Astronomia

Magnetares: estrelas de nêutrons com campos de 10^14 a 10^15 gauss e o surto de rádio de 2020

Publicado em 13/10/2026 · Última alteração em 13/10/2026

Assuntos: Estrelas

Um magnetar é uma estrela de nêutrons jovem cujo campo magnético, inferido em 10^14 a 10^15 gauss, alimenta surtos de raios X e gama. Em 28 de abril de 2020, o magnetar galáctico SGR 1935+2154 emitiu também um surto de rádio de milissegundos, junto a um surto de raios X, da ordem de mil vezes mais energético que o de qualquer magnetar de rádio conhecido. O evento reforçou a hipótese de que magnetares originam ao menos alguns surtos rápidos de rádio.

Uma estrela de nêutrons é um astro compacto, em geral deixado por uma supernova (veja o post sobre estrelas de nêutrons). Magnetares formam uma classe à parte: são jovens, giram devagar (períodos de cerca de 2 a 12 s) e têm campo de dipolo, inferido da desaceleração, acima de 10^14 gauss (G, a unidade de campo magnético). Foram catalogados como repetidores de raios gama moles (SGR) ou pulsares anômalos de raios X (AXP); hoje a fronteira entre os dois quase não existe. Um surto rápido de rádio (FRB) é um clarão de rádio de milissegundos; os conhecidos até 2020 vinham de fora da Galáxia, e a pergunta era se magnetares poderiam produzi-los. A resposta parcial veio de um magnetar da própria Via Láctea, SGR 1935+2154, a cerca de 10 kpc, ou seja, perto de 33 mil anos-luz (cálculo nosso: 1 kpc ≈ 3.262 anos-luz).

A primeira publicação, em 1979

A primeira publicação sobre a detecção de um magnetar é de 1979: surtos repetidos vistos pelas sondas Venera 11 e 12, entre eles um clarão enorme em 5 de março, vindo da Grande Nuvem de Magalhães. A pulsação de 8 s na cauda do clarão sugeria uma estrela de nêutrons.

Como se estima um campo de 10^14 a 10^15 gauss

Ninguém mede esse campo com uma sonda: ele é inferido. Os magnetares desaceleram sem exceção, e a taxa de desaceleração implica campo de dipolo acima de 5×10^13 G em 20 das 23 fontes medidas, a maioria acima de 10^14 G (revisão de Kaspi e Beloborodov, 2017). O argumento original pedia 10^14 a 10^15 G para frear a estrela em cerca de 10^4 anos. Limite: é o dipolo na superfície. Em SGR 0418+5729, uma linha de raios X, lida como ciclotrônica de prótons, apontaria campo bem maior, mas a leitura não é única.

Surtos, clarões gigantes e a origem da energia

Os surtos curtos duram de milissegundos a segundos. Os clarões gigantes são raros: só três foram registrados, em 1979, 1998 e 2004. O de 2004, em SGR 1806-20, liberou mais de 10^46 erg em 0,2 s, supondo 15 kpc. A energia vem do campo: na explicação adotada pela revisão, a evolução do campo tensiona e quebra a crosta da estrela e torce o campo externo. É um modelo, não uma observação do interior.

28 de abril de 2020: como o rádio foi ligado ao magnetar

Três linhas de evidência. Primeira, a dispersão: o gás ionizado atrasa as frequências baixas, e o DM do surto (332,7 pc cm^-3) fica abaixo do máximo previsto para a Galáxia na direção (500 a 700), portanto a fonte é galáctica. Segunda, o tempo: os dois componentes de raios X chegaram a cerca de 3 ms dos de rádio. Terceira, o STARE2 cita o FAST, que dois dias depois registrou um pulso fraco, de DM compatível, a menos de 3 minutos de arco do magnetar.

O que o surto mostrou e o que deixou em aberto

Com cerca de 3×10^34 a 2×10^35 erg, o surto ficou cerca de mil vezes acima de qualquer magnetar de rádio anterior e reduziu a lacuna para os FRBs, sem fechá-la: os FRBs mais energéticos estão 8 a 9 ordens de grandeza acima. Surtos de raios gama sem rádio detectado em 2019 sugerem que nem todo surto emite no rádio, ou que o feixe é direcional. Dois tipos de modelo explicam a emissão, e o evento não decide entre eles.

Como sabemos

Os fatos centrais (definição, campo inferido, surto de 28 de abril de 2020, coincidência com raios X) têm trecho literal nos artigos originais e na revisão; energias e modelos de emissão aparecem como estimativas e hipóteses.

Em debate: O surto de 2020 sustenta que magnetares ativos podem produzir FRBs, mas o artigo do CHIME considera improvável que magnetares como SGR 1935+2154 expliquem os FRBs mais prolíficos e mais energéticos. O post não entra no debate sobre a população extragaláctica.

• Consenso científico: Magnetares são estrelas de nêutrons jovens e muito magnetizadas, com atividade em raios X que inclui surtos curtos, surtos longos e clarões gigantes. A separação antiga entre SGRs e AXPs perdeu o sentido, porque ambos os grupos emitem surtos. [1] Seção 1.1
  Contexto: Revisão de 2017, quando se conheciam cerca de 30 magnetares. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: A energia da atividade dos magnetares vem do decaimento do campo magnético interno. Na explicação mais aceita, a evolução desse campo tensiona e quebra a crosta da estrela, o que torce o campo externo (a magnetosfera) e gera correntes poderosas. [1] Resumo
  Contexto: Modelo teórico apoiado por observações; o interior da estrela não é observável diretamente. · Limitações: A revisão diz que "a maior parte" da atividade é explicada assim; nem todo detalhe (por exemplo, o espectro de raios X duros) tem explicação única. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: O campo de dipolo dos magnetares é inferido, não medido por sonda: a taxa de desaceleração implica campo acima de 5×10^13 G em 20 das 23 fontes em que foi medida, a maioria acima de 10^14 G. O argumento original pedia 10^14 a 10^15 G para frear a estrela de poucos milissegundos de período até os segundos observados em cerca de 10^4 anos. [1] Seção 1.1 [3] Introdução
  Contexto: Campo de dipolo na superfície, deduzido da desaceleração da rotação. · Limitações: O PDF extraído perde os expoentes ("1014" é 10^14), leitura nossa. É o campo de dipolo; o campo interno ou em pequena escala pode ser maior (ver a15). O intervalo 10^14 a 10^15 G é a ordem de grandeza do argumento original, não uma medição de cada astro. · Valor inferido por modelo de desaceleração; não é medida direta. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Magnetares giram com períodos de cerca de 2 a 12 s e estão sempre desacelerando, em escalas de alguns milhares de anos. Concentram-se no plano da Galáxia, com altura de escala muito menor que a dos pulsares de rádio, o que indica juventude. [1] Seção 2.2
  Contexto: Fontes conhecidas em 2017; a faixa de período exclui duas fontes que só brevemente mostraram comportamento de magnetar. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Os surtos curtos de magnetares duram de poucos milissegundos a poucos segundos. Os clarões gigantes são raros: só três foram registrados, de fontes diferentes (1979, 1998 e 2004). O de 2004, em SGR 1806-20, liberou mais de 10^46 erg em 0,2 s, supondo 15 kpc, e brilhou por instantes cerca de mil vezes mais que todas as estrelas da Galáxia somadas, segundo a revisão. [1] Seção 3.2.3
  Contexto: Contagem de 2017; as datas (5 de março de 1979, 27 de agosto de 1998 e 27 de dezembro de 2004) estão na mesma seção da revisão. · Limitações: A energia depende da distância adotada (15 kpc). O PDF extraído perde expoentes ("1046" é 10^46). · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A primeira publicação sobre a detecção de um magnetar é de 1979, com surtos repetidos vistos pelas sondas Venera 11 e 12, entre eles um clarão enorme em 5 de março, vindo da direção da Grande Nuvem de Magalhães. O nome magnetar foi cunhado por Duncan e Thompson em 1992, para um modelo em que o campo magnético é a fonte de energia. [1] Seção 1.1
  Contexto: Na época, os surtos não foram reconhecidos como uma classe; isso só ocorreu depois, com outras fontes. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Em 28 de abril de 2020, o radiotelescópio CHIME detectou um surto de rádio dispersado, durante uma fase de atividade de raios X incomumente intensa do magnetar SGR 1935+2154. No mesmo dia, o conjunto STARE2 detectou o evento (ST 200428A), com medida de dispersão de 332,702 pc cm^-3 e largura intrínseca de 0,61 ms. [2] Texto principal, 2º parágrafo [3] Texto principal
  Contexto: CHIME e STARE2 observam em bandas diferentes (400 a 800 MHz e 1281 a 1468 MHz). · Limitações: Os valores de DM e largura são os do STARE2; o CHIME mediu DM de 332,72 pc cm^-3 e dois subsurtos de cerca de 0,6 e 0,3 ms separados por cerca de 29 ms. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: SGR 1935+2154 é um magnetar típico da Galáxia em período de rotação (3,24 s) e campo de dipolo (2,2×10^14 G), e é o mais prolífico em surtos entre os conhecidos. Por isso intrigou que um surto de rádio assim não tivesse sido visto antes dele ou de outros magnetares. [3] Texto principal, 'Implications for FRBs'
  Contexto: Afirmação dos autores do STARE2 com base na literatura de 2020. · Limitações: "Mais prolífico" é a avaliação dos autores citados; o PDF extraído perde expoentes ("1014" é 10^14). · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: O surto de rádio foi atribuído a SGR 1935+2154, dentro da Galáxia, por três indícios: a medida de dispersão (332,7 pc cm^-3) ficou abaixo do máximo previsto para a Via Láctea naquela direção (500 a 700 pc cm^-3) e dentro das estimativas para o magnetar; os instrumentos viram o mesmo DM; e o telescópio FAST registrou, dois dias depois, um pulso fraco com DM compatível, a menos de 3 minutos de arco do magnetar. [2] Texto principal, 3º parágrafo [3] Texto principal [4] Seção 2.4
  Contexto: O DM é a quantidade de elétrons livres no caminho do sinal; o atraso das frequências baixas é a base da medida. O pulso do FAST é relatado por terceiros, segundo o STARE2. · Limitações: Estimativas de DM dependem de modelos da distribuição de elétrons na Galáxia. O resultado do FAST não foi lido na fonte original. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Um surto de raios X duros e gama de SGR 1935+2154 coincidiu com o de rádio: cada um dos dois componentes de raios X chegou a cerca de 3 ms do componente de rádio correspondente, depois de corrigido o atraso de dispersão. [2] Texto principal, 5º parágrafo [3] Texto principal
  Contexto: Os tempos de raios X vieram de telescópios espaciais (por exemplo, Insight-HXMT); a comparação é feita pelos autores do CHIME. · Limitações: O símbolo "~" antes de "3 ms" se perde na extração do PDF. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: A energia do surto de rádio foi estimada em cerca de 3×10^34 erg na faixa de 400 a 800 MHz (CHIME) e em 2,2×10^35 erg a 1,28 a 1,47 GHz (STARE2), supondo distâncias de cerca de 10 e 9,5 kpc. Ambas ficam cerca de mil vezes ou mais acima do que qualquer magnetar emissor de rádio mostrara; para o STARE2, cerca de 4 mil vezes acima de qualquer surto galáctico de rádio de milissegundos anterior. [2] Texto principal, 4º parágrafo [3] Resumo
  Contexto: Energia isotrópica equivalente, isto é, calculada como se o surto fosse emitido igualmente em todas as direções. · Limitações: As duas estimativas diferem por um fator de cerca de 7 (cálculo nosso: 2,2×10^35 / 3×10^34), e o CHIME detectou o surto num lóbulo lateral do telescópio, onde a calibração é difícil (incerteza sistemática de cerca de um fator 2). As bandas e as distâncias adotadas também diferem. O PDF extraído perde expoentes. · Energia estimada a partir de fluência e distância, com incerteza sistemática de fator 2 na fluência do CHIME; as duas equipes divergem por um fator de cerca de 7. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Surtos rápidos de rádio são clarões de rádio de milissegundos vindos de distâncias cosmológicas. O surto de SGR 1935+2154 cobriu boa parte da lacuna de energia entre magnetares galácticos e FRBs, e as equipes concluíram que magnetares ativos podem produzir FRBs, ao menos alguns. [2] Resumo [3] Resumo
  Contexto: Conclusão dos autores dos dois artigos de 2020; a origem de toda a população de FRBs fica fora deste post. · Limitações: "Ao menos alguns": o próprio artigo do CHIME diz que magnetares como este dificilmente explicam FRBs extremamente prolíficos (ver a13). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Incerto: O surto de 2020 deixou limites abertos. Quatro surtos de raios gama de SGR 1935+2154 em novembro de 2019, dois deles bem mais fracos que o de abril, não tiveram rádio detectado pelo CHIME; ou nem todo surto emite rádio, ou o feixe é direcional. E os FRBs mais energéticos, 8 a 9 ordens de grandeza acima, podem não vir de magnetares comuns. [2] Texto principal, 7º parágrafo
  Contexto: O CHIME descreve quatro surtos de raios gama em 4 e 5 de novembro de 2019; só dois (os de 5 de novembro) têm fluxo comparado no texto. · Limitações: Parte das lacunas pode vir de sensibilidade e geometria da observação, não da física do astro. · Interpretação dos autores; o artigo lista alternativas e não decide entre elas. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: Há duas classes de modelos para magnetares como fontes de FRBs: emissão na magnetosfera do magnetar ativo, e um clarão de alta energia que gera, por onda de choque com efeito maser síncrotron, o surto de rádio numa região mais distante. O surto de 2020 favorece modelos de ambas as classes, mas não decide entre elas. [2] Texto principal, 6º parágrafo [3] Resumo
  Contexto: Modelos teóricos sobre o mecanismo de emissão de rádio; nenhum foi estabelecido. · Limitações: O CHIME nota que, no modelo do maser, o atraso entre alta energia e rádio seria maior que o observado (menos de 1 ms), a menos que o escoamento seja muito relativístico ou a escala muito menor. · Hipóteses em disputa; o mecanismo da emissão de rádio não está estabelecido. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: O campo inferido da desaceleração pode subestimar o campo real. Em SGR 0418+5729, de campo de dipolo baixo, uma linha de absorção de raios X, se for ciclotrônica de prótons, implicaria campo de 2×10^14 a mais de 10^15 G; se for de elétrons, o campo seria 2000 vezes menor. [1] Seção 4.3.1
  Contexto: Um único astro, uma linha que varia com a fase do pulso; relatada por Tiengo e colegas (2013), segundo a revisão. · Limitações: Conhecemos o resultado de Tiengo et al. só pela revisão de Kaspi e Beloborodov. O PDF extraído perde expoentes ("1014" é 10^14). · Depende da interpretação da linha; a própria revisão a apresenta de forma condicional. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. Annual Review of Astronomy and Astrophysics — Magnetars
   Kaspi, V. M.; Beloborodov, A. M. · 2017 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026 DOI 10.1146/annurev-astro-081915-023329
2. Nature — A bright millisecond-duration radio burst from a Galactic magnetar
   The CHIME/FRB Collaboration (Andersen, B. C. et al.) · 2020 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026 DOI 10.1038/s41586-020-2863-y
3. Nature — A fast radio burst associated with a Galactic magnetar
   Bochenek, C. D.; Ravi, V.; Belov, K. V.; Hallinan, G.; Kocz, J.; Kulkarni, S. R.; McKenna, D. L. · 2020 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026 DOI 10.1038/s41586-020-2872-x
4. Living Reviews in Relativity — Binary and Millisecond Pulsars
   Lorimer, D. R. · 2008 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026 DOI 10.12942/lrr-2008-8

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