UMA AURORA AO ESTILO DE JÚPITER NUMA ANÃ FRIA DA VIZINHANÇA

As anãs ultrafrias ficam na fronteira entre estrelas e planetas. A família inclui estrelas de massa muito baixa, anãs marrons e objetos de massa planetária, todos mais frios que cerca de 2.700 kelvin — frios o bastante para que condensados se juntem em estruturas parecidas com nuvens nas suas atmosferas. Desde que a emissão de rádio desses objetos foi descoberta por acaso, em 2001, ela revelou campos magnéticos de alguns milhares de gauss. Cerca de 15 a 20% delas são “radiobrilhantes”.

O seu sinal de rádio costuma ter duas partes: um brilho estável, “quiescente”, e pulsos intensos que giram com o objeto, com forte polarização circular. Os pulsos são atribuídos a um processo chamado instabilidade de maser de cíclotron eletrônico — o mesmo que alimenta as auroras de rádio de Júpiter e Saturno.

Dois tipos de aurora em Júpiter

Em Júpiter, as auroras de rádio vêm de duas fontes principais. Uma é o oval principal, um anel de aurora em volta de cada polo magnético, alimentado por correntes ligadas a um disco de plasma que gira com o planeta. A outra vem das luas do planeta, sobretudo Io: ao se mover pelo plasma magnetizado de Júpiter, a lua impulsiona correntes ao longo das linhas de campo magnético que a ligam ao planeta. Elas são chamadas de linhas de campo ativas.

LSPM J0036+1821, uma anã de tipo L a 8,7 parsecs de distância (cerca de 28 anos-luz), é conhecida por emitir ondas de rádio desde 2002. Um estudo de 2008 já tinha encontrado seus pulsos se repetindo mais ou menos a cada 3,08 horas. Imagens anteriores também tinham sugerido uma possível companheira, nunca confirmada.

Três anos de escuta

D. Martín-Carrero, J.C. Guirado e colegas da Universidade de Valência, com parceiros do Centro de Astrobiologia de Madri, do Trinity College Dublin, do Observatório Lowell, do Museu Americano de História Natural e da Universidade do Colorado, combinaram observações de 2019 a 2023:

• uma sessão de 8,7 horas com o Very Large Array, a 8–12 GHz, em 7 de dezembro de 2021;
• muitas sessões mais curtas com duas redes de radiotelescópios distantes combinados como um só, a European VLBI Network e o Very Long Baseline Array;
• monitoramento em luz visível pelo satélite TESS.

Em todas as épocas, a fonte aparece como um único ponto. As imagens mais nítidas limitam a região emissora a menos de cerca de 0,025 unidade astronômica.

A geometria que melhor se ajusta aos pulsos de rádio: um oval auroral principal em volta de cada polo magnético (ciano) e uma linha de campo ativa (roxo), cada um emitindo ondas de rádio em cones ocos. Fora de escala. — Figura 7, Martín-Carrero et al. (2026), arXiv:2610.09854.

Um relógio medido ao segundo

Os pulsos de rádio dão um período de rotação de 3,07941 ± 0,00020 horas; a luz visível do TESS dá 3,07908 ± 0,00038 horas. Os dois concordam, com uma precisão de cerca de um segundo. Segundo os autores, poucas anãs ultrafrias tiveram a rotação medida com tanta precisão tanto em rádio quanto em luz visível.

Os pulsos mantêm a mesma forma ao longo dos anos e dos instrumentos. Numa polarização circular, há dois picos por rotação, um mais forte que o outro; na polarização oposta, um único pico entre eles. A emissão não mostra corte até 12 GHz, o que implica um campo magnético de mais de 4,3 quilogauss.

Um anel, uma linha ativa

Nem um oval principal sozinho nem uma linha de campo ativa sozinha reproduzem os pulsos: cada um dá curvas de luz simétricas. Por isso, a equipe ajustou um modelo híbrido, inspirado em Júpiter:

• o oval principal fornece uma contribuição estável, incluindo a maior parte do pico mais fraco;
• uma única linha de campo ativa produz o pico mais forte e variável e o pulso de polarização oposta.

O ajuste favorece um eixo magnético inclinado apenas cerca de 3,6 graus em relação ao eixo de rotação, visto quase a partir do equador.

Durante a sessão de 8,7 horas, um pico enfraqueceu de cerca de 600 para 300 microjanskys, enquanto o outro cresceu de cerca de 150 para 350. Mudanças minúsculas explicam essa gangorra: ou o ângulo de abertura do cone de emissão varia uma fração de grau, ou a linha ativa se desloca cerca de 7 a 8 graus em longitude de uma rotação para a seguinte. A mesma gangorra aparece nos dados de 2008, cerca de 15 anos antes.

Uma companheira escondida?

Em Júpiter, uma linha ativa em movimento é a assinatura de Io orbitando o planeta. Aqui, uma companheira próxima — a poucos raios da anã — poderia desempenhar o mesmo papel. Mas os autores ressaltam que outros cenários funcionam sem companheira nenhuma, como aglomerados de gás e poeira presos num toro de plasma em rotação, ou um campo magnético mais complexo. A possível companheira relatada antes, a cerca de 0,78 unidade astronômica, não foi detectada em rádio (abaixo de 21 microjanskys) e, de todo modo, estaria longe demais para uma interação semelhante à de Io. Campanhas de rádio mais longas e de faixa mais ampla devem permitir distinguir os cenários.