Astronomia

Pulsares de milissegundo: por que são tão regulares e o que a ciência faz com eles

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

Assuntos: Estrelas

Pulsares de milissegundo são estrelas de nêutrons que giram dezenas a centenas de vezes por segundo. São regulares porque o corpo girante tem inércia enorme, perde energia muito devagar e, sendo antigo, mostra pouco ruído: ao longo de uma década, alguns rivalizam com relógios atômicos. Isso permite pesar estrelas de nêutrons, achar planetas e procurar ondas gravitacionais.

Um pulsar é uma estrela de nêutrons em rotação, com campo magnético intenso: o feixe de radiação varre a Terra uma vez por volta, e o intervalo entre pulsos é o período de rotação. Os pulsares comuns giram uma vez a cada cerca de 0,5 s; os de milissegundo, em 1,4 a 30 ms, e desaceleram muito mais devagar. Medir o instante de chegada de cada pulso com precisão faz do pulsar um relógio: qualquer coisa que o altere (a órbita de um companheiro, a curvatura do espaço-tempo, uma onda gravitacional) aparece como atraso. O primeiro pulsar de milissegundo foi publicado em 1982. A descoberta dos pulsares, em 1967, tem post próprio; aqui o foco é a regularidade e o uso científico.

Planetas em volta de um pulsar

O primeiro sistema planetário fora do Sistema Solar citado na revisão de Lorimer (2008) orbita um pulsar de milissegundo: PSR B1257+12, de 6,2 ms, acompanhado de ao menos três corpos de massa terrestre. A estrela central, nesse caso, é uma estrela de nêutrons.

Por que a rotação é tão regular

Uma estrela de nêutrons é um volante gigantesco, com momento de inércia da ordem de 10^38 kg·m². O período aumenta quando a estrela irradia energia, mas nos pulsares de milissegundo esse aumento é mínimo: no máximo cerca de 10^-19 s por segundo, contra cerca de 10^-15 nos pulsares comuns, quatro ordens de grandeza a menos (conta nossa). Além disso, o ruído de cronometragem é menor nos pulsares velhos, e a revisão de Lorimer conclui que, para eles, a precisão depende sobretudo do equipamento. A origem do ruído que resta não é bem compreendida.

De onde vêm os pulsares de milissegundo

Pelo modelo de reciclagem, uma estrela de nêutrons velha, já desacelerada, volta a girar depressa quando a companheira incha e lhe transfere matéria e momento angular; o período cai a poucos milissegundos. A companheira perde as camadas externas e vira uma anã branca. Estimativas a partir de período e variação de período dão a esses pulsares campo de cerca de 10^8 G e idade característica de cerca de 10^9 anos. Há casos mal explicados: em 2008, 16 dos 72 pulsares de milissegundo da Galáxia eram isolados, sem companheira.

Como sabemos que são relógios

Registra-se o instante de chegada de cada pulso, com carimbo de um padrão de césio ou maser de hidrogênio, e ajusta-se um modelo que conta cada rotação da estrela, com posição, movimento próprio, órbita e efeitos relativísticos. O que sobra entre modelo e medida são os resíduos. Para o B1937+21, o período foi medido a 1 parte em 10^13 ou melhor, e a estabilidade em décadas é comparável à dos relógios atômicos. O limite: isso vale para escalas de alguns anos, e a revisão é de 2008, quando só o J0437−4715 parecia superar o relógio atômico.

Pesar e medir estrelas de nêutrons

Num pulsar binário visto quase de lado, o sinal sofre o atraso de Shapiro, efeito da relatividade geral que revela a massa da companheira e, daí, a do pulsar. No PSR J1614−2230 o resultado de 2010 foi 1,97 ± 0,04 massa solar, depois revisado para 1,908 ± 0,016; mesmo assim, estrelas de quase 2 massas solares limitam a matéria em seu interior. O raio vem de outra via: a missão NICER observa raios X do pulsar, e a combinação de dados dá 12,45 ± 0,65 km para 1,4 massa solar, valor de modelagem, não medida direta.

Um detector do tamanho da Galáxia

A existência das ondas gravitacionais já fora confirmada no fim dos anos 1970 pela órbita do pulsar binário de Hulse e Taylor (tema de outro post). Os pulsares agora servem de detector: uma onda de período de anos altera os tempos de chegada de vários pulsares de forma correlacionada, no padrão de Hellings e Downs. Em 2023, a colaboração NANOGrav relatou evidências desse padrão em 67 pulsares, com significância de cerca de 3 a 4 sigma. A origem segue em aberto: binárias de buracos negros supermassivos são a hipótese mais estudada.

Como sabemos

Os mecanismos e a estabilidade vêm de uma revisão de 2008 e três artigos de 2010 a 2023; a evidência de ondas gravitacionais de nanohertz é de significância moderada e de origem em aberto.

• Consenso científico: Pulsares são estrelas de nêutrons em rotação rápida e muito magnetizadas, formadas em supernovas de estrelas massivas; o período dos pulsos é simplesmente o período de rotação da estrela. [1] Seção 2.1
  Contexto: Modelo do farol (lighthouse) para pulsares de rádio. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: Uma estrela de nêutrons é um volante enorme, com momento de inércia da ordem de 10^38 kg·m²; ao irradiar, perde energia de rotação e o período dos pulsos aumenta gradualmente. [1] Seção 2.1
  Contexto: Valor típico para estrelas de nêutrons. · Limitações: O PDF extraído perde os expoentes: "1038" no trecho é 10^38 (leitura nossa, coerente com a ordem de grandeza usual). · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Pulsares comuns têm períodos de cerca de 0,5 s e aumentam o período a cerca de 10^-15 s por segundo; os de milissegundo têm períodos de 1,4 a 30 ms e taxas de no máximo cerca de 10^-19 s/s, quatro ordens de grandeza menores. São duas populações distintas. [1] Seção 2.2
  Contexto: Catálogo de 1.775 pulsares citado na revisão (2008). · Limitações: Os símbolos de desigualdade (≲) e os expoentes se perdem na extração do PDF; a leitura "no máximo" é nossa, pelo contexto. A razão de 10^4 entre 10^-15 e 10^-19 é cálculo nosso. Períodos de 1,4 a 30 ms equivalem a cerca de 700 a 33 rotações por segundo (1/período, cálculo nosso), daí "dezenas a centenas" no texto. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Pela razão entre período e sua variação, estima-se campo magnético e idade: cerca de 10^12 G e 10^7 anos nos pulsares comuns, cerca de 10^8 G e 10^9 anos nos de milissegundo. [1] Seção 2.2
  Contexto: Tratando o pulsar como dipolo magnético em rotação; "idade característica" é P/(2Ṗ). · Limitações: Idade característica é uma estimativa derivada do modelo de dipolo, não uma idade medida. Expoentes perdidos na extração do PDF (1012 = 10^12 etc.). · Valores típicos obtidos de P e da sua taxa de variação, não medidos diretamente. · Conferida em parte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Pelo modelo de reciclagem, a companheira de uma estrela de nêutrons velha transfere matéria e momento angular e a acelera até períodos de poucos milissegundos; no fim, a companheira vira anã branca. Dos 72 pulsares de milissegundo da Galáxia contados em 2008, 16 eram isolados, caso em que o processo é menos claro. [1] Seção 2.8
  Contexto: Binárias de raios X de baixa massa; contagem de 2008. · Limitações: A revisão diz que não está claro se a ablação do companheiro por vento relativístico explica os isolados. Contagem datada de 2008. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O primeiro pulsar de milissegundo, PSR B1937+21, foi descrito em 1982 por Backer e colaboradores. [1] Seção 4 (introdução) [2] Dedicatória
  Contexto: A ligação B1937+21 e o artigo de 1982 vem da citação [18] da revisão; a dedicatória do NANOGrav diz que Backer descobriu o primeiro pulsar de milissegundo. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O período do B1937+21 pôde ser medido com precisão de 1 parte em 10^13 ou melhor, e, em décadas de observação, a estabilidade de pulsares de milissegundo é comparável à de relógios atômicos terrestres. Os tempos de chegada são carimbados por um padrão de césio ou maser de hidrogênio do observatório. [1] Seção 4.1
  Contexto: Estado da arte em 2008, com observações de mais de uma década. · Limitações: "Comparável" vale para escalas de anos; em 2008 só o J0437−4715 parecia superar o relógio atômico, segundo a revisão. Resultados posteriores a 2008 não foram lidos. 1013 no PDF = 10^13. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: O "ruído de cronometragem", a oscilação irregular dos tempos de chegada, é mais forte nos pulsares comuns jovens e menor nos pulsares de milissegundo, bem mais velhos; para estes, a precisão passa a depender sobretudo do equipamento. As causas físicas do ruído não são bem compreendidas. [1] Seção 4.3
  Contexto: Situação descrita em 2008. · Limitações: A ligação com processos superfluidos ou magnetosféricos é apenas provável, segundo a revisão. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: O primeiro sistema planetário fora do Sistema Solar citado na revisão orbita o pulsar de milissegundo PSR B1257+12, de 6,2 ms, que tem ao menos três corpos de massa terrestre. [1] Seção 2.5
  Contexto: O sistema foi relatado em 1992 (Wolszczan e Frail, referência [404] da revisão). · Limitações: "Primeiro" segue a revisão de 2008; planetas ao redor de estrelas comuns são outro caso. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Em 2010, o atraso de Shapiro no pulsar binário PSR J1614−2230 deu à estrela de nêutrons 1,97 ± 0,04 massa solar, valor que os autores usaram para descartar hiperons, bósons ou quarks livres em densidades próximas à de saturação nuclear. Medidas posteriores revisaram a massa para 1,908 ± 0,016. [3] Discussão [4] Introdução
  Contexto: Atraso de Shapiro: efeito da relatividade geral nos tempos de chegada de um pulsar numa binária quase vista de lado (inclinação de 89,17 graus). · Limitações: A conclusão sobre matéria exótica depende de modelos de equação de estado; os próprios autores dizem que a matéria de quarks condensada não é totalmente excluída. O valor de 2010 foi depois revisado para 1,908 ± 0,016 (citado em f4, a partir de Fonseca et al. 2016 e Arzoumanian et al. 2018, que não foram lidos). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Observações de raios X da missão NICER, combinadas com massas de pulsares e dados de ondas gravitacionais, resultaram em raio de 12,45 ± 0,65 km para uma estrela de nêutrons de 1,4 massa solar, em três arcabouços de modelagem. O pulsar PSR J0740+6620, de 2,08 ± 0,07 massa solar, tem a maior massa determinada com confiabilidade. [4] Resumo
  Contexto: Dados de 2021; o raio de 1,4 massa solar é inferido por modelagem da equação de estado, não observado nessa massa. · Limitações: Intervalos de credibilidade de 68%. "Maior massa" vale para o estado do conhecimento em 2021. · Faixa de valores de modelos, não medida direta. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Com 67 pulsares e 15 anos de dados, a colaboração NANOGrav relatou em 2023 evidências de um sinal correlacionado entre pulsares que segue o padrão de Hellings e Downs esperado para um fundo de ondas gravitacionais, com significância estatística de cerca de 3 a 4 sigma. [2] Resumo
  Contexto: Ondas gravitacionais de frequência de nanohertz, medidas pelas variações correlacionadas dos tempos de chegada. · Limitações: Os autores falam em evidência; a origem do sinal não está determinada. Outros grupos de pulsares publicaram resultados na mesma época, mas não foram lidos aqui. · Significância estimada pelos autores (p-valor e sigma aproximado). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Incerto: Se o sinal correlacionado for mesmo um fundo astrofísico de ondas gravitacionais, sua origem segue indeterminada: binárias de buracos negros supermassivos são a explicação mais estudada, mas fontes de outra natureza também podem emitir na mesma faixa. [2] Introdução
  Contexto: Faixa de nanohertz (período de anos a décadas). · A origem do sinal permanece em aberto segundo os próprios autores. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: Um conjunto de pulsares de milissegundo espalhados pelo céu (um "pulsar timing array") pode revelar ondas gravitacionais: a correlação entre os resíduos de pares de pulsares permite separar o ruído de cada um do sinal comum, e a ideia remonta a Hellings e Downs (1983). [1] Seção 4.7.3 [2] Introdução
  Contexto: Resíduos são as diferenças entre tempos de chegada medidos e previstos pelo modelo de cronometragem. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: A existência de ondas gravitacionais já havia sido confirmada no fim da década de 1970 pelo decaimento orbital do pulsar binário de Hulse e Taylor. [2] Introdução
  Contexto: Detecção direta só veio com as binárias de buracos negros de massa estelar. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada

Fontes

1. 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
2. The Astrophysical Journal Letters — The NANOGrav 15-year Data Set: Evidence for a Gravitational-Wave Background
   Agazie, G. et al. (NANOGrav Collaboration) · 2023 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026 DOI 10.3847/2041-8213/acdac6
3. Nature — Shapiro delay measurement of a two solar mass neutron star
   Demorest, P. B.; Pennucci, T.; Ransom, S. M.; Roberts, M. S. E.; Hessels, J. W. T. · 2010 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 13/10/2026 DOI 10.1038/nature09466
4. 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 DOI 10.3847/2041-8213/ac089b

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