[1]
Mestrado
Profissionalizante em Ensino de Física Instituto
de Física Universidade
Federal do Rio Grande do Sul
Ensino de Astronomia
Professora Maria de Fátima
Oliveira Saraiva
PULSARES
Mestrandas
Carla Simone Facchinello
Denise Borges
Sias
Porto Alegre,
julho de 2003.
PULSARES
INTRODUÇÃO
Começaremos nosso estudo sobre
os pulsares analisando sua origem através da evolução final das estrelas,
ilustradas no quadro abaixo.
Figura 1: Esquema de evolução estelar, não em escala, para
massas diferentes. Fonte: http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm#a
Os
pulsares originam-se de estrelas que iniciam sua vida com massa entre 8 e 25.MSol. Após a fase de
supergigante ela ejetará a maior parte de sua massa em uma explosão de
supernova, e terminará sua vida como uma estrela de nêutrons, com uma
temperatura superficial acima de 1 milhão de K, massa de cerca de 1,4 MSol,
e raio de cerca de 20 km. Isto significa que um cubo de um centímetro de lado
desta matéria teria uma massa de 100 milhões de toneladas. Estas estrelas se
acham no limite da densidade que pode ter a matéria, o passo seguinte seria um
buraco negro. Se esta estrela possuir campo magnético forte, ela emitirá
radiação eletromagnética direcionada em um cone em volta dos pólos magnéticos,
como um farol, e será um Pulsar
(PULSating stAR).
Esta origem foi constatada ao relacionar as observações feitas entre abril e maio de 386 dC, quando apareceu uma estrela de brilho tão intenso que era observada até mesmo durante o dia. Alguns observadores chineses registraram a aparição e identificaram a constelação como sendo a de Sagitário. Em 1970 detectou-se uma nuvem em expansão de partículas de alta energia e gás, chamada G11.2-0.3 (figura 2), e acreditou-se que fosse remanescente dessa explosão “estrela” vista pelos chineses. Mais tarde, em 1997, nesta mesma região, descobriu-se um pulsar.
Figura 2. Pulsar localizado no centro geométrico da remanescente
de supernova conhecida como G11.2-0.3 Fonte: http://chandra.harvard.edu/photo/cycle1/1227/index.html
UM BREVE HISTÓRICO
Em 1967 um grupo de pesquisadores dirigido pelo professor Antony Hewish e do qual Joselyn Bell fazia parte, dedicava-se ao estudo do meio interestelar. Quase que por acaso, a estudante de doutorado Joselyn Bell detectou um sinal periódico de 1,3 s vindo da Nebulosa do Caranguejo. A princípio chegou-se a pensar que se tratava de algum problema nos instrumentos de captação ou, até mesmo, que fossem sinais emitidos por uma civilização extra-terrestre.
Situações deste tipo já eram
previstas teoricamente.
“Fowler em 1926 sugeriu a possível existência de estrelas superdensas, e
Landau em 1932 deu um modelo de como poderia ser sua estrutura; Zwicky em 1934
previu que, ao explodir uma supernova, o núcleo da estrela poderia comprimir-se
e formar uma estrela deste tipo. Em 1939, Robert Oppenheimer, calculou em
detalhe (com papel e lápis) a estrutura de estrelas superdensas ``
hipotéticas'', formadas por nêutrons praticamente em contato. Desde há 25 anos
sabemos que os pulsares são de fato estas estrelas de nêutrons e que giram
muito rapidamente sobre o seu eixo.”
(http://www.if.ufrj.br/teaching/astrofis/pulsares.html)
Os pulsares giram ou pulsam?
Ao diminuir a intensidade das reações nucleares no interior da estrela, ela pode colapsar reduzindo o seu raio desde um tamanho próximo ao do Sol até um valor muito pequeno da ordem de alguns quilômetros. A matéria que compõe a estrela é comprimida fazendo os elétrons reagirem com os prótons formando nêutrons e a estrela passa a ser uma estrela de nêutrons.
No processo de contração o momento angular da estrela não pode mudar. O momento de inércia da estrela reduz muito e a sua velocidade angular aumenta na mesma proporção chegando a algumas centenas de rotações por segundo.
A ilusão de pulsação de um pulsar decorre de dois fatores:
- o campo magnético de um pulsar concentra energia, emitida por ele num fluxo contínuo, tornando essa emissão mais intensa em dois sentidos opostos;
- como é muito improvável que o eixo de rotação de um pulsar seja o mesmo do seu campo magnético (como mostra a figura 3), estes giram de forma que um observador perceba de modo alternado, regiões de espaço escuro e regiões de concentração de energia.
Por que os pulsares não parecem piscar no céu ?
Devido
a grande distância dos pulsares pouca luz visível alcança a Terra. No entanto,
uma grande quantidade de energia emitida por estas estrelas pode ser captada
pelos radiotelescópios. Energia essa que se encontra em comprimento de onda
fora do espectro da luz visível.
ATIVIDADES
Inicialmente, antes de
responder as questões propostas abaixo, por curiosidade você poderá observar a
simulação de um pulsar .
SIMULAÇÃO:
A simulação contida no site abaixo
mostra o efeito de uma estrela de nêutrons como o Pulsar Caranguejo. Nesta
animação a Terra está diretamente no caminho do feixe emitido por esta estrela.
O ângulo formado entre o eixo de rotação e o eixo magnético deste pulsar é 90
graus.
http://science.nasa.gov/newhome/help/tutorials/pulsar.htm
Questões:
As medidas dos
pulsares
1. A figura 4 mostra um gráfico
da radiação de rádio observada em função do tempo para um pouco mais de um
período completo de um pulsar “típico”. Como o período deste pulsar “típico” é
comparado com o período da maioria das estrelas variáveis?
2. O curto período dos pulsares
é uma das características utilizadas pelos radio-astrônomos em busca de
pulsares. A partir da regra geral de que quanto mais curto o período de uma
variável menor ela é, seria os pulsares maiores ou menores que estrelas
variáveis normais?
3. É uma boa diretriz ir pelo
fato de que nada astronômico pode variar significativamente em um tempo mais
curto do que aquele tomado para a luz viajar através do mesmo. Tomando 0,02s
como um tempo típico para a variação da luz de um pulsar e 3 x 1010
cm/s para a velocidade da luz, qual é o tamanho máximo de um pulsar.
d < tvariável x c
4. O diâmetro da Terra é cerca
de 1,3 x109cm. O diâmetro da Lua é cerca de 3,5 x 108 cm.
Qual o tamanho de um pulsar típico comparado com o da Terra e o da Lua?
Alguns pulsares possuem
tempo de variação de 0,002 segundos. O único tipo de estrela conhecida que
poderia ter uma maior variação luminosa neste intervalo de tempo é uma estrela de
nêutrons, a qual concentraria toda a massa do Sol em uma região da ordem do
tamanho da cidade de Nova York.
O pulsar “clock”
1. Duas hipóteses foram
inicialmente postas a frente como explicações para a periodicidade de pulsares.
Uma foi que pulsares poderiam ser pulsantes como estrelas variáveis normais
intrínsecas. A outra foi que eles poderiam ser girantes e um estreito feixe de
radiação poderia atingir-nos durante cada rotação (o efeito farol). De acordo
com as primeiras hipóteses o período de um pulsar deveria permanecer constante
(ou diminuir ligeiramente) conforme a sua idade. O efeito farol prediz que
conforme a estrela de nêutrons girante perde energia, ela ficaria mais lenta e
o período aumentaria. Foi descoberto que os períodos de todos os pulsares estão
crescendo. O que você acha que causa a periodicidade dos pulsares, a pulsação
ou a rotação?
Posições e Luminosidade de Pulsares
1. A figura 5 mostra as posições de uma amostra de 84 pulsares relativa e uniformemente selecionados em uma galáxia a longitude (l) e latitude (b). O plano galáctico fica ao longo de b = 0 e o sol e os braços espirais da galáxia ficam próximo ao plano galáctico. A maioria dos pulsares ficam próximos ou distantes do plano galáctico?
2. Nós acreditamos (da observação de outras galáxias) que as estrelas que explodem tornando-se supernovas ficam próximas ou nos braços espirais de galáxias. Nós também sabemos que um pulsar fica no centro da Nebulosa do Caranguejo ( restos de uma supernova foram observados por astrônomos chineses no ano 1054 d.C. Se todos os pulsares originam-se do mesmo modo o que nós podemos inferir a respeito de sua origem?
3. Assumindo que todos pulsares ficam no estreito disco da via láctea, os pulsares que parecem ficar próximos ao plano galáctico devem estar, em média a uma distância mais afastada. A grandes distâncias somente os pulsares intrinsecamente mais brilhantes serão visíveis. Portanto, em média, os pulsares vistos próximos ao plano serão os intrinsecamente claros (brilhantes), e os pulsares distantes do plano são aproximadamente mais fracos. Na tabela 1 os pulsares na figura 5 mais próximos do que 6o do plano são listados juntamente com seus períodos. A média dos períodos dos pulsares na tabela 1 e registros do período médio estão na base da tabela. Faça o mesmo para os pulsares da tabela 2. Circule suas escolhas: Os pulsares que parecem próximos ao plano tem, em média, períodos (mais longos; mais curtos ) do que aqueles que aparecem mais distantes do plano. Assim, os pulsares mais brilhantes tem períodos ( mais curtos ; mais longos) do que a média.
4. Circule suas escolhas e preencha as lacunas: Concluindo, nós vimos que pulsares estão provavelmente relacionados com (grandes; pequenas), estrelas de neutrons (girantes; pulsantes). Eles parecem ser os restos de explosões de _____________ no ou próximo aos braços espirais de nossa galáxia. Os pulsares mais brilhantes possuem períodos (mais longos; mais curtos ) do que os mais fracos.
Pulsares -
Estimando algumas medidas
1. A massa do sol é 2x1033g, e o seu volume é 1,4x1033cm3. Qual a sua densidade em g/cm3?
2. Compare a densidade do Sol com a densidade da água (1 g/cm3).
3. Suponha que a massa de um pulsar típico seja a metade da massa do Sol e que seu raio tenha 10 km (volume = 1019 cm3). Qual é a densidade em g/cm3?
4. Um dedal comporta 1cm3 (se cuidadosamente escolhido). O que tem maior massa, uma ponta de dedo (dedal) de pulsar ou o Queem Mary? (A massa do Queen Mary é de 83000 toneladas; 1 tonelada é igual a 106 g.) Quanto mais?
5. A gravidade de superfície de um pulsar é aproximadamente 1011 vezes a gravidade da superfície da Terra. O trabalho realizado ao levantar um peso é dado por W = mgh. Quando o trabalho é maior: para levantar 1 g a uma altura de 1 cm num pulsar ou para levantar 1000 toneladas a uma distância de 1 m na terra?
6. As mais altas montanhas num pulsar possuem aproximadamente 1 cm de altura! Como você explica o fato?
Figura 5: Amostra
uniforme de 84 pulsares
Tabela 1:
Pulsares que aparecem a menos de 6o do plano da galáxia
Tabela 2:
Pulsares que aparecem a 6o ou mais do plano galáctico.
RESPOSTAS:
As medidas dos
pulsares
1. Resposta:
Os períodos
das estrelas variáveis são bem maiores, em média, que o período para um pulsar
“típico”. As estrelas variáveis têm períodos que variam de 3 s a 1000 dias e um
pulsar “típico”, como o representado pelo gráfico, possui um período de apenas
0,5 s.
Exemplo:
Comparação entre
Um tipo de
estrela variável - Cefeidas: são supergigantes que pulsam de forma regular e podem apresentar períodos de pulsação entre 1
e 100 dias
e um pulsar
“típico” – Período de 0,5 s.
2. Resposta:
Como os
períodos para as estrelas variáveis são bem maiores que os períodos para os
pulsares e, como quanto maior for o período maior é o tamanho da estrela
variável, os pulsares possuem em relação às estrelas variáveis menores
dimensões.
Os pulsares
possuem, em média, raios em torno de 20 km enquanto que as estrelas variáveis
possuem raios maiores que o Sol.
3. Resposta:
d < t variável
x c
d < 0,02 x
3x1010
d < 6 x 108
cm
4. Resposta:
O diâmetro da
Terra é, aproximadamente, duas vezes maior que o diâmetro de um pulsar
“típico”. Já o diâmetro da Lua é da mesma ordem de grandeza do diâmetro do
pulsar “típico”.
O pulsar “clock”
1. Resposta:
A
periodicidade dos pulsares é devido ao seu movimento de rotação onde observamos
duas “piscadas” que são emissões eletromagnéticas de partículas que escapam dos
pólos eletromagnéticos do pulsar. “(...) essa emissão é vista como uma estrela
pulsante, ou pulsar, e é perceptível unicamente num ponto de sua trajetória de
rotação, cuja orientação polar projeta a emissão na direção dos observadores
terrestres.”
(http://www.astronomiasat.hpg.ig.com.br/os_pulsares.htm)
Posições e Luminosidade de Pulsares
1.
Resposta:
Próximos
2. Resposta:
Pulsares se originam dos restos da explosão
de estrelas com massa muito superior à do Sol chamadas supernovas. No fim de
sua existência, elas se expandem e depois encolhem gradualmente até se tornarem
as muito densas estrelas de nêutrons. Algumas delas passam a emitir feixes de
luz e ondas de rádio ao girar, à semelhança de um farol, o que caracteriza os
pulsares.
3. Resposta: no texto e na tabela abaixo
Assumindo
que todos pulsares ficam no estreito disco da via láctea, os pulsares que
parecem ficar próximos ao plano galáctico
devem estar, em média a uma distância mais afastada. A grandes
distâncias somente os pulsares intrinsecamente mais brilhantes serão visíveis.
Portanto, em média, os pulsares vistos próximos ao plano serão os
intrinsecamente claros (brilhantes), e os pulsares distantes do plano são
aproximadamente mais fracos. Na tabela 23.1 os pulsares na figura 23.3 mais
próximos do que 60 do plano são listados juntamente com seus
períodos. A média dos períodos dos pulsares na tabela 23.1 e registros do
período médio estão na base da tabela. Faça o mesmo para os pulsares da tabela
23.2. Circule suas escolhas: Os
pulsares que parecem ao plano tem, em
média, períodos (mais longos; mais curtos ) do que aqueles que aparecem mais distantes
do plano. Assim, os pulsares mais brilhantes tem períodos (
mais curtos ; mais longos) do que
a média.
|
Períodos
dos Pulsares em Relação a sua distância do Plano da Galáxia |
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||||||
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Mais próximos |
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Mais distantes |
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|
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|
1,28 |
|
|
0,94 |
|
|
|
|
|
|
1,22 |
|
|
0,45 |
|
|
|
|
|
|
2,35 |
|
|
1,39 |
|
|
|
|
|
|
0,71 |
|
|
0,55 |
|
|
|
|
|
|
0,16 |
|
|
3,75 |
|
|
|
|
|
|
0,03 |
|
|
1,24 |
|
|
|
|
|
|
0,25 |
|
|
0,37 |
|
|
|
|
|
|
0,33 |
|
|
1,29 |
|
|
|
|
|
|
0,17 |
|
|
1,24 |
|
|
|
|
|
|
0,09 |
|
|
0,53 |
|
|
|
|
|
|
0,77 |
|
|
1,27 |
|
|
|
|
|
|
0,66 |
|
|
1,58 |
|
|
|
|
|
|
1,44 |
|
|
1,1 |
|
|
|
|
|
|
0,4 |
|
|
0,25 |
|
|
|
|
|
|
0,39 |
|
|
0,2 |
|
|
|
|
|
|
0,18 |
|
|
1,66 |
|
|
|
|
|
|
1,37 |
|
|
1,19 |
|
|
|
|
|
|
0,62 |
|
|
1,38 |
|
|
|
|
|
|
0,48 |
|
|
0,69 |
|
|
|
|
|
|
0,56 |
|
|
0,79 |
|
|
|
|
|
|
0,6 |
|
|
0,26 |
|
|
|
|
|
|
1,87 |
|
|
0,74 |
|
|
|
|
|
|
0,77 |
|
|
0,75 |
|
|
|
|
|
|
0,31 |
|
|
0,26 |
|
|
|
|
|
|
0,69 |
|
|
0,42 |
|
|
|
|
|
|
0,66 |
|
|
0,39 |
|
|
|
|
|
|
0,6 |
|
|
0,8 |
|
|
|
|
|
|
1,45 |
|
|
0,65 |
|
|
|
|
|
|
0,66 |
|
|
0,83 |
|
|
|
|
|
|
0,43 |
|
|
0,74 |
|
|
|
|
|
|
0,49 |
|
|
0,61 |
|
|
|
|
|
|
0,19 |
|
|
0,83 |
|
|
|
|
|
|
1,34 |
|
|
1,27 |
|
|
|
|
|
|
0,23 |
|
|
0,53 |
|
|
|
|
|
|
0,36 |
|
|
1,96 |
|
|
|
|
|
|
0,44 |
|
|
0,38 |
|
|
|
|
|
|
0,72 |
|
|
1,53 |
|
|
|
|
|
|
0,43 |
|
|
0,54 |
|
|
|
|
|
|
2,11 |
|
|
1,58 |
|
|
|
|
|
|
0,56 |
|
|
Soma |
36,93 |
|
|
|
|
|
0,34 |
|
|
Média |
0,95 |
|
|
|
|
|
1,01 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
0,37 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
0,48 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
2,26 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Soma |
32,83 |
|
|
|
|
|
|
|
|
Média |
0,73 |
|
|
|
|
|
|
|
4. Resposta: no texto.
Circule
suas escolhas e preencha as lacunas: Concluindo, nós vimos que pulsares estão
provavelmente relacionados com (grandes; pequenas), estrelas de neutrons
(girantes; pulsantes). Eles parecem ser os restos de explosões de supernovas no ou próximo aos braços
espirais de nossa galáxia. Os pulsares mais brilhantes possuem períodos
(mais longos; mais curtos ) do que os
mais fracos.
Pulsares -
Estimando algumas medidas
1. Resposta:
2. Resposta: a densidade do Sol é 1,43 vezes maior que a densidade da
água.
3. Resposta:
4. Resposta:
A massa do Queem Mary 
é de 8,3 x 1010 g. Portanto, a massa de um dedal de pulsar é
cerca de 1000 vezes maior do que todo o Queem Mary.
5. Resposta:
Em relação ao pulsar
Em relação à Terra
O trabalho para elevar 1000 toneladas a um metro na superfície da Terra
é somente 10 vezes maior que o trabalho para elevar apenas 1 g a uma altura de
1 cm em um pulsar.
6. Resposta:
Devido a altíssima gravidade dos pulsares (aproximadamente 1011
vezes a da Terra), a concentração da massa faz com que sua estrutura seja
praticamente esférica e lisa.
Bibliografia
HALLIDAY,
RESNICK e
1996.
MURDIN,
Paul e MURDIN Lesley. Supernovae.
SEXL,
Roman e SEXL, Hannelore. White Dwarfs – Black Holes. Academic
Press, 1979.
SHAPIRO,
Stuart e TEUKOLSKY, Saul A. Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars.
John Wiley & Sons, 1983.
SHIPMAN,
Harry L. Black Holes, Quasars and The Universe. Houghton Mifflin
Company,
1980.
Sites
http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/node14.htm#a
http://chandra.harvard.edu/photo/cycle1/1227/index.html
http://www.slb.com/seed/pt/notes/puls_gui.htm
http://www.if.ufrj.br/teaching/astrofis/pulsares.html
http://www.geocities.com/cpusp_2000/pulsares.html
http://science.nasa.gov/newhome/help/tutorials/pulsar.htm