| ANO | CONSTELAÇÃO | REGISTRO |
|---|---|---|
| 185 | Centauro | Chineses |
| 393 | Escorpião | Chineses |
| 1006 | Lobo | Chineses, Japoneses, Europeus, Árabes |
| 1054(*) | Touro | Chineses, Japoneses |
| 1181 | Cassiopéia | Chineses |
| 1572(**) | Cassiopéia | Chineses, Coreanos, Europeus |
| 1604(***) | Ofiúco | Chineses, Coreanos, Europeus |
| (*) - A conhecida Nebulosa do Caranguejo (fig.
3.6) (**) - Observada por Tycho Brahe (***) - Observada por Kepler |
||
Fig. 3.5 - Localização das Supernovas Históricas. (Galáxia
vista de perfil)
Os restos de muitas Supernovas ainda podem ser vistos em nossa galáxia (cerca de 2 dúzias).
Fig. 3.6 - A Nebulosa do Caranguejo
Há mais de 300 anos não se registra nenhuma explosão de Supernova em nossa galáxia. Terá explodido muito longe, do outro da galáxia, na direção do centro, onde as nuvens de poeira interestelar são muito densas? Explodirá em breve? São as incertezas da Estatística.
O primeiro pulsar foi descoberto em 1967, por acaso. O período de pulsação em ondas de rádio era de 1.3373011 segundos, e era tão regular como o mais estável relógio da Terra na época.
Até o momento foram descobertos cerca de 300 rádio-pulsares, com períodos variando de centésimos de segundo a 4 segundos. O Pulsar de Caranguejo tem as características abaixo relacionadas:
r = 33.0955639268 ± 0.0000000037 milisegundos (3.7)
nanosegundos/dia
(3.8)
A expressão (3.8) é de aumento do período
Fig. 3.7 - Pulsos do Pulsar do Caranguejo em todas as faixas do espectro eletromagnético
Fig. 3.8 - Imagem estroboscópica do pulsar do Caranguejo obtida com
uma câmara de TV acoplada ao telescópio.
A figura 3.8 é muito sugestiva: uma estrela que se acende e se apaga 30 vezes por segundo!! Já vai longe a época em que se aventava a hipóteses de os pulsares serem sinais de vida extraterrestre.
A região que emite o pulso não pode ter dimensão (l) maior que o caminho percorrido pela luz no tempo igual à duração do pulso (D t):
l £ c D t
(3.9)
Para o Pulsar do Caranguejo isto leva a um tamanho de apenas 1000 Km, típico de um corpo compacto, como os que descrevemos neste artigo.
Por várias considerações, que aqui é muito longo de retomar e você pode encontrar na revista Scientific American (Janeiro de 1971), o único modelo de pulsar que resistiu aos testes observacionais é o seguinte:
O eixo de rotação da estrela de neutrons não passa pelos pólos magnéticos, como é o caso da Terra. O campo magnético é como o de um ímã gigante, com 10 bilhões de gauss na superfície da estrela. As partículas ionizadas circulam em torno das linhas de campo magnético e são conduzidas para os pólos magnéticos (como no caso das auroras boreais aqui na Terra) onde se chocam com a superfície da estrela. A energia dissipada é emitida em forma de radiação eletromagnética. Veja o esquema na fig. 3.9.
Fig. 3.9 - Modelo para os pulsares
A radiação é emitida em dois cones, nos pólos magnéticos da estrela. Ao girar, os cones de radiação varrem o espaço, atingindo, eventualmente, a Terra, como um farol marítimo que atinge um navio na escuridão.
A energia emitida vem, em última instância, da rotação da Estrela de Neutrons. Assim, o pulsar se desacelera, tendo seu período aumentado. Um fenômeno parecido com um terremoto terrestre ocorre nas estrelas de neutrons, quando sua crosta se rompe para se acomodar a um período de rotação maior. Isto é observado como um brusco salto do período de pulsação, em meio à contínua variação do período.
Existe um rádio-pulsar em um sistema binário, porém, a determinação das massas é dificultada por ser a outra estrela também compacta.
Na década de 60 foram detectadas algumas fontes de raios X por balões e foguetes de grande altitude, pois a atmosfera absorve os raios X. Com o lançamento do satélite artificial UHURU em 1970, em algumas horas a massa de dados superou todas as observações acumuladas anteriormente, na curta história da astronomia de raios X. Uma dezena de satélites esteve vasculhando o céu à procura de fontes de raios X na década de 70. A caixa de erra da localização de fonte X atingia mais de dez minutos de arco. Em fins de 1979 entra em operação o primeiro telescópio de raios X montado no satélite artificial HEAD-A, mais conhecido por "Einstein". O salto na resolução espacial obtida com este telescópio (dois minutos de arco) é comparável ao salto de resolução obtida com as primeiras lunetas, frente às observações a olho nu.
Muitas das fontes X estão associadas também a fontes ópticas. Uma das formas de identificar a correspondente fonte visível é procurar astros que estejam dentro da caixa de erro da fonte X e que apresentem variações ópticas coerentes com as variações em raios X. Mais de uma dezena de fontes X puderam assim, ser identificadas como pertencentes a sistemas de estrelas duplas, onde uma das componentes é uma estrela brilhante normal. Nestes sistemas podemos medir as massas das componentes.
Na figura 3.10 apresentamos um esquema de como se produz a emissão X: a massa perdida pela estrela normal é atraída pela componente compacta. A matéria capturada pelo campo gravitacional da estrela compacta se choca com a sua superfície e a energia é dissipada, emitindo radiação X. Para atingir as temperaturas em que a emissão predominante é na faixa dos raios X, a componente compacta deve ser uma Estrela de Neutrons.
Fig. 3.10 - Modos de acresção de massa em sistemas binários
de raios X
Algumas fontes de raios X têm pulsações periódicas,
como no caso mostrado na figura 3.11.
