O que define pulsares<\/strong> al\u00e9m de estrelas de n\u00eautrons<\/strong> regulares \u00e9 que elas s\u00e3o altamente magnetizada, e girando a velocidades enormes.<\/p>\n Pulsares<\/strong> \u00e9 uma fonte celestial de radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica pulsante (como ondas de r\u00e1dio), caracterizada por um curto intervalo de tempo relativamente constante (como .033 segundo) entre os pulsos que \u00e9 realizada para ser um estrela de neutrons em rota\u00e7\u00e3o.<\/p>\n Pulsares <\/strong>\u00e9 uma estrela de neutrons que emite pulsos r\u00e1pidos e peri\u00f3dicos de radia\u00e7\u00e3o. A estrela de neutrons \u00e9 uma bola extremamente compacta de n\u00eautrons criados a partir do n\u00facleo central de uma estrela que entrou em colapso por a\u00e7\u00e3o da gravidade durante uma explos\u00e3o de supernova. <\/p>\n Estrelas de n\u00eautrons s\u00e3o extremamente densa:<\/strong> s\u00e3o apenas 10 km ou menos em tamanho, mas tem a massa de uma estrela m\u00e9dia (geralmente cerca de 1,5 vezes a massa do nosso Sol). <\/p>\n A estrela de neutrons<\/strong> que emite regularmente pulsos de radia\u00e7\u00e3o \u00e9 conhecido como um pulsar.<\/p>\n Os\u00a0pulsares<\/strong>\u00a0s\u00e3o estrelas excepcionalmente pequenas e muito densas.<\/p>\n Tanto que 260 milh\u00f5es deles poderiam caber no mesmo volume da Terra, e 1,3 milh\u00f5es de Terras caberiam no mesmo volume de nosso Sol.<\/p>\n Apesar de terem uma pequena fra\u00e7\u00e3o do tamanho da Terra, os pulsares podem apresentar um campo gravitacional at\u00e9 1 bilh\u00e3o de vezes mais forte que o nosso.<\/p>\n Os astr\u00f4nomos acreditam que essas estrelas de n\u00eautrons sejam remanescentes de estrelas que entraram em colapso ou de supernovas. \u00c0 medida que uma estrela moribunda perde energia, ela entra em colapso. A partir desse momento, toda a sua mat\u00e9ria \u00e9 comprimida para seu pr\u00f3prio interior, tornando-se cada vez mais densa.<\/p>\n Quanto mais a mat\u00e9ria da estrela se move em dire\u00e7\u00e3o ao seu centro, ela gira cada vez mais r\u00e1pido, da mesma forma que os praticantes de patina\u00e7\u00e3o art\u00edstica giram mais r\u00e1pido ao juntar seus bra\u00e7os. Isso explica a rota\u00e7\u00e3o incrivelmente r\u00e1pida de certos pulsares.<\/p>\n Por que os pulsares “pulsam”?<\/strong><\/p>\n Os pulsares<\/strong>, na realidade, n\u00e3o ligam e desligam. Eles emitem um fluxo de energia constante. Essa energia \u00e9 concentrada em um fluxo de part\u00edculas eletromagn\u00e9ticas que s\u00e3o ejetadas a partir dos p\u00f3los magn\u00e9ticos da estrela \u00e0 velocidade da luz.<\/p>\n O eixo magn\u00e9tico da estrela de n\u00eautrons forma um \u00e2ngulo com o eixo de rota\u00e7\u00e3o, exatamente como o norte magn\u00e9tico e o norte verdadeiro da Terra s\u00e3o ligeiramente diferentes. \u00c0 medida que a estrela gira, esse feixe de energia se espalha atrav\u00e9s do espa\u00e7o, como o feixe de luz de um farol ou a luz de uma ambul\u00e2ncia. Somente quando esse feixe incide diretamente sobre a Terra \u00e9 que podemos efetuar a detec\u00e7\u00e3o do pulsar com os radiotelesc\u00f3pios.<\/p>\n Mesmo que os pulsares emitam luz no espectro vis\u00edvel, eles s\u00e3o t\u00e3o pequenos e est\u00e3o t\u00e3o distantes de n\u00f3s que n\u00e3o \u00e9 poss\u00edvel detectar essa luz. Somente os radiotelesc\u00f3pios podem detectar a forte energia de r\u00e1dio em alta freq\u00fc\u00eancia que eles emitem.<\/p>\n O que esperamos aprender por meio da busca e do estudo cont\u00ednuos dos pulsares?<\/strong><\/p>\n Como os pulsares<\/strong> s\u00e3o encontrados entre os restos de uma supernova que entrou em colapso, eles podem nos ajudar a entender o que ocorre quando as estrelas entram em colapso. Eles tamb\u00e9m podem nos fornecer uma percep\u00e7\u00e3o sobre o nascimento e a evolu\u00e7\u00e3o do universo. Al\u00e9m disso, h\u00e1 muitas formas pelas quais o comportamento dos pulsares pode variar ao longo do tempo.<\/p>\n Primeiro, porque o per\u00edodo de cada pulsar n\u00e3o \u00e9 exatamente constante. A fonte da radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica que podemos detectar \u00e9 a energia rotacional da estrela de n\u00eautrons. \u00c0 medida que o pulsar emite essa radia\u00e7\u00e3o, ele perde um pouco de sua energia rotacional e fica mais lento.<\/p>\n Por meio da medi\u00e7\u00e3o de seus per\u00edodos de rota\u00e7\u00e3o, m\u00eas ap\u00f3s m\u00eas e ano ap\u00f3s ano, podemos deduzir exatamente o quanto eles ficaram mais lentos, quanta energia foi perdida no processo e o quanto eles ainda viver\u00e3o at\u00e9 que seu giro fique t\u00e3o lento que n\u00e3o ser\u00e3o mais capazes de brilhar.<\/p>\n Podemos tamb\u00e9m observar que cada pulsar \u00e9 \u00fanico em seu modo de ser. Alguns deles s\u00e3o excepcionalmente brilhantes, alguns apresentam tremores equivalentes aos nossos terremotos que momentaneamente aumentam seu giro, outros t\u00eam como companheiras estrelas em \u00f3rbitas bin\u00e1rias e algumas d\u00fazias deles giram de forma extraordinariamente r\u00e1pida, at\u00e9 mil vezes por segundo. Cada nova descoberta fornece dados novos e \u00fanicos, que podem ser utilizados pelos cientistas para entender o universo.<\/p>\n Os pulsares<\/strong> s\u00e3o pequenas estrelas densas, conhecidas como estrelas de n\u00eautrons, com um di\u00e2metro de somente 20 km. Podemos detectar explos\u00f5es peri\u00f3dicas regulares de radia\u00e7\u00e3o eletromagn\u00e9tica emitida por essas estrelas durante sua rota\u00e7\u00e3o. Algumas delas giram muito r\u00e1pido – at\u00e9 1000 revolu\u00e7\u00f5es por segundo!<\/p>\n O primeiro pulsar foi descoberto acidentalmente em 1967 por Jocelyn Bell e Antony Hewish. Eles estavam estudando fontes conhecidas de emiss\u00f5es de r\u00e1dio com um grande radiotelesc\u00f3pio na Universidade de Cambridge quando detectaram explos\u00f5es peri\u00f3dicas de ru\u00eddo de r\u00e1dio, aparentemente se originando de uma dessas fontes. No in\u00edcio, a regularidade dos pulsos levou os cientistas a especularem que poderiam ser sinais de vida extraterrestre; por\u00e9m, como foram descobertas mais fontes similares, uma explica\u00e7\u00e3o para esse comportamento ficou mais clara.<\/p>\n A descoberta desse pulsar, e mais tr\u00eas outros em Cambridge, foi logo seguida por mais descobertas em outros observat\u00f3rios no mundo. Todos os novos objetos se comportavam da mesma forma, emitindo pulsos curtos de ru\u00eddo em um per\u00edodo espec\u00edfico, que permaneciam constantes para cada pulsar. O primeiro deles, chamado mais tarde de PSR 1919+21 por causa de sua localiza\u00e7\u00e3o no c\u00e9u, emitia um pulso a cada 1,33 segundos, e os outros tinham per\u00edodos de assinatura nas vizinhan\u00e7as de um a alguns segundos. Mais recentemente, foram descobertos pulsares que emitem at\u00e9 1.000 pulsos por segundo.<\/p>\n Desde 1967, mais de mil pulsares foram descobertos e catalogados, estimando-se atualmente que a nossa gal\u00e1xia, a Via L\u00e1ctea, contenha talvez at\u00e9 um milh\u00e3o deles. Ent\u00e3o, por que continuamos a busca por novos pulsares? O que pode haver de t\u00e3o interessante de forma que mil deles ainda n\u00e3o seja um n\u00famero suficiente? Por que ainda utilizamos os radiotelesc\u00f3pios para observar os pulsares conhecidos at\u00e9 duas vezes por m\u00eas?<\/p>\n Em Julho de 1967 Jocelyn Bell, uma jovem aluna p\u00f3s graduada, estudava, no Observat\u00f3rio Astron\u00f4mico de Cambridge, as grava\u00e7\u00f5es referentes a um trabalho destinado originalmente \u00e0 investiga\u00e7\u00e3o de quasares. Foi ent\u00e3o que esta reparou no que parecia ser uma cintila\u00e7\u00e3o r\u00e1pida envolvendo uma fonte fraca.<\/p>\n O que causou algumas suspeitas foi o fato da cintila\u00e7\u00e3o estar a ocorrer a meio da noite, altura em que as cintila\u00e7\u00f5es s\u00e3o pouco frequentes. Al\u00e9m disso, o sinal estava s\u00f3 presente numa fra\u00e7\u00e3o do tempo necess\u00e1rio para o feixe de recep\u00e7\u00e3o da antena passar pela fonte no c\u00e9u. Se o sinal tivesse aparecido uma s\u00f3 vez seria, seguramente, causado por uma interfer\u00eancia. No entanto, em Setembro o sinal j\u00e1 tinha aparecido seis vezes. A const\u00e2ncia na posi\u00e7\u00e3o dos sinais mostrou que os sinais vinham, provavelmente, de um corpo celeste. Depois de desaparecer por seis semanas o sinal reapareceu. Grava\u00e7\u00f5es de alta velocidade come\u00e7aram ent\u00e3o a revelar que os sinais vinham segundo uma sucess\u00e3o regular de pulsos com apenas um segundo de intervalo.<\/p>\n Nenhum objeto celeste, conhecido na altura, emitia sinais com aquelas caracter\u00edsticas!<\/p>\n Porque n\u00e3o foram descobertos antes<\/strong><\/p>\n Uma das quest\u00f5es mais intrigantes sobre estes sinais foi o porqu\u00ea do sinal n\u00e3o ter sido detectado antes. A resposta prende-se com o fato de n\u00e3o s\u00f3 o sinal ser muito fraco mas tamb\u00e9m pela energia deste decrescer nos comprimentos de onda usados pela maior parte dos astr\u00f4nomos – que variam desde poucos cent\u00edmetros a um metro. Para detectar o sinal n\u00e3o s\u00f3 era necess\u00e1rio um r\u00e1dio telesc\u00f3pio operando com comprimentos de onda de alguns metros, mas tamb\u00e9m que as observa\u00e7\u00f5es das mesmas \u00e1reas do c\u00e9u fossem repetidas com um sistema de grava\u00e7\u00e3o r\u00e1pido o suficiente para registar os pulsos. Todas estas caracter\u00edsticas estavam reunidas no r\u00e1dio telesc\u00f3pio de Cambridge.<\/p>\n Caracter\u00edsticas do sinal<\/strong><\/p>\n Os sinais apareciam como sucess\u00f5es regulares de pulsos com intervalos de 1s e com dura\u00e7\u00e3o de 10 a 20 milisegundos, o que indicava que o objeto n\u00e3o poderia ter mais que algumas centenas de quil\u00f4metros de raio, visto que a fonte n\u00e3o pode emitir um pulso num tempo inferior ao necess\u00e1rio para a luz a atravessar.<\/p>\n Outra curiosa caracter\u00edstica do sinal era o fato de cada pulso ter um comprimento de onda diferente. Ora, conhecendo a densidade de electr\u00f5es livres no v\u00e1cuo e a diferen\u00e7a entre tempos de recep\u00e7\u00e3o de dois pulsos com comprimentos de onda diferentes \u00e9 poss\u00edvel detectar a dist\u00e2ncia da fonte. Infelizmente n\u00e3o se conhece a densidade exata de electr\u00f5es livres, sendo esta estimada em um electr\u00e3o em dez cent\u00edmetros c\u00fabicos. O primeiro sinal detectado seria, ent\u00e3o, proveniente de uma fonte a uma dist\u00e2ncia de 130 parsecs1.<\/p>\n A mais not\u00e1vel caracter\u00edstica do sinal era, no entanto, a regularidade com que este aparecia. Quando se adicionaram as corre\u00e7\u00f5es devido ao efeito de Doppler descobriu-se que o sinal podia ser previsto com uma precis\u00e3o de dez milisegundos durante v\u00e1rias semanas.<\/p>\n Estrelas de neutr\u00f5es e pulsares, qual a liga\u00e7\u00e3o?<\/strong><\/p>\n O f\u00edsico indiano Chandrasekhar Subrahmanyan ajudou, em 1930, a prever a exist\u00eancia de estrelas de neutr\u00f5es. Uma estrela, como o Sol, mant\u00e9m o seu tamanho equilibrando a press\u00e3o interna (devida \u00e0s rea\u00e7\u00f5es nucleares que ocorrem no seu interior) com a for\u00e7a grav\u00edtica. \u00c0 medida que o combust\u00edvel interior se vai gastando a estrela contrai para um menor volume. No entanto, um novo equil\u00edbrio \u00e9 poss\u00edvel devido \u00e0 press\u00e3o resultante do movimento interno dos electr\u00f5es.<\/p>\n A essas estrelas d\u00e1-se o nome de an\u00e3s brancas. Por\u00e9m, se a estrela for muito maior que o Sol, \u00e0 medida que o seu volume diminui, efeitos qu\u00e2nticos e o princ\u00edpio de exclus\u00e3o de Pauli ditam que os electr\u00f5es apenas podem ser compactados num volume menor se a sua energia aumentar. Eventualmente a energia \u00e9 t\u00e3o grande que os prot\u00f5es e electr\u00f5es combinam-se dando origem a neutr\u00f5es. Chandrasekhar descobriu que s\u00f3 se a massa de uma estrela fosse 1.4 vezes a do Sol \u00e9 que se formariam estas estrelas de neutr\u00f5es.<\/p>\n Atualmente pensa-se que os pulsares s\u00e3o estrelas de neutr\u00f5es rodando a grande velocidade.<\/p>\n Caracter\u00edsticas dos pulsares<\/strong><\/p>\n Uma caracter\u00edstica dos pulsares<\/strong> \u00e9 o fato destes girarem muito depressa. Isto ocorre devido \u00e0 conserva\u00e7\u00e3o do momento angular, pois quando a estrela colapsa d\u00e1-se uma diminui\u00e7\u00e3o do seu momento de in\u00e9rcia, aumentando desta forma a sua velocidade angular. \u00c9 esta a raz\u00e3o pela qual os pulsares apresentam uma frequ\u00eancia de rota\u00e7\u00e3o t\u00e3o elevada(tendo per\u00edodos de rota\u00e7\u00e3o que podem ir desde quatro segundos at\u00e9 cerca de um mil\u00e9simo de segundo), enquanto que a maioria dos corpos celestes t\u00eam uma frequ\u00eancia de rota\u00e7\u00e3o compar\u00e1vel \u00e0 da Terra.<\/p>\n A parte exterior dos pulsares \u00e9 constitu\u00edda por uma camada de ferro ou n\u00edquel, que delimita a parte interna constitu\u00edda por neutr\u00f5es altamente compactados. Os pulsares possuem um campo magn\u00e9tico extremamente intenso, que pode chegar a bili\u00f5es de vezes o campo magn\u00e9tico da Terra. Eles s\u00e3o, muitas vezes, confundidos com os quasares devido ao fato de terem um nome semelhante, contudo os quasares s\u00e3o bastante diferentes dos pulsares, emitindo ondas de r\u00e1dio extremamente intensas, cuja energia emitida pode ir at\u00e9 cem vezes a energia emitida pela nossa gal\u00e1xia! Como j\u00e1 se referiu, a massa de um pulsar \u00e9, aproximadamente, 1.4 vezes a massa do nosso sol mas, devido ao seu tamanho relativamente pequeno, a densidade de um pulsar \u00e9 extremamente elevada, sendo que o volume ocupado por uma colher de a\u00e7\u00facar tem a massa de milh\u00f5es de toneladas. Devido a isto tamb\u00e9m a gravidade de um pulsar \u00e9 extremamente elevada, sendo que, \u00e0 sua superf\u00edcie, a gravidade \u00e9 300 000 vezes superior \u00e1 da Terra.<\/p>\n Porque \u00e9 que os pulsares emitem sinais de r\u00e1dio?<\/strong><\/p>\n Os sinais de r\u00e1dio emitidos pelos pulsares n\u00e3o s\u00e3o completamente entendidos. Uma teoria bastante divulgada baseia-se no forte campo magn\u00e9tico do pulsar que for\u00e7a a sua atmosfera ionizada a girar em torno dele. Algumas por\u00e7\u00f5es desta atmosfera chegariam ent\u00e3o \u00e0 velocidade da luz sendo ent\u00e3o libertadas do campo magn\u00e9tico. Quando isso acontecesse um sinal de r\u00e1dio seria gerado e formar-se-ia um feixe devido a efeitos relativistas. H\u00e1 ainda a referir a extrema regularidade destes sinais de r\u00e1dio, que chega mesmo a ser superior \u00e0 dos rel\u00f3gios at\u00f4micos de C\u00e9sio. Alguns pulsares possuem uma precis\u00e3o de um segundo em dez milh\u00f5es de anos, enquanto que o rel\u00f3gio at\u00f4mico possui uma precis\u00e3o de um segundo num milh\u00e3o de anos.<\/p>\n Alguns Pulsares conhecidos<\/strong><\/p>\n Um dos pulsares mais conhecidos \u00e9 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 astr\u00f4nomos chineses e japoneses.<\/p>\n Este pulsar \u00e9 o mais energ\u00e9tico que se conhece, roda cerca de 30 vezes por segundo e est\u00e1 altamente magnetizado. Ele caracteriza-se tamb\u00e9m por emitir dois pulsos de radia\u00e7\u00e3o por cada revolu\u00e7\u00e3o.<\/p>\n A luz vis\u00edvel emitida por este pulsar \u00e9 suficientemente forte para que este seja vis\u00edvel nas fotografias da nebulosa do caranguejo. Outros pulsares conhecidos s\u00e3o os pulsares de Vela e o de Geminga.<\/p>\n Estes dois pulsares emitem radia\u00e7\u00e3o na frequ\u00eancia dos raios gama. O pulsar de Geminga localizase na constela\u00e7\u00e3o dos G\u00e9meos e o seu per\u00edodo \u00e9 de aproximadamente 237 milisegundos.<\/p>\n O ritmo ao qual a velocidade de rota\u00e7\u00e3o est\u00e1 a descer indica que este pulsar ter\u00e1 aproximadamente 300,000 anos. O pulsar de Vela localiza-se na constela\u00e7\u00e3o de Vela e tem um per\u00edodo de 89 milisegundos.<\/p>\n Um Pulsar<\/strong>\u00a0\u00e9 uma fonte de r\u00e1dio estelar emissora de impulsos de dura\u00e7\u00e3o m\u00e9dia de 35 mil\u00e9simos de segundo, e que se repetem em intervalos extremamente regulares da ordem de 1,4 aproximadamente.<\/p>\n O nome “pulsar” \u00e9 oriundo da express\u00e3o inglesa “Pulsating Radio Source” (Fonte de R\u00e1dio Pulsante).<\/p>\n Os pulsares tamb\u00e9m s\u00e3o chamados de Estrelas de N\u00eautron, que \u00e9 definido como uma estrela que entrou em colapso ao suportar uma degenerada press\u00e3o de n\u00eautrons.<\/p>\n A estrela de n\u00eautron foi teoricamente prevista pelo f\u00edsico sovi\u00e9tico Lev Landau, em 1932, e estudada em detalhes pelos f\u00edsicos J. Robert Oppenheimer, Robert Serber e George M. Volkoff, de 1938 a 1939.<\/p>\n Durante muitos anos os astr\u00f4nomos duvidaram de sua exist\u00eancia, at\u00e9 que, em 1967, foi descoberto o primeiro pulsar.<\/p>\n Desde ent\u00e3o, a teoria dos pulsares se desenvolveu t\u00e3o rapidamente que parece virtualmente correto que os impulsos r\u00e1dios e \u00f3pticos emitidos pelo pulsar tenham origem na pr\u00f3pria energia proveniente de um estrela de n\u00eautrons em rota\u00e7\u00e3o.<\/p>\n Para confirmar tal hip\u00f3tese, descobriu-se a exist\u00eancia de alguns pulsares no interior de supernovas remanescentes, como aquele registrado na nebulosa de Caranguejo.<\/p>\n Esse foi um dos fortes elementos em favor da teoria de que os pulsares s\u00e3o na realidade estrelas de n\u00eautron.<\/p>\n Fonte: www.seed.slb.com\/www.universetoday.com\/www.colegiosaofrancisco.com.br<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":" Pulsares, Estrelas, N\u00eautrons, Origem, O que \u00e9, Defini\u00e7\u00e3o, Universo, Teoria, Supernova, Descoberta, Nebulosa, Caracter\u00edstica, Pulsares<\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_acf_changed":false,"footnotes":""},"categories":[298],"tags":[],"class_list":["post-56347","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-astronomia"],"acf":[],"yoast_head":"\nPulsares – O que s\u00e3o<\/h4>\n
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