Astronomia

Como o NICER mede o raio de uma estrela de nêutrons: entre cerca de 10 e 14 km, conforme o pulsar e o modelo

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

Assuntos: Estrelas

O NICER, telescópio de raios X na Estação Espacial Internacional, estima o raio de um pulsar modelando como o brilho de pontos quentes da superfície varia a cada volta: a gravidade curva a luz e deixa no perfil de pulso uma marca da compacidade da estrela. Os resultados vão de cerca de 10 a 14 km. O primeiro, de 2019, deu cerca de 13 km; reanálises e outros pulsares deram valores diferentes.

Uma estrela de nêutrons tem raio de poucas dezenas de quilômetros e não pode ser vista como um disco: o que chega à Terra é luz. Em pulsares de milissegundo, regiões da superfície são aquecidas perto dos polos magnéticos e, como a estrela gira, o brilho de raios X sobe e desce a cada volta. A forma dessa variação, o perfil de pulso, depende de quão forte é a gravidade na superfície, que curva a trajetória da luz. Compacidade é a razão entre a massa e o raio da estrela (GM/Rc², definição padrão). Ajustando modelos ao perfil de pulso, os astrônomos obtêm raio e massa, e cada par de valores restringe a equação de estado, a relação entre pressão e densidade da matéria do interior. A visão geral da estrela de nêutrons, os pulsares como relógios, os magnetares e o pulsar de Hulse e Taylor têm posts próprios; aqui o foco é o método do NICER e os raios medidos.

Um cálculo que pediu supercomputador

Ajustar o modelo ao perfil de pulso do PSR J0030+0451 é estatística pesada: a análise de Riley e colegas (2019) usou uma concessão de 500.000 horas de núcleo de processador no supercomputador holandês Cartesius.

O que o perfil de pulso guarda

O NICER registra fótons de raios X moles e os dobra pela fase de rotação do pulsar, cuja rotação é conhecida com precisão por rádio. O resultado é o perfil de pulso: contagens por fase de rotação e por energia. A luz de um ponto quente chega ao telescópio por um espaço-tempo curvo, que desvia os raios, e a estrela gira rápido, o que acrescenta realce Doppler e aberração. A forma do perfil carrega a compacidade; o efeito da rotação ajuda a separar raio e massa.

Como sabemos: ajustar um modelo, não fotografar a estrela

Ninguém vê o disco da estrela. Os pesquisadores simulam, para cada valor de massa, raio e geometria de pontos quentes, o perfil que o NICER registraria e comparam com os dados por inferência bayesiana. O resultado é uma distribuição de probabilidade, e o intervalo de 68% é só o que o modelo escolhido permite concluir. Daí o limite: se a forma dos pontos quentes estiver mal descrita, o raio pode ficar enviesado, e é isso que a reanálise do J0030 mostra.

Do raio à matéria ultradensa

Cada equação de estado, isto é, cada hipótese sobre como a matéria responde à compressão no núcleo, prevê uma curva de massa contra raio. Um raio medido numa massa conhecida seleciona as curvas compatíveis. Raios de pulsares de 1,4 e de 2 massas solares sondam densidades diferentes. Os resultados até aqui excluem equações muito moles, mas não dizem de que é feito o núcleo: nucleons, híperons ou quarks seguem possibilidades discutidas na literatura.

Por que os números não coincidem

Os raios publicados dependem do pulsar (J0030, J0740, J0614), dos dados acumulados e do modelo dos pontos quentes. O primeiro resultado de J0030 foi cerca de 13 km; a reanálise com modelos mais complexos dá de 11,7 a 14,4 km, conforme o modelo. O J0740 foi de 13,7 e 12,39 km em 2021 e 12,49 km em 2024; o J0614 deu 10,29 km. Com mais exposição e fundo melhor estimado, a incerteza deve cair, mas o intervalo ainda é de alguns quilômetros.

Como sabemos

O método e os números principais vêm de artigos das próprias equipes do NICER; o raio do J0030 mudou entre análises e a medição mais recente é pré-publicação.

Em debate:

• Fato estabelecido: O NICER é um telescópio de raios X moles instalado na Estação Espacial Internacional em 2017, projetado em parte para estimar massas e raios de estrelas de nêutrons por modelagem de perfil de pulso de pulsares de milissegundo próximos. [1] Introdução
  Contexto: Descrição do instrumento feita pela equipe que analisou os dados. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: A emissão térmica de raios X que o NICER analisa vem de regiões da superfície do pulsar aquecidas pelo bombardeio de partículas carregadas de uma corrente de retorno magnetosférica. [4] Introdução
  Contexto: Pulsares de milissegundo alimentados pela própria rotação. É o quadro teórico usual; a distribuição real de temperatura nessas regiões é mal conhecida e é um dos pontos de incerteza do método. · Limitações: Segundo a fonte, o campo de radiação da superfície é a priori muito incerto; os pontos quentes são descritos por modelos fenomenológicos. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: À medida que a estrela gira, o fluxo e o espectro de raios X vistos por um observador distante variam de modo periódico. A propagação da luz no espaço-tempo ao redor da estrela inclui a curvatura da luz (a trajetória dos raios é desviada pela gravidade) e o desvio gravitacional para o vermelho. [1] Introdução
  Contexto: Efeitos da relatividade geral que o modelo de perfil de pulso precisa incluir; os efeitos da rotação rápida (arrasto de referencial, momento de quadrupolo) são imprimidos em escala menor. · Limitações: A explicação entre parênteses sobre o desvio da trajetória é nossa. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: O raio é estimado a partir da compacidade, que deixa sua marca no perfil de pulso através do campo gravitacional intenso. Outros efeitos relativísticos, como o realce Doppler e a aberração angular causados pela rotação, também carregam informação sobre o raio. Em geral a verossimilhança é mais sensível à compacidade do que à massa ou ao raio separadamente. [6] Introdução [1] Seção 2 (modelagem)
  Contexto: MSP = pulsar de milissegundo. A compacidade combina massa e raio; as outras duas informações separam os dois. · Limitações: A frase "esta combinação" do último trecho se refere à compacidade, como explicado no texto de origem. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O método une um modelo da emissão da superfície com a propagação relativística da luz e usa inferência bayesiana para obter distribuições de probabilidade de massa e raio equatorial diretamente do perfil de pulso. [1] Introdução
  Contexto: Análise de Riley e colegas sobre o PSR J0030+0451, com o pacote X-PSI. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Em 2019, duas análises independentes dos dados do NICER sobre o PSR J0030+0451, pulsar isolado que gira a 205,53 Hz, encontraram raio de cerca de 13 km e massa de 1,3 a 1,4 massas solares, com incerteza de cerca de 1 km no raio (intervalo de 68%). [5] Resumo [3] Introdução [2] Resumo
  Contexto: Pulsar isolado, sem companheira que permita medir a massa por outro meio. · Limitações: Valores arredondados; as duas equipes publicaram números ligeiramente distintos (por exemplo, a de Miller e colegas obteve cerca de 13,0 km). Conversão de "1,3 a 1,4" segue o resumo de Vinciguerra e colegas. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: O PSR J0740+6620 tem massa de 2,08 ± 0,07 massas solares, a maior massa de estrela de nêutrons determinada de forma confiável segundo a análise de 2021. Duas análises dos mesmos dados NICER e XMM-Newton deram raios de 12,39 km (Riley e colegas) e 13,7 km (Miller e colegas). Com mais dados, uma atualização de 2024 obteve 12,49 km. [3] Resumo [4] Resumo
  Contexto: Pulsar em sistema binário, com massa e inclinação orbital medidas por cronometragem de rádio. A taxa de contagens do NICER é muito menor que a do J0030, de modo que o ruído de fundo pesa mais. · Limitações: As incertezas (de cerca de 1 km) não cabem nos trechos; o texto da fonte as traz em subscrito. Segundo a atualização de 2024, os resultados anteriores eram "ligeiramente sensíveis" à inclusão dos dados do XMM-Newton. O "12,39" e o "13,7" foram obtidos, segundo f5, em R21 (Riley e colegas) e M21 (Miller e colegas), com mais ou menos 1 km. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: Medir massas e raios de estrelas de nêutrons serve para inferir propriedades da matéria densa de seus núcleos e restringir a equação de estado, que não pode ser estudada em laboratório. [4] Introdução [6] Introdução [3] Introdução
  Contexto: A equação de estado (EOS) relaciona pressão e densidade; cada EOS prevê uma curva de massa contra raio. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Combinando o NICER, massas de pulsares de cerca de 2 massas solares e a deformabilidade de maré de ondas gravitacionais, a análise de 2021 concluiu que o raio de uma estrela de nêutrons de 1,4 massa solar era conhecido dentro de cerca de 4%, na faixa de 12,45 ± 0,65 km. Para o pulsar de 2,08 massas solares, 12,35 ± 0,75 km. [3] Resumo
  Contexto: Três estruturas diferentes de modelagem da equação de estado; os resultados valem para densidades de 1,5 a 3 vezes a densidade de saturação nuclear. · Limitações: Resultado de 2021; as medições posteriores (J0030 reanalisado, J0614-3329) podem deslocá-lo. O 4% e o 2,08 M no texto estão no mesmo resumo e foram lidos nele. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: A atualização de 2024 do PSR J0740+6620 desfavorece equações de estado muito moles: um raio abaixo de 11,15 km para esse pulsar maciço foi excluído com probabilidade de 95%. [4] Resumo
  Contexto: Uma EOS "mole" é aquela em que a matéria se comprime facilmente, produzindo estrelas menores. · Limitações: A explicação de "mole" é nossa. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Incerto: Uma reanálise do PSR J0030+0451, com resposta atualizada do instrumento e dados do XMM-Newton, mostrou estrutura complicada na superfície de verossimilhança e favoreceu modelos mais complexos. O modelo ST+PDT dá raio de 11,71 km e massa de 1,40 massa solar; o mais favorecido pela evidência dá 14,44 km e 1,70 massa solar. [5] Seção 6.1
  Contexto: Dados de 2017-2018 do PSR J0030+0451; ST+PDT e PDT-U são dois modelos dos pontos quentes. · Limitações: Pré-publicação de 2023; o 1,40 e o 1,70 aparecem em subscrito no texto de origem. Os autores dizem que é uma fonte difícil de modelar e que serão necessárias restrições adicionais (fundo, geometria). · Os dois modelos dão raios bem diferentes para o mesmo pulsar e dados; a distinção depende de como os pontos quentes são descritos. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: Na análise de 2019, a evidência favorecia fortemente um modelo com os dois pontos quentes no mesmo hemisfério rotacional. A reanálise de 2023 sugere que isso talvez não seja necessário, nem as formas alongadas, se um mesmo ponto quente puder ter várias temperaturas. [1] Resumo [5] Seção 6.1
  Contexto: Diz respeito à geometria dos pontos quentes do PSR J0030+0451. · Limitações: A reanálise usa a palavra "pode" (sugestão), não conclusão. · Hipótese dos autores da reanálise; ainda sem confirmação independente. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Em 2025, uma quarta medição de raio com o NICER, a do PSR J0614-3329, obteve cerca de 10,29 km para massa de cerca de 1,44 massa solar, essencialmente restringida por prioris de cronometragem de rádio obtidas pelo MeerKAT. Incluí-la desloca a região permitida de massa e raio cerca de 300 m para raios menores. [6] Resumo
  Contexto: Versão 2 da pré-publicação (dezembro de 2025). Pulsar de 318 Hz com companheira anã branca, visto quase de lado. · Limitações: A contagem de "quarta medição" segue o resumo da pré-publicação; as incertezas estão em subscrito e se perdem na extração do PDF. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Saber massa e inclinação orbital por cronometragem de rádio diminui degenerescências no modelo de perfil de pulso e ajuda a obter uma medida de raio apertada e robusta. [6] Introdução
  Contexto: Em sistemas binários com Shapiro delay forte, como o PSR J0614-3329. · Limitações: A sigla PPM é perfil de pulso (pulse profile modeling). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Interpretação: Outros métodos de estimar raios (emissão de estrelas em quiescência, explosões termonucleares) têm erros sistemáticos que podem fazer um modelo ajustar bem os dados e excluir o valor verdadeiro. Para o NICER esperava-se menor suscetibilidade a isso, o que não elimina as escolhas de modelagem, como a forma dos pontos quentes. [2] Introdução
  Contexto: Posição da equipe de Miller e colegas em 2019. · Limitações: "Esperava-se" é a expectativa dos autores. A frase final, sobre o peso das escolhas de modelagem, é nossa e apoiada pelo caso do J0030 (afirmações a11 e a12). · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. arXiv (artigo submetido ao The Astrophysical Journal Letters) — A NICER View of PSR J0030+0451: Millisecond Pulsar Parameter Estimation
   Riley, T. E. et al. · 2019 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
2. arXiv (artigo submetido ao The Astrophysical Journal Letters) — PSR J0030+0451 Mass and Radius from NICER Data and Implications for the Properties of Neutron Star Matter
   Miller, M. C. et al. · 2019 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
3. arXiv (artigo submetido ao The Astrophysical Journal Letters) — The Radius of PSR J0740+6620 from NICER and XMM-Newton Data
   Miller, M. C. et al. · 2021 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
4. arXiv (artigo revisto, versão 2 de outubro de 2024) — The Radius of the High-mass Pulsar PSR J0740+6620 with 3.6 yr of NICER Data
   Salmi, T. et al. · 2024 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
5. arXiv (pré-publicação, agosto de 2023) — An updated mass-radius analysis of the 2017-2018 NICER data set of PSR J0030+0451
   Vinciguerra, S. et al. · 2023 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026
6. arXiv (pré-publicação, versão 2 de dezembro de 2025) — A NICER view of the 1.4 Msun edge-on pulsar PSR J0614-3329
   Mauviard, L. et al. · 2025 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026

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