se for interpretada como absorção ciclotrónica de protões, indica que os campos locais atingem cerca de 10¹⁴–10¹⁵ gauss ou mais, embora a estimativa do campo dipolar seja muito menor. Esta interpretação mostra por que razão é necessário indicar tanto a localização como o método de medição ao discutir a intensidade do campo.[3]

A densidade de energia magnética aumenta proporcionalmente ao quadrado da intensidade do campo. Para o mesmo volume e em condições semelhantes, um campo duas vezes mais intenso corresponde a quatro vezes mais energia magnética. A configuração do campo determina que parte desta energia pode ser libertada.[10]

Os magnetares são geralmente associados às consequências do colapso do núcleo de uma estrela massiva. O colapso pode comprimir o fluxo magnético herdado, e o movimento intenso do fluido na estrela de neutrões recém-formada pode intensificar ainda mais o campo. A intensidade e a geometria finais dependem da história da estrela.

O processo de dínamo – um mecanismo de formação provável

Durante o processo de dínamo, o movimento de um fluido eletricamente condutor ajuda a manter ou a intensificar o campo magnético. Simulações tridimensionais mostram que a convecção e a rotação rápida numa estrela de neutrões protoestelar podem gerar campos com intensidades características dos magnetares. Estes cálculos sustentam uma possível via de formação, mas não provam que todos os magnetares nasçam a rodar à mesma velocidade.[6]

Outros modelos baseiam-se no retorno de matéria: parte da matéria que, após a explosão de supernova, começa por se deslocar para fora, regressa e transfere momento angular. Pode acelerar a rotação do remanescente recém-formado e criar condições para que o campo continue a intensificar-se. Os detalhes dependem da acreção modelada e da dinâmica interna.[7]

A reorganização do campo não é o mesmo que a sua dissipação

O campo e o estado térmico variam em conjunto. O aquecimento altera as propriedades do processo de transporte elétrico, e o transporte afeta a geometria e a dissipação do campo. Esta interação ajuda a explicar por que razão uma única escala de tempo universal para o enfraquecimento do campo magnético não é suficiente.[4], [5]

O aquecimento magnético pode ajudar a manter uma emissão superficial intensa na gama dos raios X. As correntes que fluem na magnetosfera circundante também podem fazer as partículas regressarem à superfície e aquecer regiões específicas. Por isso, a emissão persistente não tem necessariamente origem numa única temperatura uniforme em todo o interior da estrela.[1], [23]

Os campos magnéticos variáveis provocam tensões na crosta. Se estas tensões excederem o limite até ao qual o material sólido as consegue suportar elasticamente, o material pode começar a fluir ou a deformar-se plasticamente. O termo amplamente utilizado «sismo estelar» descreve uma reação estrutural súbita, mas uma fratura aberta semelhante a uma fissura na Terra não constitui uma descrição completa da física deste fenómeno.[5]

O movimento da crosta pode torcer as estruturas magnéticas exteriores. As instabilidades e a reconexão magnética podem então alterar a sua conectividade e converter a energia acumulada em movimento de partículas, calor e radiação. Os cientistas continuam a investigar a interação entre a deformação plástica interna e a instabilidade externa.[1], [5]

Estes termos distinguem fenómenos que ocorrem em escalas de tempo diferentes. Uma erupção breve não é sinónimo de um episódio de atividade, e a maioria das erupções liberta muito menos energia do que as erupções gigantes.[23]

As alterações na rotação são indícios, mas não provam, por si só, a ocorrência de uma fratura

Os magnetares podem apresentar aumentos súbitos da frequência de rotação, alterações na taxa de desaceleração da rotação e outras irregularidades na periodicidade da rotação. As trocas de momento angular no interior da estrela e os momentos de força variáveis da magnetosfera também podem ter influência. Algumas alterações acompanham a atividade de emissão; outras ocorrem sem um aumento de brilho evidente. Uma alteração na periodicidade da rotação, por si só, não permite determinar inequivocamente a causa que a provocou.[1], [4]

As erupções gigantes bem estudadas começam com um pico intenso de radiação dura, que dura uma fração de segundo. Depois, a cauda de radiação mais suave pode prolongar-se por vários minutos, com o seu brilho modulado pela rotação da estrela.[11], [12]

Interpretação de uma bola de fogo aprisionada

Segundo um dos principais modelos, durante o evento inicial, parte do plasma que recebeu energia escapa, enquanto o campo magnético continua a confinar o plasma quente de eletrões e positrões e a radiação. Esta bola de fogo confinada arrefece e alimenta a cauda, que se vai atenuando.

A rotação altera a disposição aparente das regiões emissoras, produzindo picos recorrentes. Estes picos não significam que ocorra uma nova explosão na estrela a cada rotação.[12]

A energia indica a quantidade total, enquanto a luminosidade indica a quantidade de energia por segundo. Os valores determinados a partir das observações dependem da distância e da geometria de emissão presumida. Um erg equivale a 10⁻⁷ joules.[11], [23]

1. 5 de março de 1979

   SGR 0526−66

   Um dos primeiros eventos importantes que ajudaram a identificar esta classe invulgar de fenómenos de alta energia.

2. 27 de agosto de 1998

   SGR 1900+14

   A cauda estruturada desta explosão ajudou a estabelecer limites para os modelos de plasma emissor confinado pelo campo magnético.

3. 27 de dezembro de 2004

   SGR 1806−20

   Uma explosão excecionalmente intensa, detetada por sondas espaciais e pelos seus efeitos na atmosfera terrestre.

Estes são exemplos históricos, não o número atual de explosões gigantes conhecidas.[11], [12], [24]

A eletrodinâmica quântica, ou QED, descreve as interações entre a luz e as partículas eletricamente carregadas. Um campo magnético suficientemente intenso altera estas interações de uma forma que pode afetar a radiação emitida por uma estrela de neutrões.[10]

São fenómenos físicos distintos. A medição de luz polarizada, por si só, não prova que se tenha observado a desintegração de fotões.[10]

A polarização proporciona uma nova forma de verificação baseada em observações

As observações do magnetar 4U 0142+61 realizadas pelo IXPE, divulgadas em 2022, revelaram que a polarização varia em função da energia dos fotões. Estas medições permitem aos investigadores testar modelos da superfície, da magnetosfera e da propagação num campo intenso.[14]

A interpretação continua a depender da geometria da emissão e do plasma. Uma análise de 1E 1547.0−5408, realizada em 2026, mostrou que, por si só, um elevado grau de polarização não constituía prova decisiva da birrefringência do vácuo, enquanto outros indícios dependentes da energia e da rotação apontavam para possíveis efeitos de QED. É necessário avaliar vários observáveis em conjunto.[15]

Os magnetares criam condições que excedem largamente as que podem ser reproduzidas nos ímanes existentes na Terra. As experiências laboratoriais também procuram detetar a birrefringência do vácuo magnético, pelo que estas linhas de investigação se complementam: as observações astronómicas e as experiências controladas estudam regimes físicos distintos.[9], [16]

Rajadas rápidas de rádio: ligação direta na nossa Galáxia

Isto aconteceu a 28 de abril de 2020: o magnetar galáctico SGR 1935+2154 produziu uma explosão de rádio excecionalmente brilhante, com a duração de alguns milissegundos, associada a atividade de alta energia. O CHIME/FRB e o STARE2 detetaram este evento de forma independente.[17], [18]

Assim, estabeleceu-se uma ligação física entre um magnetar ativo e uma explosão de rádio semelhante a uma FRB. Por conseguinte, os magnetares podem explicar pelo menos parte do fenómeno das rajadas rápidas de rádio. Esta observação não demonstra que todas as FRB tenham uma única história de formação ou um único mecanismo de emissão.[17], [18]

Um sinal repetitivo de pulsar de rádio e uma explosão isolada de rádio com a duração de alguns milissegundos são também padrões de observação distintos. Alguns magnetares emitem pulsações de rádio, mas o padrão da sua emissão de rádio pode variar muito entre episódios de atividade.[1]

Magnetares milissegundos recém-nascidos como possíveis fontes de energia

Um magnetar recém-nascido em rápida rotação tem grandes reservas de energia rotacional. Os modelos estudam se o seu fluxo de saída pode fornecer energia a algumas explosões de raios gama ou contribuir para a energia excecionalmente elevada das supernovas. Este balanço energético é diferente do de uma gigantesca explosão magnética de um magnetar mais antigo.[19]

As fusões de estrelas de neutrões também podem deixar, pelo menos temporariamente, remanescentes fortemente magnetizados e em rápida rotação. A sobrevivência do remanescente ou o seu colapso num buraco negro depende da sua massa, rotação e da física da matéria densa. Indícios como um pós-brilho intenso e duradouro podem sustentar o modelo de um magnetar como fonte de energia, mas não o demonstram de forma conclusiva.[19], [20]

À medida que a energia magnética se dissipa, pode tornar-se mais difícil manter um aquecimento intenso e erupções frequentes. O ritmo depende da geometria do campo, do transporte na crosta e no núcleo e da variação da temperatura.

Não existe uma idade universal a partir da qual um magnetar tenha de se tornar um pulsar de rádio comum ou o seu campo enfraquecer abaixo de um valor específico. Diferentes configurações internas podem deixar diferentes histórias observáveis, e um dipolo mais fraco não garante que toda a atividade magnética tenha terminado.[2], [4]

Os momentos de força eletromagnéticos retiram momento angular e, em geral, aumentam o período de rotação. A evolução do campo pode alterar estes momentos de força, mas o próprio enfraquecimento do campo não é uma força mecânica distinta que abrande diretamente a estrela. Um magnetar enfraquecido continua a ser uma estrela de neutrões, a menos que outro processo altere a sua estabilidade.[4]

Que observações podem ajudar a responder às questões que ainda permanecem?

O desafio consiste em relacionar cada sinal medido com a parte da estrela que o produziu. A emissão variável dos magnetares permite estudar a física dos campos magnéticos e da matéria densa, mas o seu interior invisível deixa muitas questões por responder.