Até onde se pode seguir uma agulha de bússola? Até o polo magnético norte, onde a agulha começa a girar desorientada? As agulhas das bússolas se alinham com as linhas de campo magnético, e no ponto exato do norte magnético essas linhas de campo são verticais. Basta inclinar a bússola 90 graus para continuar a jornada: para baixo, em direção ao dínamo de ferro fundido que envolve o núcleo da Terra, ou para cima. Mas até onde, para cima? A resposta: até em toda parte. E é para lá que vamos hoje.
Imagine poder ver campos gravitacionais: significaria ver os próprios fios do tecido do espaço-tempo, fios puxados levemente em direção à Terra, firmemente em direção ao Sol, ou em nós inescapáveis em direção a buracos negros. Mas há realmente apenas um campo gravitacional no universo, manifestado como o próprio tecido do espaço-tempo, e ele governa a formação de toda grande estrutura do universo, da menor lua ao maior aglomerado de galáxias. Para toda sua importância, porém, a gravidade é um tanto entediante: o campo gravitacional universal é apenas uma grade com algumas depressões nela. Pessoalmente, prefiro poder ver campos magnéticos.
O magnetismo é uma das metades do eletromagnetismo, uma das quatro forças fundamentais ao lado da gravidade. O magnetismo compartilha com a gravidade uma propriedade que nenhuma das outras forças tem: manifesta-se em escalas enormes. As forças nucleares são de curto alcance, e a força eletrostática nunca se acumula muito porque suas cargas positivas e negativas tendem a se cancelar. Mas o magnetismo não. É gerado quando partículas eletricamente carregadas se movem. Mesmo que a substância seja eletricamente neutra, ainda se obtém um campo magnético desde que as cargas se movam em direções opostas. Isso significa que campos magnéticos podem se acumular, e o magnetismo acaba tendo uma enorme influência sobre o desenvolvimento da estrutura no universo. Compreender campos magnéticos é de importância fundamental para os astrofísicos, e por isso vale entendê-los também.
Primeiro, uma revisão de como o magnetismo funciona. As linhas de campo magnético se formam em círculos concêntricos ao redor de cargas em movimento. Se essa carga se move em loop, isso resulta num campo dipolar: uma espécie de toro ao redor do loop, com o campo atravessando o loop e irradiando nos polos. Mas o que essas linhas de campo fazem? Uma partícula carregada em movimento sentirá uma força perpendicular tanto à sua direção de movimento quanto às linhas de campo, e o resultado líquido disso é que partículas carregadas tendem a espiralar ao redor das linhas de campo magnético. E se essa carga já tem um movimento circular, como a corrente elétrica num eletroímã ou os spins de elétrons alinhados num ferromagneto, essa corrente vai querer fazer um loop ao redor do campo magnético. Mas a corrente circular produz seu próprio campo dipolar, e o resultado líquido é que campos dipolares sempre tentam se alinhar com outros campos dipolares. E, a propósito, é assim que as bússolas funcionam.
Um minuto atrás estávamos no polo norte com uma agulha de bússola apontando para cima. Para onde exatamente vai essa linha de campo? Assim como o campo gravitacional, há em certo sentido apenas um campo magnético universal. A maior parte do campo dipolar da Terra faz um loop de volta, mas algumas dessas linhas de campo se conectam a esse campo magnético maior do sistema solar, e mesmo da galáxia. Então vamos pegar carona numa linha de campo e ver até onde ela nos leva.
O sistema solar já foi explorado em outras ocasiões, e há maravilhas magnéticas maiores além. Mas vale seguir uma das linhas de campo da Terra que se conecta diretamente à superfície do Sol. Este é um lugar violento, magneticamente falando. Aqui o campo é gerado por correntes elétricas que fluem no plasma escaldante perto da superfície solar. O núcleo interno sólido e o manto da Terra regulam o fluxo em seu núcleo externo líquido, resultando num campo dipolar limpo. Mas o Sol é inteiramente fluido, e sua taxa de rotação aumenta em direção ao equador. Isso significa que o campo dipolar vai ficando torcido com o tempo. As linhas de campo magnético se cruzam, e densidades de energia magnética enormes se acumulam. Podemos ver essas linhas de campo emaranhadas em luz ultravioleta enquanto partículas carregadas espiralam ao longo delas, para cima e para baixo a partir da superfície solar. Quando a pressão fica alta demais, essas linhas de campo se rompem e se reconectam, e no processo lançam esse campo magnético para o sistema solar, carregando consigo partículas de alta energia. Essas ejeções de massa coronal se juntam ao vento solar. Seguindo um desses disparos magnéticos, espirala-se pelo sistema solar num gigantesco tornado magnético.
Este ainda é o campo magnético do Sol, que se conecta aqui e ali aos campos diminutos dos planetas. A cerca de quatro vezes a distância a Plutão, o campo magnético do Sol se conecta ao campo da própria galáxia, ou colide com ele, dependendo de como se olha. Esta é a heliopausa, a fronteira da heliosfera, que define o limite da influência do Sol na galáxia. Embora seja menos uma esfera e mais uma gota, arrastada para essa forma pelo movimento orbital do Sol através da galáxia. Como sabemos disso? As sondas Voyager 1 e Voyager 2 cruzaram essa fronteira para o espaço interestelar há alguns anos, equipadas com magnetômetros. Mas essas sondas não revelaram a forma da heliosfera. Isso foi medido pela primeira vez pela missão IBEX da NASA, que usou uma espécie de sonar de vento solar, mapeando como rajadas de material do vento solar eram refletidas de volta em direção à Terra a partir da borda da heliosfera.
Além da heliosfera, ver campos magnéticos fica mais difícil. Felizmente, os astrônomos têm seus truques. A Via Láctea está repleta de bússolas naturais. O meio interestelar, o espaço entre as estrelas, está salpicado de minúsculos grãos de poeira produzidos em explosões de supernovas passadas. Esses grãos tendem a se alinhar com o campo magnético local da Galáxia exatamente da mesma forma que as limalhas de ferro se alinham ao redor de um ímã de barra. Quando a luz passa pelo meio interestelar empoeirado, é espalhada por esses grãos, quicando neles. Mas o padrão de alinhamento desses grãos imprime um padrão na luz espalhada: a luz fica polarizada, o que significa que a direção de seus campos elétrico e magnético adquire uma direção preferencial em vez de ser aleatória. Medindo essa polarização, podemos mapear a direção dessas minúsculas agulhas de bússola e assim mapear o campo magnético da Via Láctea. Isso foi feito em detalhes extraordinários pela missão Planck, que mapeou a polarização da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, a radiação ubíqua deixada pelo Big Bang. O mapa resultante revela um turbilhão de magnetismo entrelaçado pela galáxia.
Há também uma forma mais tradicional de mapear os campos magnéticos das galáxias. Esses campos impulsionam o movimento de elétrons solitários por todo o meio interestelar. Quando ondas de rádio interagem com esses elétrons, suas polarizações também são afetadas. Os elétrons em seus campos magnéticos tendem a desacelerar uma direção de polarização circular mais que a outra. O resultado líquido disso é que a polarização linear, que é uma espécie de soma das polarizações circulares, fica rotacionada num efeito chamado rotação de Faraday. Medindo a rotação de Faraday de fontes de rádio distantes, também podemos mapear campos magnéticos. Isso foi feito para a Via Láctea usando a luz de pulsares. Temos até visões claras de campos magnéticos em muitas galáxias espirais distantes. Vemos que o campo tende a se entrelaçar ao longo dos braços espirais, as regiões mais densas desses discos galácticos, lugares onde campos magnéticos confinou as partículas carregadas do plasma interestelar. E esse plasma, por sua vez, arrasta os campos magnéticos em órbita ao redor da galáxia.
Mas de onde vêm esses campos magnéticos galácticos? Esta é uma questão surpreendentemente em aberto. Campos magnéticos de grande escala podem crescer e se reforçar em configurações muito particulares chamadas dínamos. No dínamo da Terra, redemoinhos de magma são induzidos pela força de Coriolis e, embora inicialmente turbulentos, se organizam numa série de fluxos autossustentados que amplificam o que começa como um campo muito fraco e desordenado no campo ordenado e poderoso que envolve a Terra. O processo exato para a Via Láctea não é tão bem compreendido, mas os ingredientes para um dínamo estão todos presentes: há rotação diferencial no disco que pode levar a fluxos helicoidais induzidos por Coriolis, e esses fluxos também podem ser produzidos por explosões de supernovas. Essas supernovas podem também nos dar as sementes de campos magnéticos que podem então ser amplificados pelo dínamo galáctico. Seja como for que chegou lá, a Via Láctea construiu para si um campo magnético substancial, e esse campo ajuda a construir a Via Láctea em troca.
Campos magnéticos gerados por nuvens de gás em colapso ajudam a retardar a rotação dessas nuvens, expelindo momento angular. Sem isso, essas nuvens nunca conseguiriam colapsar completamente em estrelas. E campos magnéticos também facilitam a formação estelar depois que as estrelas morrem. Explosões magnéticas acompanham cada explosão de supernova, e estas ajudam a comprimir o gás no caminho dessa explosão, desencadeando surtos de nova formação estelar. Essas mesmas supernovas devem lançar suas próprias entranhas completamente para fora da galáxia, o que deveria resultar em todos esses elementos recém-formados se perdendo. Mas o campo magnético galáctico restringe esse fluxo, canalizando parte dele em vastas fontes galácticas que irrompem dos polos. De fato, se se seguir uma linha de campo magnético longe demais, pode-se acidentalmente sair da galáxia. Mas essas fontes galácticas são incrivelmente importantes para a construção de galáxias: seu material tende a se derramar no espaço ao redor da galáxia antes de lentamente cair de volta, onde pode ser usado para nova formação estelar.
Os campos magnéticos galácticos também atuam como aceleradores de partículas colossais. Se o anel de 27 km do Grande Colisor de Hádrons parece grande, considere o anel de 300 mil anos-luz ao redor da Via Láctea. Elétrons e núcleos atômicos podem ser acelerados nesse campo magnético a altas energias, no que chamamos de raios cósmicos. Esses também podem ser acelerados nas frentes de choque magnéticas de explosões de supernovas. Mas os raios cósmicos mais energéticos são acelerados pelos campos magnéticos mais intensos, que ocorrem nas profundezas dos núcleos galácticos, perto do buraco negro gigantesco que habita lá. Se esse buraco negro está se alimentando e cercado por um disco de gás, temos o que é conhecido como núcleo galáctico ativo, os mais poderosos dos quais são chamados de quasares. Campos magnéticos intensos existem logo acima do horizonte de eventos de alguns desses buracos negros e atravessam o disco de acreção. Esses campos agarram partículas de matéria e as aceleram a energias incríveis, lançando raios cósmicos para o universo. Chegamos até a tirar nossa primeira fotografia de tal campo magnético, na luz polarizada ao redor do buraco negro supermassivo M87, observado pelo Telescópio do Horizonte de Eventos. Mas há um resultado ainda mais espetacular desses campos magnéticos: fluxos densos de gás podem ser catapultados pela galáxia circundante em jatos poderosos. Em alguns casos, esses jatos perfuram a galáxia e se expandem em lóbulos de rádio que podem ser maiores que a própria galáxia que os gerou. Esses jatos carregam campos magnéticos para o cosmos, e os vemos através da luz de rádio emitida por elétrons que espiralam lentamente nessas vastas estruturas.
Resumindo o que vimos: campos magnéticos são ubíquos, poderosos e extremamente complicados. De certa forma, são a maldição do astrofísico porque são tão difíceis de modelar, muito mais do que a simples e velha gravidade. Mas sem campos magnéticos em escala cósmica provavelmente não estaríamos aqui hoje. Por isso, astrofísicos estão dedicando cada vez mais tempo aprendendo a mapear e modelar campos magnéticos, para melhor compreender os mistérios deste espaço-tempo magnético.
