sábado, 26 de diciembre de 2009

23 Singularidades


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Cuando en física nos estamos refiriendo a una «singularidad» de una masa, estamos pensando en un objeto que --independientemente de su tamaño-- se ha comprimido a tal extremo, que acaba poseyendo una fuerza de gravedad de una magnitud tal que ni siquiera la luz puede escapar del mismo. De acuerdo con la relatividad general, cabe la posibilidad de que una masa se reduzca sin límites su tamaño y se autoconfine en un espacio infinitamente pequeño.

Las singularidades ocurren en el Big Bang, en los agujeros negros y en el Big Crunch (que podría ser considerado como una unión de agujeros negros). Pero para nuestros intereses aquí, nos vamos a referir con un poco de mayor atención a los aspectos de ellas que se encuentran involucrados en los agujeros negros y, tan solo, en forma muy sintetizada –por lo menos aquí, en esta parte de este libro virtual- describiremos algunos de los rasgos por los cuales son distinguidas las hipótesis sobre la «singularidad desnuda», la «censura cósmica», etc.
En consecuencia, aquí, cuando nos estamos refiriendo a una «singularidad», estamos pensando en una masa con volumen nulo rodeada de una frontera gravitacional llamada «horizonte de sucesos», de la cual nada puede escapar. Para que exista un agujero negro, en alguna parte debe haber una singularidad y, para que ello ocurra, debe estar delimitada en su exterior por un horizonte de sucesos, lo que implica en esencia, que no se puede observar desde el exterior la singularidad misma. Específicamente, significa que haya alguna región incapaz de enviar señales al infinito exterior. La frontera de esa región es la que hemos llamado como horizonte de sucesos.


Un mes después de la publicación de la teoría general de la relatividad de Einstein, el físico alemán Karl Schwarzschild descubrió que las ecuaciones conducían a una asombrosa predicción: una región del espacio puede distorcionarse de tal manera que puede quedar aislada del universo exterior. Los objetos pueden entrar en esa región, pero no pueden salir. Hoy llamamos a esa región agujeros negros. Einstein se negó a creer en los agujeros negros, pero en ello estaba equivocado. A primera vista, los agujeros negros de Schwarzschild parecen ser los predichos en la teoría de Newton. Pero solamente la teoría de Einstein puede explicar correctamente cómo se comportan el espacio, la luz y la materia en las proximidades de un agujero negro. Los matemáticos han utilizado la teoría general de la relatividad para calcular lo que sucede en el interior de un agujero negro.


Ya enunciamos, que de acuerdo con la relatividad general, cabe la posibilidad de que una masa redujera sin límite su tamaño y se autoconfinara en un espacio infinitamente pequeño y que, alrededor de ésta, existe una frontera gravitacional a la cual hemos llamado horizonte de sucesos. El astrónomo y físico teórico alemán, Karl Schwarzschild, poco antes de su muerte, en mayo de 1916, publicó, en sus trabajos titulado "Acerca del campo gravitatorio de una masa puntual en el marco de la teoría de Einstein", la ecuación que da el tamaño de este horizonte de sucesos para cualquier cuerpo celeste, una magnitud conocida desde entonces como el radio de Schwarzschild:
donde M es la masa del agujero negro, G es la constante gravitacional de Newton, y c2 es la velocidad de la luz. Así, el radio de Schwarzschild del Sol es de tres kilómetros, mientras el de la Tierra es de apenas un centímetro: si un cuerpo con la masa de la Tierra se comprimiera hasta el extremo de convertirse en una singularidad, la esfera (también puede tener otra forma) formada por su horizonte de sucesos tendría el modesto tamaño de una de las bolitas que usan los niños en sus juegos. Por otro lado, una estrella de unas 10 M, el radio de Schwarzschild es de unos treinta kilómetros. Por otra parte, los acontecimientos que ocurren fuera del horizonte de sucesos en un agujero negro, tienen un comportamiento como cualquier otro objeto cósmico de acuerdo a la masa que presente, por ejemplo, si el Sol se transformara en un agujero negro la Tierra seguiría con los mismos patrones orbitales actuales.
Ahora bien, y en función de la fórmula anteriormente descrita, el horizonte de sucesos se incrementa en la medida que crece la masa del agujero. Existen evidencias observacionales que invitan a pensar que en muchos centros de galaxias se han formado ya agujeros negros supermasivos que han acumulado tanta masa (adsorciones de materia interestelar y estrellas) que su tamaño másico estaría bordeando sobre el millón de M, pero su radio, el radio de Schwarzschild, no supera las 20 UA, mucho menor que nuestro sistema solar. Ello significa, para aclarar algunas especulaciones de ficción, que no existirían posibilidades de que un agujero negro pueda engullirse el universo completo.
Pese a la seguridad que hemos querido demostrar en lo poco que hemos descrito sobre la singularidad, siempre asalta la incertidumbre de que sea un tema bien comprendido por los lectores algo más lejanos de los quehaceres de la física. En el pasado, no fue fácil su aceptación, a pesar de las radicales conclusiones que expuso Karl Schwarzschild en el artículo que hemos mencionado. Por largo tiempo, no pasó de ser considerada como una curiosidad teórica. La comunidad científica no iba a valorar la trascendencia de sus implicaciones en la evolución estelar hasta que la física de partículas y la astronomía acumularan medio siglo de conocimientos experimentales y de observaciones. En cualquier caso, el concepto mismo de singularidad desagradaba a muchos físicos, entre ellos al propio Einstein, pues la idea de una densidad infinita se alejaba de toda intuición. Nuestra naturaleza humana está mejor condicionada a percibir situaciones que se caractericen por su finitud, cosas que se puedan medir y pesar, y que se encuentren alojadas en unos límites concretos.
La noción de singularidad empezó a adquirir un mayor crédito cuando Robert Oppenheimer, junto con Hartland S. Snyder, en 1939, escribieron un artículo como anexo de otro que había escrito, el mismo año, Oppenheimer sobre las estrellas de neutrones. En este último artículo, describieron la conclusión de que una estrella con masa suficiente podía colapsarse bajo la acción de su propia gravedad hasta alcanzar un punto adimensional. Las ecuaciones descritas en el artículo del cual nos estamos refiriendo, demostraron de forma irrefutable que una estrella lo suficientemente grande continuaría comprimiéndose al final de su vida, más allá de los estadios de enana blanca y de estrella de neutrones, para convertirse en una singularidad. Los cálculos que realizaron Oppenheimer y Snyder para la cantidad de masa que debía tener una estrella para terminar sus días como una singularidad, estaban en los límites másicos de M= ~1 M, estimación que fue corregida posteriormente por otros físicos teóricos que llegaron a la conclusión de que, para ser posible la transformación de una estrella en una singularidad, aquélla debe abandonar su fase de gigante roja con un núcleo residual con al menos 2 - 3 M.
En su trabajo, Oppenheimer y Snyder desarrollaron el primer ejemplo explícito de una solución de las ecuaciones de Einstein que describe un agujero negro, al desarrollar el planteamiento de una nube de polvo colapsante. En su interior, existe una singularidad, pero no es visible desde el exterior, puesto que está rodeada por el horizonte de sucesos. Este horizonte es la superficie dentro de la cual los sucesos no pueden enviar señales hacia el infinito. Aparentemente, este modelo aparece como genérico, es decir, que representa el colapso gravitacional general. Pero, no obstante, sólo viene a representar una parte del tema, ya que el modelo OS posee una simetría especial (a saber, la simetría esférica) , pero para el caso de los agujeros negros es bastante descriptivo. El problema está en las dificultades que, por lo general, presentan las ecuaciones de Einstein para resolverlas. Por ello es que generalmente los teóricos, para este caso, buscan propiedades globales que involucren la existencia de singularidades.

Modelo OS

La figura representa a la nube de polvo en colapso de Oppenhieimer y Snyder, que ilustra una superficie atrapada.
El modelo de Oppenhieimer y Snyder posee una superficie atrapada, que corresponde a una superficie cuya área se irá reduciendo a lo largo de los rayos de luz que son inicialmente ortogonales a ella.

Por ejemplo, se puede inferir, como lo hizo Roge Penrose en 1965, que la existencia de una superficie atrapada implica la existencia de una singularidad sobre la base de suposiciones razonables de casualidad, pero sin suponer una simetría esférica. O, también se pueden concluir resultados semejantes suponiendo la existencia de un cono de luz convergente, como lo propugnaron el mismo Penrose, junto con Stephen Hawking en 1970, al afirmar que es posible que todos los rayos de luz emitidos en direcciones distintas desde un punto comienzan a converger más tarde entre sí.





También se pueden llegar a conclusiones, como lo hizo Stephen Hawking en 1965, en un estadio de tiempo revertido; o sea, en el contexto de una superficie atrapada revertida, lo que implica la existencia de una singularidad en el pasado (haciendo suposiciones de casualidad apropiada). Ahora, la superficie atrapada (en tiempo revertido) es muy extensa y se encuentra sólo dentro de una escala cosmológica.
Hemos afirmado que las singularidades se encuentran rodeadas por un horizonte de sucesos, pero para un observador, en esencia, no puede ver las singularidades mismas desde el exterior. Específicamente, implica que hay alguna región incapaz de enviar señales al infinito exterior. La frontera de esta región es el horizonte de sucesos, en la cual tras ella se encuentra atrapado el pasado y el infinito nulo futuro. Lo anterior nos hace distinguir que esta frontera debería reunir las siguientes características:
debe ser una superficie nula donde es pareja, generada por geodésicas nulas ; contiene una geodésica nula de futuro sin fin, que se origina a partir de cada punto en el que no es pareja, y que el área de secciones transversales espaciales jamás pueden disminuir a lo largo del tiempo.
Sobre lo último descrito, también ello matemáticamente se ha demostrado (Israel, 1967; Carter, 1971; Robinson, 1975, y Hawking, 1972) que el límite futuro asintótico de tal espaciotiempo es el espaciotiempo de Kerr, lo que resulta notable, pues la métrica de Kerr es una hermosa y exacta solución para las ecuaciones de vacío de Einstein y, como es un tema que se relaciona con la entropía en los agujeros negros, lo retomamos en algún sentido en los que exponemos en la sección N° 08.03 del capítulo III, de este libro.
En consecuencia, no es atrevido afirmar que se cuentan con variables en la forma para las singularidades. Efectivamente se dispone de ideas que poseen una similitud cualitativa con la solución de Oppenheimer y Snyder. Se introducen modificaciones, pero éstas son relativamente de menor importancia. Pero sí, su desenvolvimiento se inserta mejor en el modelo de singularidad de Kerr, más que con el de Schwarzschild. Pero en general, el cuadro esencial es más bien similar.
Ahora bien, para que un ente, un objeto, o un observador pueda introducirse dentro de una singularidad como un agujero negro, en cualquiera de las formas que se de, tendría que traspasar el radio de Schwarzschild (las fronteras matemáticas del horizonte de sucesos), cuya velocidad de escape es igual a la de la luz, aunque ésta tampoco puede salir de allí una vez atrapada dentro de los límites fronterizos determinados por el radio. En este caso, el radio de Schwarzschild puede ser calculado usándose la ecuación para la velocidad de escape:

Para el caso de fotones u objetos sin masa, se sustituye la velocidad de escape (vesc) por la de la luz c2, entonces el radio de Schwarzschild, R, es:
Estar cerca de una singularidad, aunque corresponda a un agujero negro pequeño (como el que se forma al colapsar una estrella) de unos pocos kilómetros de diámetro , teóricamente es bastante, pero bastante problemático. Las fuerzas de marea gravitatoria son, en las proximidades del agujero, enormes, y el aumento de la fuerza gravitatoria, incluso en una distancia de unos cuantos centímetros, es bastante intensa. Si un agujero negro pasa a través de una nube de materia interestelar, o se encuentra cerca de una estrella normal la fuerza gravitatoria de éste atrae materia hacia su interior. Como la materia cae o es tirada hacia el agujero negro, desarrolla energía cinética que al calentarse por las fuerzas de mareas gravitatorias ioniza los átomos que están siendo atrapados, y éstos cuando alcanzan algunos cuantos millones de grados Kelvin, emiten rayos X. Estos rayos X son remitidos hacia el espacio exterior antes que la materia traspase la frontera del horizonte de sucesos y sea engullida por la singularidad que es un agujero negro. Observando la emisiones de rayos X es uno de los medios para rastrear el cosmos tras la caza de un agujero negro.
Pese a que para muchos, lo anteriormente descrito, no va más allá de fascinantes novedades teóricas, sin embargo, los agujeros negros, como singularidades de una teoría, dejaron de ser meras especulaciones matemáticas, pasando a ocupar el centro de la astronomía especulativa. La mayoría de los físicos se encuentran convencidos que tienen que existir, pero aun no se disponen de suficientes pruebas observacionales duras y concluyentes que confirmen la previsión teórica, pese a la ya importante cantidad de muestras que ya se han observado sobre objetos y materias cuyo comportamiento reúne todas las características de encontrarse en una ubicación cercana a "algo" de un gran poder gravitacional. Seguramente, nunca podremos tocar o ver a una singularidad como un agujero negro, claro está, pero podemos distinguir señas identificatorias observables y, al final, la fuerza de los hechos nos convencerán que allí están.
Por otra parte, si aceptamos que las leyes de la física son simétricas en el tiempo y hemos deducido la existencia de objetos llamados agujeros negros donde caen cosas que no pueden salir, por que no considerar, como ya lo han pensado varios teóricos, entre ellos Stephen Hawking, la existencia de otro tipo de objetos de donde las cosas puedan salir pero no caer. Cabría denominarlos «agujeros blancos». Se podría imaginar a un astronauta saltar a un agujero negro en algún lugar para salir en otro por un agujero blanco. Sería un método ideal para los viajes espaciales a largas distancias. Claro está, que primero sería necesario resolver la cuestión de cómo introducirse en un agujero negro sin antes ser despedazado por las tremendas fuerzas de mareas gravitatorias que se dan aledañas al agujero.

SINGULARIDADES DESNUDAS

Singularidad Desnuda

Al final de la década de los sesenta, los científicos que investigaban los agujeros negros se dieron cuenta de una posibilidad matemática, que si bien sus ecuaciones son bellas, si se diera en la praxis mecánica del cosmos ello, con justicia, debería ser considerado como tétrico. Cuando una estrella como un agujero negro, se forma un horizonte de sucesos y esconde la singularidad. Pero en determinados escenarios matemáticos, se puede llegar a formar un agujero negro sin horizonte de sucesos. Sí, eso sucediera en el universo, entonces sería posible ver la singularidad y tal vez, incluso, entrar y volver a salir de ella. Pero las singularidades son lugares de densidad infinita en las que las leyes de la física no funcionan y en donde puede suceder cualquier cosa. Y, sin horizontes de sucesos, no hay nada que proteja a la porción de universo que circunda los agujeros negros: allí regiría la anarquía cósmica. Sin embargo, si se dieran las «singularidades desnudas» podrían ser un objetivo irresistible para los futuros tripulantes de las naves intergalácticas semejantes a las descritas por los escritores de ciencia ficción contemporáneos.


EL CENSOR CÓSMICO
El físico-matemático inglés Roger Penrose demostró en 1965 que todos los agujeros negros contienen una singularidad. Pero quedó tan consternado ante la idea de una «singularidad desnuda» que propuso la idea de la existencia de un «censor cósmico» encargado de asegurar que las singularidades estén decentemente "vestidas" con un horizonte de sucesos. De esta forma, las singularidades estarían separadas de nuestro universo. Pero, pese a su reconocida voluntad de trabajo investigativo, Penrose no ha demostrado que el censor cósmico exista, y otros físicos piensan que las singularidades desnudas pueden existir, aunque sea solo durante un tiempo muy limitado.



Resumiendo, una singularidad es el triunfo final de la fuerza de gravedad, es la compresión de la materia hasta llevarla a tener una densidad infinita. Si la estrella o el objeto que sufre la compresión no gira, la gravedad comprime la materia de forma simétrica. El resultado de la singularidad es un punto infinitamente pequeño (abajo, izquierda). Si el objeto que sufre la compresión gira, las fuerzas de rotación lo ensanchan y éste adquiere la forma de un picarón*. Este se encoge, formándose un anillo infinitesimalmente delgado (abajo, derecha).




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(*) Picarón: rosquilla o donut en Chile.


Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_08-01.htm

22 Agujeros Negros

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Agujeros negros, fascinantes habitantes del cosmos. Idea originalmente levantada en 1783 por el inglés John Mitchell, el concepto fue retomado por Laplace en 1796, y sus cálculos fueron más tarde rehechos en 1916 usando la nueva teoría de la relatividad de Einstein por Karl Schwarzschild y precisados posteriormente por Roy Kerr; el nombre de agujero negro fue acuñado a finales de la década de los sesenta por John A. Wheeler, de la Universidad de Princenton. Extraños objetos, al igual que el universo primitivo, los agujeros negros presentan condiciones físicas extremas que no podemos reproducir en la Tierra. Puesto que lo que los físicos intentan comprender son las propiedades del espacio, el tiempo y la materia, sobre todo en condiciones extremas, estos objetos constituyen otros laboratorios extraterrestres suplementarios para poner a prueba las leyes de la física.

Ilustración Agujero Negro

Cada día la realidad del universo que las observaciones dejan de manifiesto, acercan casi inexorablemente a lo que se ha especulando desde la teoría . Los astrónomos frecuentemente han venido señalando que el universo hierve en medio de fuerzas extraordinariamente violentas. La física convencional resulta decepcionantemente débil como para explicar satisfactoriamente los estallidos de radiaciones detectados proviniendo desde el centro de la Vía Láctea, o los quásares que con virulencia arden en los confines del cosmos. Cada día se acrecienta más el convencimiento de la idea que se extrae de la teoría de que el candidato más probable para producir esos inmensos fenómenos energéticos sería materia girando en espiral alrededor de una singularidad supermasiva. Aquí, cuando nos estamos refiriendo a una «singularidad», estamos señalando a una masa con volumen nulo pero de un inmenso poder gravitatorio que popularmente se le llama «agujero negro».
Aunque todavía quedan algunos escépticos sobre la existencia de los agujeros negros, la mayoría de los físicos teóricos, astrofísicos, y astrónomos están convencidos que tienen que existir y un gran porcentaje de ellos consideran que ya fueron localizados en el universo. Los agujeros negros -- que no son tan negros-- son una predicción derivada de la teoría de la relatividad general de Einstein, la teoría moderna de la gravedad.
Cuando Einstein elaboró la teoría de la relatividad, le tomó diez años desarrollar los diferentes conceptos y describirlos en una compleja forma de matemática denominada cálculo tensorial. La relatividad general se ha probado experimentalmente con éxito notable, especialmente en experimentos con campos gravitatorios débiles, pero, en los últimos tiempos, se ha avanzado sustancialmente en comprobaciones en campos gravitatorios superpotentes, como los que se presumen y, casi se asegura, que podrían haber en los agujeros negros. De no tener contra tiempos duros la teoría en los pasos secuenciales de las investigaciones en proceso en campos gravitatorios potentes, no cabría más sino que aceptar que ha de producirse un agujero negro siempre que se colapse una estrella de masa muy grande.
Hay una precisa descripción de las propiedades de los agujeros negros en la teoría de la relatividad general de Einstein, que especifica una curvatura del espacio relacionada con los campos gravitatorios. La relatividad general es una teoría fundamentalmente de lenguaje matemático, algo difícil de entender para los legos. Pero la imagen física del mundo que describe (el mundo del espacio geométrico curvado) es bastante fácil de comprender. Veamos lo último para comprobarlo.
Supongamos que lanzamos un haz de luz a través del espacio vacío para determinar la geometría de éste. En un espacio plano normal el haz seguiría una trayectoria recta, y si lanzamos simultáneamente dos en forma paralela sobre el mismo tipo de espacio los haces jamás se encontrarían. Pero si podemos medir acuciosamente los haces podemos darnos cuenta que éstos no se desplazan siguiendo líneas estrictamente rectas sino líneas suavemente curvas, lo que nos permite deducir que la característica curva del recorrido de los haces se debe a la curvatura intrínseca del espacio. Este fenómeno es igual al que se genera en la trayectoria de un avión que se desplaza entre dos ciudades alejadas del globo terráqueo, ya que la nave sigue una ruta curva debido a la curvatura de la superficie del planeta. Ahora bien, si lanzamos una multiplicidad de haces de luz en varias direcciones, podemos determinar la curvatura de un espacio tridimensional. Ello se asemeja a cuando hacemos rotar una bolita sobre la superficie de un globo. Examinando las trayectorias que toma la bolita, podemos determinar la geometría de la superficie. Utilizando luz procedente de estrellas lejanas, o radar procedente de la Tierra (viaja igual que un rayo de luz), se demuestra que el espacio real no es plano cuando éste se encuentra cerca de objetos masivos como el Sol. La idea medular de la relatividad es que la curvatura del espacio y su influencia en el movimiento de las partículas de rayos de luz es equivalente a la gravedad. La fuerte gravedad del Sol produce una flexión pequeña pero medible en el recorrido de un rayo de luz.

RG-Cuarvatura Espacio

Modelo simplificado que ilustra la afirmación de Einstein de que la luz sigue un camino curvado cuando pasa cerca de un objeto masivo. El espacio puede ser considerado como una lámina tensada por el Sol (amarillo). Cuando la luz de una distante estrella (línea continua) pasa cerca del Sol en su camino hacia la Tierra (marrón), seguirá la superficie combada de la lámina. Vista desde el planeta, la posición aparente de la estrella (línea blanca punteada) diferirá de su posición real en una magnitud predecible.
Si una estrella con la masa del Sol se transformara en una esfera de 3 kilómetros de radio la gravedad y la curvatura del espacio en las proximidades de ese Sol compactado serían inmensas. Si se lanzase un rayo de luz para que alcanzase este objeto los fotones serían atrapados por un campo gravitatorio intensivo con una velocidad de escape que igualaría a la velocidad de la luz. La órbita del rayo de luz sería en concreto una espiral que iría a desembocar en el objeto. La luz, virtualmente, sería atrapada y como no puede salir de él, dicho objeto "parece" un agujero negro en el espacio.
Contradiciendo al mito popular, un agujero negro no es una depredador cósmico, ni de carroñas, ni de exquisiteces espaciales. Si el Sol se pudiera convertir en un agujero negro de la misma masa, la única cosa que sucedería sería un cambio de la temperatura de la Tierra. La frontera de un agujero negro no es una superficie de material real, sino una simple frontera matemática de la que no escapa nada, ni la luz que atraviese sus límites, se llama el «horizonte de sucesos» ; cualquier fenómeno que ocurra pasada esa frontera jamás podrá verse fuera de ella. El horizonte de suceso es unidireccional: se puede entrar, pero jamás salir, salvo que se den condiciones físicas que explicaremos más adelante.

Aguja

Podemos sintetizar que un agujero negro es una región del espacio ocupada por una muy densa masa en que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar, salvo algunas radiaciones que emanan de su endógena mecánica. Es un «agujero» en el sentido de que los objetos pueden caer en su interior, pero no salir de él. Es «negro» en el sentido de que la luz no pude escapar de sus «fauces». En otras palabras, un agujero negro puede ser descrito como un objeto en el que la velocidad de escape (la velocidad requerida para desligarse de él) es mayor que la velocidad de la luz -el límite máximo develocidad teóricamente aceptado para los desplazamientos en el universo-.



Teóricamente se han definido tres tamaños para los agujeros negros: pequeños (mini), medianos y grandes (supermasivos). No se cuentan con evidencias observacionales que indiquen sospechas sobre la posible existencia de algún pequeño agujeros negro cohabitando por ahí, en el espacio. Sin embargo, se cuentan con muchos tipos de evidencias de que los agujeros negros de tamaño mediano se forman desde los despojos que se generan después de la astroparoxística de una estrella masiva al final de su vida. El cataclismo de una supernova puede dar lugar a dos tipos de residuos. Uno de ellos son las estrellas de neutrones, objetos que no superan los veinte kilómetros de diámetro pero que contienen un millón de veces la masa de la Tierra. El segundo tipo --engendrado por la explosión de estrellas de una masa de M= › 12M con un núcleo residual de M= › 3M-- es lo que se reconoce como uno de los tipos más «populares» de agujeros negros, entelequias de pura gravedad, con un volumen cero pero con una densidad infinita, lo que en física se denomina como una «singularidad».



En teoría, deben existir un número enorme de agujeros negros. En el tiempo de vida que ya tiene el universo, un número significativo de estrella deben de haber recorrido su natural proceso evolutivo estelar hacia ese particular destino. Se considera probable que el número de agujeros negros que se encontrarían cohabitando en la Vía Láctea sería superior al de las estrellas visibles, y que su existencia podría explicar la velocidad de rotación de la galaxia, la cual no puede justificarse con la sola presencia de las masas de las estrellas visibles. Es muy posible que los agujeros negros formados a partir del colapso de estrellas masivas no comporten el número mayoritario de estos prodigios de gravedad. Cosmológicamente se piensa que las enormes fuerzas que se dieron durante el Big Bang pudieron ser generadoras de una multiplicidad de agujeros negros de masas diversas que, actualmente, es posible que se encuentren esparcidos por todo el universo.
El universo en sus primeras etapas se nos presenta con muy poca grumosidad muy semejante a un fluido homogéneo. Sin embargo, podría haber sido distinto. Es posible imaginar vastas regiones sobredensas a punto de hundirse, y otras expandiéndose aceleradamente. Numerosos agujeros negros hubiesen podido formarse durante el Big Bang. Las altas densidades que reinaban entonces habrían favorecido su gestación. No tendría por que haber existido impedimentos para la existencia de una cantidad considerable de agujeros negros de distintos tamaños.
Agujeros negros «primores o primordiales» con una masa inferior a la de una de las grandes montañas terrestres (cerca de mil millones de toneladas) hoy es muy posible que ya no existan y que se hayan «esfumado». Pero la presencia más que sospechada --debido a la conducta gravitatoria observada en objetos cohabitando centros de galaxias y emisiones desde esos lugares de radiaciones de alta energía-- de agujeros negros supermasivos que estarían perdurando hasta ahora, alimentados por la materia de millones de estrellas y que pueden ser la explicación de muchísimos fenómenos que frecuentemente se detectan en el comportamiento de las áreas centrales de las galaxias, incluida la Vía Láctea.
Hallar objetos en el cosmos que en sí mismo son invisibles de hecho es una tarea difícil. Los astrónomos monitorean de cerca las huellas que dejan en terceros la conducta de estas piezas cósmicas. Hasta ahora, el número de huellas sobre posibles evidencias de existencias de agujeros negros no corresponden a la cantidad teóricamente estimada. Aparece como que existieran pocos objetos de esta naturaleza. Por lo que se ha dado por entendido: podría haber muchos agujeros negros, pero se muestran escasos. ¿Por qué? ¿Qué sucedió? ¿Qué está equivocado?
Siempre nos hemos interrogado de por qué la entropía inicial era tan baja lo que nos lleva a la pregunta "¿por qué había tan pocos agujeros negros en la sopa inicial?". Son muy escasos. La entropía gravitatoria inicial era muy débil. Un misterio más; otro valor que queda por explicar... Pero de todas maneras, en la medida en que se va profundizando en el conocimiento de la física que condiciona el comportamiento de los agujeros negros y la cuantía de su número, estos invisibles entes cósmicos van magnificando el asombro que despiertan.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_08.htm

martes, 22 de diciembre de 2009

21 Estrellas de Neutrones: «De la Teoría a la Observación»

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La presunción de la existencia de las estrellas de neutrones es producto, no sólo de la imaginación de los teóricos, sino que también del trabajo que se acumula en el transcurso del desarrollo de la física. La idea, nació del proceso común que usan los científicos de ejercicios de experimentos de pensamiento, del cual surgieron las interrogantes: « ¿ Cuál es el estado último de la materia? ¿Qué sucede cuando las estrellas de gran masa no pueden sostener ya su peso?» Las contestaciones se hallaron en los avances logrados en la física nuclear y atómica (datos confirmados por detallados ensayos en laboratorio) y las respuestas correctas en el caso de las enanas blancas y de las estrellas de neutrones.

Nuestro entorno que nos rodea y, la misma Tierra, básicamente se encuentra estructurado por átomos. El átomo, no es exactamente la unidad indivisible que en el pasado concibió Demócrito. No se está muy equivocado, cuando un niño de enseñanza primaria describe su definición como un melón con un montón de cosas raras adentro. Desde principios de siglos sabemos que nuestro átomo tiene partes, tiene una estructura interna, y se puede dividir.

Átomo

Podemos concebir que su estructura está compuesta por una minúscula y densa esferita casi quieta que denominamos núcleo, y luego una o más partículas miles de veces más livianas y en movimiento veloz, a las que llamamos electrones. Sabemos también que el núcleo atómico está a su vez compuesto de protones y neutrones, los que a su vez están compuestos de quarks, los que a su vez...étc....étc. Los protones tienen una carga eléctrica positiva y los electrones una carga negativa mientras los neutrones no tienen carga eléctrica. Cuando el átomo es neutro tenemos tanto electrones en movimiento como protones en el núcleo. Cuando llega a faltar un electrón, el átomo se ioniza y tienen entonces una carga eléctrica neta.

Todavía no conocemos bien cuál es el tamaño del electrón. Por ello, siempre pensamos de que se trata de un puntito, en el sentido gráfico. Por el contrario, los neutrones y protones no son puntitos, sino que más bien una especie de pelotitas con un radio del orden de 1 fm (=fermi = 10 -15 m). El núcleo tiene pues un radio de unos pocos fm mientras el átomo mide varios cientos de miles de fm de diámetro. Si el átomo fuese un estadio de fútbol, el núcleo sería como la cabeza de un alfiler. Así de pequeño es. En otras palabras, el átomo está lleno de vacío.

Por otra parte, tanto la masa del neutrón como la del protón son unas dos mil veces superiores a la del electrón, lo que implica que la mayor parte de la masa de un átomo la constituye el núcleo. Ahora, como éste es tan pequeñito y con tanta masa almacenada, su densidad es inmensa. Prácticamente, la mayoría de los núcleos comportan la misma densidad, la cual es del orden de 2,8 x 1014 g/cm3, a la cual se le conoce como «densidad nuclear».

Protón

En consecuencia, la materia que constituye nuestro entorno y, nosotros mismos, su densidad real es la densidad nuclear. Esta materia, se encuentra almacenada en pequeñas esferitas, los núcleos, los cuales se hallan inmersos en espacios rodeados de inmensos vacíos, lo que representa una densidad promedio de la materia de que estamos constituidos y también la que constituye todo nuestro entorno terrenal del orden de unos cuantos gramos por centímetro cúbico. Ahora bien, comparando la materia que para nosotros es la normal con la que forma una estrella de neutrones, encontramos que en la que constituye la estrella se ha eliminado el vacío entre los núcleos, aglomerándose aprisionadamente unos con otros densificando la materia. Debido a la masa total, la fuerza de gravedad incrementa aun más la aglomeración nuclear, compactificando severamente a la materia, la que alcanza en el centro de la estrella de neutrones una densidad varias veces superior a la densidad nuclear.

Sin embargo, eso sí, debemos considerar que una estrella de neutrones no comportan la misma densidad en las diferentes secciones en que se aloja la materia. La capas de materia que se encuentran cercanas a la superficie tienen densidades más bajas. Si la estrella tuviese una atmósfera, su densidad sería de unos cuantos miligramos por centímetro cúbico, pero al ir internándonos hacia sus entrañas la densidad va creciendo rápidamente. No es extraño que en la superficie de ella se encuentren átomos semejantes a los que hay en la Tierra, pero en la medida que se incrementa la densidad los electrones no pueden quedarse moviendo ligados al núcleo: se liberan de la atracción eléctrica del núcleo y la materia se ioniza totalmente. Una materia así, muy densa, está estructurada por dos componentes fundamentales: los núcleos atómicos y los electrones. Los electrones se conducen igual que un denso gas. Por su parte, los núcleos se comportan como una gas de baja densidad, pero cuando ésta se incrementa se van formando líquidos y, luego, sólidos (cristales). Finalmente, en las profundidades de la entraña de la estrella de neutrones, donde la densidad es altísima, los núcleos se aglomeran unos con otros reduciendo el espacio entre ellos a cero vacío, formando un núcleo estelar semejante a una "sopa" de neutrones, protones, y electrones.
Es posible que sobre lo que hemos escrito hasta aquí, en las diferentes separatas sobre las estrellas de neutrones, a más de algún lector le puede parecer que las descripciones vertidas sean nada más que pura teoría o especulación de algunos científico, ya que el hombre jamás ha pisado o tocado una estrella de este tipo o de otro y, seguramente, nunca lo pueda hacer. Pero las investigaciones experimentales de laboratorio sobre el comportamiento de la materia sometida a diferentes ambientes y las observaciones que se han podido realizar a este tipo de astro estarían, una vez más, confirmando las ideas de los teóricos y las experiencias de los físicos experimentales con la realidad observada.

Las observaciones astronómicas de estrellas de neutrones no han ido permitiendo confirmar parte de lo que se suponía que podía ser su naturaleza másica y, a futuro, quizá dilucidar cuál es la característica definitiva de su interior entrañado, donde la materia debe adquir condiciones de densidad imposible de reproducir en laboratorios en la Tierra.

DE LA MASA

Las observaciones han permitido hacer mediciones de la masa de las estrellas de neutrones. Los modelos teóricos preexistentes señalan un valor máximo que puede comportar una estrella de este tipo, lo que implica que una estrella que sobrepasa en su composición másica ese valor, su colapso final no se detendría en una estrella de neutrones sino que en un agujero negro, ya que no habría nada que pudiera oponerse a la opresión gravitatoria. La masa de estrellas de neutrones que a través de la observación se han podido medir con precisión en todas bordea a 1,4 la masa del Sol, aunque se han hecho estimaciones de que algunas de estas estrellas podrían acercarse a las 2M, pero nada sobre el último guarismo está cerca de la certeza dura. En consecuencia, por ahora, nada impide seguir aceptando la vigencia teórica sobre el desenlace final de la vida de una estrella en función de la magnitud de su masa.

DE LA VELOCIDAD DE ROTACIÓN

La velocidad de rotación de las estrellas de neutrones que se halla predeterminada en los distintos modelos teóricos, es otra de las cuestiones coincidentes con la observación. Se conocen, hasta ahora, dos pulsares con un período de rotación de 1,6 milisegundo, es decir, que rotan más de seiscientas vueltas por segundo. A esa velocidad de rotación, la fuerza centrífuga puede llegar a superar a la de gravedad y producir la eyección de materia desde el ecuador de la estrella, pero ello todavía está lejos de contradecir a los modelos teóricos que, al igual que propugnan una masa tolerada para distintos eventos estelares, también estiman una velocidad máxima de rotación para una estrella de neutrones. Sólo en el caso de que se hallara un púlsar con una velocidad de rotación inferior al milisegundo, es decir, dando más de mil vueltas por segundo, recién estaríamos en presencia de un objeto cuyo comportamiento está fuera de las actuales descripciones teóricas.

DEL ENFRIAMIENTO

El satélite ROSAT ha logrado detectar emisiones térmicas de superficie de varios pulsares. Ello ha permitido medir la temperatura de estos objetos y, a su vez, poder hacer las comparaciones correspondientes con las estimaciones de modelos teóricos de evolución térmica. Las estrellas de neutrones nacen desde supernovas comportando una temperatura del orden de 1011K y entran a un proceso de enfriamiento debido a la emisión de neutrinos que se genera desde sus núcleos y de la radiación térmica que se da en sus superficies. Pese a que la emisión de neutrinos es una cuestión sustancialmente sensible al tipo de partículas que cohabitan el núcleo de una estrella, no obstante la predicciones de los modelos térmicos, hasta ahora, no han sido arrinconadas por las evidencias observacionales, aunque existen posibilidades de que hayan necesidades de corrección

De la imaginación de los teóricos nació la idea de las estrellas de neutrones. Pero los físicos teóricos sabían también que el decenlase último estelar como de enanas blancas o estrellas de neutrones, para estrellas con masas aun mayores, era insuficiente para impedir que el desplome del masivo objeto continuara. Según los datos de que disponían, no había nada que contrarrestara el ímpetu de las tremendas fuerzas gravitatorias que oprimen a un objeto de gran masa en su etapa de colapso. Pero tenía que pasar algo. Y lo que pasa, según los teóricos, es que se forma un agujero negro, en el que el espacio y el tiempo se colapsan, y se crea uno de los más increíbles objetos cósmicos.

Fuente: http://www.blogger.com/post-create.g?blogID=3465732447641758916

20 Las Estrellas de Neutrones y la Relatividad

D e los más de setecientos púlsares que se han detectado hasta la fecha, quizá el más interesante de todos ellos es el PSR 1913 +16 en la constelación El Águila, el cual presenta una frecuencia de pulsación que crece y decrece en un ciclo regular de siete horas y cuarenta y cinco minutos. Fue descubierto en 1974 por el estudiante de doctorado Russell Hulse de la Universidad de Massachusetts en el radiotelescopio gigante de Arecibo, en Puerto Rico. Este investigador lanzó la hipótesis de que el púlsar estaba orbitando en torno a una compañera no visible (quizá un segundo púlsar, cuya emisión localizada no apuntara hacia la Tierra, impidiendo así su observación). De esta forma, la variación del período del púlsar sólo sería una apariencia. En cada órbita, la estrella de neutrones se alejaría y posteriormente se acercaría a la Tierra. Debido a este movimiento relativo, la longitud de onda de las señales de radio se acortarían y alargarían debido al efecto Doppler. Hulse y su profesor guía de tesis Joseph Taylor se dieron cuenta de que algunas propiedades del sistema binario del PSR 1913 +16 podría convertirlo en el terreno de pruebas adecuado para la teoría de la relatividad. La teoría de la relatividad general de Einstein establece que la gravedad no es exactamente una fuerza como Newton la concibió, sino que es asimilable a la curvatura que el espacio tiempo experimenta en las cercanías de un cuerpo masivo. La relatividad general, en sus ecuaciones matemáticas, predice la influencia gravitacional entre dos cuerpos difiriendo de las aproximaciones clásicas de Newton. Si bien, las diferencias no son sustanciales, especialmente cuando se trata de cuerpos pequeños, ello cambia cuando se está hablando de astros masivos como una estrella.

Los sistemas binarios ordinarios podrían servir igualmente como banco de pruebas, si no fuera porque, debido a su propia naturaleza, la atracción gravitacional entre estrellas normales presenta variaciones que afectan el movimiento orbital. En cambio, los sistemas integrados por estrellas de neutrones combinan una masa enorme con una extraordinaria compactibilidad, lo que les libera de los confusos efectos inherentes a los sistemas binarios normales. Aquellos científicos que anhelaban poner a prueba la teoría de la relatividad encontraron en el sistema del Águila la ansiada oportunidad, no sólo por la idoneidad de sus integrantes, sino porque la increíble regularidad de sus señales lo convertían en el cronógrafo más adecuado para medir cualquier efecto gravitacional entre dos estrellas.

Entre las predicciones comprobables de la teoría de la relatividad se encuentra una que hace referencia a la existencia de ondas gravitatorias, pequeños rizos en la geometría del espacio-tiempo que rodea a los cuerpos masivos. Einstein predijo que las ondas gravitatorias producidas por estos cuerpos debería desproveerlos de una pequeña parte de su energía. En un sistema binario de púlsares, esta pérdida de energía debería dar lugar a una órbita cada vez más cerrada y a un correspondiente aumento en la velocidad orbital. De esta manera, el púlsar necesitaría invertir un tiempo menor para completar su órbita, un cambio que puede ser calculado usando las ecuaciones de Einstein. El púlsar fue monitoreado sistemáticamente durante cinco años desde su descubrimiento y en ello se pudo establecer que la estrella de neutrones cambiaba su período orbital de forma acorde a lo propugnado por la teoría. La aceleración orbital atribuible a las ondas gravitatorias es increíblemente pequeña ( un segundo cada 10.000 años) y la factibilidad de haberla descubierto es atribuible, en gran medida, a la propia regularidad que comporta el púlsar, lo que convirtió en obvios los diminutos cambios que se pudieron apreciar durante el período del monitoreo para su estudio.



S iguiendo con los fenómenos gravitatorios que nos predice la teoría de la relatividad de Einstein, cuando se trata de cuerpos extraordinariamente masivos como es el caso de una estrella de neutrones, no es extraño, dentro del marco de la naturaleza humana, formularse la pregunta sobre qué sucedería al visitarse estos astros.

Sinceramente no veo, para un ser humano, la posibilidad de viajar a la inmediata vecindad o pisar la superficie de una masiva estrella, compactada o no, con gravedad muy intensa. Incluso si hubiera la posibilidad de subsistir a los efectos de la tremenda radiación que emiten estos astros, la intensa gravedad que se debe generar en ellos presenta problemas insoslayables y, más aún, si se trata de una estrella de neutrones. Para explicar esto, ni siquiera se puede usar objetivamente la socorrida frase: cuando se pone pie en tierra. Un astronauta o cosmonauta no podría estar de pie sobre la superficie de una masiva estrella y menos de una de neutrones, ya que la tremenda gravedad que se da en una estrella de neutrones lo aplastaría; ahora, tumbarse, tampoco lo ayudaría en algo, igual colapsaría. Mantenerse en una órbita cercana a la estrella en una nave, podría compensarse el enorme campo gravitatorio mediante una gran aceleración centrífuga, pero ello igual presenta otros problemas difíciles de abordar, como el de la gran diferencia de gravedad que se da entre la cabeza y los pie en los miembros de la tripulación y lo tirones que generan la fuerza de marea, que seguramente serían mayores a los soportables para la resistencia de una persona.
A pesar de todo es siempre interesante concurrir a hacerse preguntas cuyas respuestas nos parecen poco reales para la naturaleza humana pero son ciertas y consecuentes con nuestro stock de conocimientos, especialmente de origen matemático. Imaginemos que, pese a todo, realizamos un viaje a una estrella de neutrones. El astro, por esas cosas de Dios, se encuentra habitado por humanoides. La tripulación terrícola de la nave debe coordinar sus relojes con los de los neutronianos, para que estos los reciban de acuerdo a un programa que se ha establecido previamente, para ello es necesario establecer cuál es el tiempo de la nave en relación con el de la estrella.

Ya, al acercarse la nave y entrar en órbita al rededor de la estrella de neutrones, el tiempo para la tripulación parece que transcurre más lentamente que lo que es habitual para ellos; les da la sensación de estar detenidos en el espacio como si la nave no se moviera. Saben, además, por la gravedad a que ya están sometidos y la que ofrece en la superficie el astro que visitan, que los tiempos que deben coordinar son disímiles uno del otro.

Predicho por la teoría de la relatividad y confirmado en la Tierra por diferentes experimentos, el tiempo de superficie transcurre más lentamente que el que se da en la cabina de un avión en vuelo. En consecuencia, en una estrella de neutrones los relojes sobre su superficie corren más lentamente que los que se encuentran a distancia de la estrella. Lo último lo podemos comprobar matemáticamente con un ejemplo considerando a una estrella de neutrones de 1M con un diámetro de 20 km., en el cual el factor de dilatación del tiempo es:



La relación entre el tiempo del observador distante (T) y los habitantes de la superficie de la estrella (t) es: t = T x g. En que: M = 2 x 1033g; G = 6,6 x 10-8; c = 3 exp(10), y R = 20 exp(5).

Entonces, para cualquiera unidad de tiempo tenemos que E = 0,146 y g = 1,08. El factor que nos da para g implica que los observadores que se encuentran orbitando en la nave detectaran que los relojes de los habitantes de la superficie de la estrella de neutrones marcan 1,08 veces menos que los de ellos. Ahora, como son los habitantes los que estan expuestos a la mayor gravedad, los relojes de ellos corren más lentamente en término absoluto con respecto a los observadores distantes que se encuentran en la nave en órbita.


El ejercicio matemático anteriormente expuesto, es tan sólo una humilde aplicación de uno de los tantos viajes esclarecedores por los complejos y fascinantes procesos que nos otorga la teoría de la relatividad en la consecución de poder entender el comportamiento natural del universo. Con el uso de sus instrumentos en ese ejercicio, hemos querido demostrar lo casi inconmensurable que aparece a escala humana común las fenomenales características que comporta una estrella de neutrones. Quienes conocen los experimentos realizados aquí, en la Tierra, sobre el comportamiento del tiempo a nivel de superficie y el que se da en un avión en vuelo, por ejemplo, los resultados que se dan en el ejercicio sobre el tiempo en una estrella de neutrones, por lo menos, deberán tener más de una sensación de asombro.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-07.htm

19 Estrellas de Neutrones y Los Rayos X y Gamma

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Mirado desde el punto de vista del astrónomo y del astrofísico quizás una de las propiedades más bellas de las estrellas de neutrones sea la capacidad que tienen para generar rayos X y gamma.

Puppis

Hoy día, se cuenta con varios satélites orbitando a la Tierra cuya misión es la de monitorear el espacio para detectar fuentes de emisión de rayos cósmicos, llámense X o gamma. Ya de finales de la década de los setenta, alguno de esos satélites lograron localizar fuentes de emisiones de rayos X que manifiestan misteriosas variaciones periódicas de intensidad. Algunas de ellas emiten con cambios de intensidad de una frecuencia de segundos; otras aumentan espectacularmente de intensidad cada varias horas. Las fuentes descubiertas de estos misteriosos rayos X son estrellas de neutrones.
No quedan dudas que estrellas de neutrones son fuentes productoras de rayos X, cuya emisión de energía en unos segundos es igual que la del Sol en dos semanas. Estas estrellas de neutrones generalmente integran un sistema binario y la razón por la cual generan esas explosiones periódicas, breves y largas la intentaremos describir a continuación.

Es disímil el comportamiento de este fenómeno cuando se trata de estrellas de neutrones jóvenes o viejas. Si representan a las primeras, éstas tienen un gran campo magnético característico en sus polos norte y sur. El gas de hidrógeno ionizado que van adquiriendo desde las compañeras por los efectos gravitatorios que ejercen sobre ellas, lo atrae el potente campo magnético hacia los polos, creándose una corriente continua de gas caliente que irradia rayos X y que pulsa con la frecuencia de rotación de la estrellas varias veces por segundo.

Pero cuando las estrellas de neutrones son viejitas, tienen un campo magnético mucho más débil, lo que les impide hacer la gracia de las más jóvenes; sin embargo, igual tienen algo notable que mostrar: el gas de hidrógeno que van arrebatando a las estrellas compañeras, se distribuye por toda la superficie de las estrellas de neutrones, en vez de concentrarse en los polos como sucede cuando son jóvenes. La materia adquirida se asienta sobre la superficie de las estrellas de neutrones y no emiten rayos X hasta que hayan acumulado un stock suficiente. Una vez que las estrellas de neutrones ancianas acumulan cierta cuantía de material sobre sus superficies estallan en un espectacular fogonazo termonuclear en el cual se pueden distinguir grandes emisiones de rayos X y gamma. Es un proceso que tiene una regularidad periódica, y su descubrimiento, una vez más, deja en evidencia como la teoría bien construida es capaz de predecir con certeza lo que puede o debe ser observado.

PULSARES DE RAYOS X

Muchas estrellas son miembros de un sistema binario, en que dos estrellas orbitan alrededor una de la otra en períodos de días o años. Un número importante de estos sistemas son conocidos por el hecho de que una de las estrellas es de neutrones. Algunos de estos últimos son bastantes espectaculares ya que son fuentes visibles muy nítidas de emisión de rayos X y se les conocen como binarias de rayos X o púlsares de rayos X. En estos sistemas, la componente de neutrones arranca materia de la estrella compañera a través de los tirones gravitatorios que genera sobre ésta producto de su muy densa y casi inconmensurable masa alojada dentro de un reducido espacio. Como la materia sustraída cae sobre la superficie de la estrella de neutrones, una gran cantidad de energía se libera, mayormente como rayos X. Ello, marca una diferencia entre los sistemas binarios de rayos X y los pulsares de radio o radio-pulsares, ya que los primeros son energizados, más bien, por la insuflación de materia que por la rotación de la estrella de neutrones. Rotan mucho más lentamente que los púlsares de radio y pueden incrementar o bajar su rotación indistintamente.

Rayos X binarias

Por otra parte, no todas la estrellas de neutrones integrantes de sistemas binarios son pulsares acretando materia desde su compañera, hay aquellos que solamente emiten ondas de radio y tienen una rotación de centenares de veces por segundo más rápida que los pulsares de rayos X, y con un campo magnético muchísimo más pequeño que el resto de los pulsares, a éstos se les llama púlsares milisegundo. Son mucho más precisos en sus rotaciones que los otros púlsares y se piensa que tienen una larga vida, ya que la velocidad de rotación solamente se observa que disminuye en una diez mil millonésima cada año. Se cree que existen muchísimos de estos púlsares de milisegundo en nuestra galaxia.

Se piensa que la mayoría de los pulsares de milisegundo deberían encontrarse en sistemas binarios y ser la consecuencia final de un sistema binario de rayos X que comportaba a una compañera estrella de baja masa relativa. Observaciones recientes de radiaciones de rayos X han revelado rotaciones de milisegundo en sistemas binarios de rayos X, haciendo de nexo final hacia pulsares de radio milisegundo. El traslado de materiales cuando el sistema es un binario de rayos X acelera la rotación de la estrella de neutrones a períodos de milisegundos. Agotado el proceso debido a la escasez de materia, la estrella de neutrones asume como un púlsar energizado de radio de milisegundo orbitando a los remanentes de la compañera, probablemente transformada ahora en enana blanca.

SCORPIUS X-1

Un ejemplo curioso de estrella de neutrones con emisiones de rayos X, es el que constituye el Sco X-1. Descubierto en 1962 y luego identificado como una estrella óptica, Scorpii V818, a 700 pc desde la Tierra, integra el grupo que los astrónomos denominan Sistemas Binarios de Rayos X de Baja Masa con las siglas en inglés LMXB, cuyo significado implica la emisión de rayos X desde un par de estrellas; una estrella ordinaria y una estrella de neutrones. En este sistema binario estelar se encuentra orbitando una estrella alrededor de la otra con un período orbital de 18,9 horas. Los astrónomos de rayos X han podido detectar que las observaciones de luz que se producen en Sco X-1 son la consecuencia de emisiones que emanan desde un plasma muy caliente del tipo "libre-libre" o "bremsstrahlung", las cuales se producen por los efectos que ocasionan electrones cargados que colisionan con protones descargando altas energías con radiaciones de luz. El análisis cuidadoso de las emisiones de luz que salen desde Sco X-1 indican componentes más atribuibles a objetos negros que a estrellas de neutrones, con temperaturas en la superficie de la estrella por sobre 50.000K (2keV). Sin embargo, la carencia de detecciones duras de emisiones de rayos X con energía superior a varios keV, descartan la posibilidad de que podría tratarse de un agujero negro en vez de una estrella de neutrones.

Scorpii V818 es de una estrella variable con rangos de magnitudes de brillo que van desde +12,2 a +13,6 el más tenue. Durante su fase más nítida, las llamaradas de rayos X con características de pulso se observan usualmente. Frecuencias de emisiones de rayos X se han podido observar por segundos, pero no se han podido establecer pulsaciones de rayos X con regularidades de milisegundo. Lo anterior indica que pese a que esta estrella de neutrones pueda tener un disco de acreción y ser, además, una poderosa fuente de emisiones de rayos X, todo hace presumir, sin embargo, que no es un pulsar. También la carencia de pulsaciones de rayos X más allá del segundo, estaría indicando que la materia que se va posando sobre la superficie de la estrella, arrancada desde la compañera, tiene un arribo suave y no abrupto.

PULSAR LA VELA

El pulsar de La Vela, PSR 0833-45, ubicado en la sureña constelación que le da su nombre, es uno de los más activos y cercano a nosotros que, además, es portador de la gama completa de espectros energéticos, desde el radio a rayos gama, con intensidades del orden de 1011 eV. Su periodicidad y características indican que su edad debería estar en el orden de los 11.000 años, con una pérdida de energía de rotación de 7 1036 erg/s. La identificación del remanente de supernova que lo formó, hasta ahora, ha sido un trabajo difícil.  El mejor candidato de remanente que se ha podido hallar hasta la fecha, se encuentra dentro de un radio de cinco grados en el centro de la nebulosa La Vela, a 8h 42min -45º. Desde ese lugar, actualmente, el púlsar se halla a un grado de allí, distancia que pudo haber recorrido en sus 11.000 años de vida. Se identifica al lugar descrito como la posible ubicación original del remanente de supernova, debido que desde allí se detectan emisiones energética térmicas de rayos X en rangos de intensidad que van desde 0,2 a 1 eV. La imagen de esta región obtenida por el HST, revela una compacta nebulosa de un diámetro aproximado de 2 minutos de arco circundando la ubicación conocida del púlsar. La observación del espectro sugiere, que las emisiones semejantes a las de un objeto negro, que emanan desde la superficie de la estrella de neutrones son enfriadas por la energía ciclotrónica que se irradia, justamente, desde la nebulosa.

Centro Nebula La Vela

Existen proyecciones sobre los movimientos del púlsar La Vela, cuyos guarismos estimados dan una ascensión a la derecha de -0,026" +/- 0,006" por año y una declinación de 0,028" +/- 0,006" por año, es decir, se estima que se mueve 0,04" en dirección N-N-O, cada año, cuestión que ha sido confirmada por medio de interferometría de radio. En consecuencia, de ello se desprende que el púlsar PSR 0833-45, puede que haya nacido 7' al sudoeste desde su actual posición, bajo el supuesto de que la nebulosa ha tenido una expansión uniforme pero, sin embargo, ello es un lugar distante con respecto a la posición desde donde se detectan emisiones de rayos X y radio de remanente de supernova. Exámenes más recientes de imágenes captadas por los satélites Einstein e IRA, estarían mostrando que la nebulosa se podría haber expandido mucho más hacia el noroeste, formando una cáscara de unos 8º de diámetro, en la cual el púlsar se formó en los alrededores de la vecindad del centro. Así, el misterio del origen del púlsar La Vela parece haberse aclarado.

Antecedentes obtenidos por medios fotométricos han mostrado la existencia de una difusa nebulosa al centro del púlsar, que contiene bucles muy semejantes a los que se observan en la nebulosa El Cangrejo, y que ocupa un diámetro óptico de ~2/6 1017cm., semejante a lo que se observa en los rayos X. Ello, probablemente, sea el resultado de vientos de ondas de plasma inestable y de partículas relativas que emanan desde la magnetosfera de la estrella de neutrones. A 500 pc, la luminosidad óptica de los rayos X alcanza a 1033 erg/s. Ello, es sólo alrededor de 10-4 de luminosidad como consecuencia de la desaceleración de la estrella de neutrones, lo que implica estar frente a una región sorprendentemente transparente, de baja frecuencia de ondas dipolares y de vientos relativos hidrodinámicos-magnéticos generados por la magnetosfera del pulsar.

Eyec.R-X La Vela

La imagen  revela material que está siendo expulsado desde el púlsar La Vela, el cual se encuentra identificado por una pequeña cruz al centro, a 20 años luz. En ella, se reconoce la eyección de materias de alta densidad que son eyectadas durante la rápida rotación del púlsar PSR 0833-45. Se sabe, que éste está disminuyendo su energía de rotación, tal como ya lo hemos señalado, pero no se conoce a dónde va a parar esa merma de energía giratoria. Es posible que el púlsar La Vela energetice las partículas que fluyen hacia afuera a lo largo de su eje de rotación . Se estima, que la fuerza mecánica que se requiere para energetizar las partículas que eyecta, es igual a la pérdida que experimenta el púlsar en su energía de rotación. La foto que estamos analizando, representa una emisión de energía de rangos de 0,9 a 2,4 keV.

Eyec.R-X La Vela

La imagen pliable de rayos X de la derecha, correspondiente a los alrededores del púlsar La Vela, representa a una emisión más baja de energía en comparación a lo que se observa en la imagen anterior (0,1-0,7 keV). No deja de ser notable el hecho de que existan dos bandas de energía sorprendentemente diferentes. La explicación que se encuentra para ello, podría hallarse en descargas de estructuras filamentosas que se formaron dentro del remanente de la supernova de Las Velas y que emiten mayormente fotones de baja energía de rayos X. Se puede apreciar en la imagen con el pulsar al centro que, en la mayor parte de ella, se ven descargas de filamentos.


ESTRELLAS DE NEUTRONES FUENTES DE RAYOS GAMMA

Rayos gamma, una forma de radiación de muy alta energía, nos proporcionan importantes y nuevos datos sobre las estrellas de neutrones en las que tienen lugar los procesos energéticos que pueden emitirlos. Los rayos gamma proceden de núcleos atómicos o de la aniquilación positrón-electrón, y son, por ello, independientes del estado químico de la materia. Proporcionan otra serie más de «huellas dactilares» detalladas que pueden ayudarnos a identificar los complejos procesos físicos que rodean a objetos cósmicos compactos y exóticos como son las estrellas de neutrones.

Es diferente la intensidad de los rayos gamma emitidos por estrellas de neutrones cuando no son el efecto de radiaciones emanadas como consecuencias de la "involuntaria" participación de estrellas compañeras en sistemas binarios que insuflan aleatoriamente materia hacia la densa y compacta estrella de neutrones. La intensidad de la radiación ordinaria es sustancialmente inferior a la que es ocasionada cuando las compañeras son obligadas por la gravedad a insuflar materia hacia las "fauces" de estrellas de neutrones. Al caer la inocente materia en esos astros, una gran cantidad de energía se libera, generando en ello una acreción que intensifica la magnitud de la radiación de los rayos gamma que emanan de las estrellas de neutrones.
Las fuentes de emisiones bajas de rayos gamma, emiten radiaciones de hasta un ciento de KeV. Generalmente, ellas corresponden a la emisión alta de energía "tail" del espectro que normalmente es detectada por los experimentos de rayos X. Algunas de estas fuentes son distinguidas como rayos X de púlsares. La materia que engullen los púlsares se va alojando bajo los polos magnéticos de la estrella de neutrones y es lo que produce la visión como de un faro de luz que emite haces sincronizados. Las fuentes de estrellas de neutrones con campos magnéticos débiles (sin materia engullida) no emiten esos haces o pulsaciones. Sin embargo, todas estas fuentes son altamente fluctuantes, ya que las acreciones de radiación pueden variar sustancialmente dependiendo de la cantidad de combustible disponible. La magnitud de el flujo de emisión puede pasar de indetestable a una de las fuentes más nítida sobre el espacio.

La mayoría de las más de setecientas estrellas de neutrones que se han descubierto hasta la fecha, han sido halladas como pulsares de emisión de radio; pocas de ellas, no más de treinta, se han detectado por sus irradiaciones de rayos X y, algo más de diez, han podido ser localizadas por erupciones de rayos gamma. El fotón de los rayos gamma, comporta una parte importante de la energía de las estrellas de neutrones, yendo, dependiendo del caso, a representar desde el 1% al 100% del total de su potencial energético. Ellos nacen, en el corazón de las genuinas regiones activas de la magnetosfera, cuya rápida rotación del intensivo campo magnético acelera las partículas por sobre TeV, representando la curva de radiación de energía alta. Teóricamente, también se piensa que cuando se dan adsorciones sobre el campo magnético de la estrella o sobre fotones de baja energía emitidos por ésta, los rayos gamma producen una especie de lluvia de partículas secundarias y radiación ciclotrónica.

EL PÚLSAR GEMINGA

En los últimos tiempos, uno de los púlsares que ha concitado mayor connotación ha sido el Geminga. Se tomó veinte años de esfuerzos para identificarlo, debido a que carece de emisiones de radio, aunque científicos rusos han informado recientemente que han podido detectar unas ondas debilísimas. Hasta hace poco tiempo, se sabía de la existencia de Geminga por la recepción de rayos gamma y rayos X que se detectan en un área del espacio, pero su ubicación conocida en el cielo no era muy precisa ya que ésta comportaba una incertidumbre de medio grado, algo así, como el tamaño de la Luna. Sin embargo ahora, gracias a los antecedentes que ha podido aportar el moribundo satélite Hipparcos y otras observaciones realizadas por el HST, se ha podido precisar, con un margen de error de sólo 0,04 segundos de arcos, la ubicación precisa en el cielo de esta estrella de neutrones que es Geminga.

Geminga

El Geminga es un púlsar que se encuentra a unos 250pc desde la Tierra, rota cuatro veces por segundo. Se compone de materia sumamente densa (un pedazo del tamaño de un cubo de azúcar pesa como toda la Tierra) y es el resultado de una supernova que explosionó hace 300.000 años. Unas de las características que distinguen a este púlsar es su poder energético, ya que sus emisiones de radiaciones de energía, a diferentes longitudes de ondas, se registran entre los rangos que van desde los 30 MeV a unos varios GeV, débiles en rayos X y con temperaturas del orden de 3 106K, semejante a una tenue estrella azul de magnitud 25,5.

Las emisiones de rayos gamma que sobrepasan los 200 MeV por parte de Geminga, han sido estudiadas por largos años, tanto como por parte del satélite COS-B de la Agencia Espacial Europea, como por el EGRET, instrumento este último que se encuentra empotrado en el satélite de la NASA para la observación y captación de emisiones de rayos gamma, a 500 km. de la superficie de la Tierra. Ello ha permitido contar con registros sobre la rotación del púlsar en una cantidad de 3.2 billones de veces durante un tiempo transcurrido de 24 años, lo que ha permitido la elaboración de un modelo teórico con el cual se pudo distinguir que la emisión de los rayos gamma tienen desviaciones cada cinco años, que podrían representar a cambios bamboleantes de la órbita de Geminga de hasta 3.200 km. de efectos de tirones gravitatorios, que podrían deberse a la presencia de un objeto masivo de un tamaño superior a la Tierra orbitando el púlsar.
Pero también esas variaciones, posiblemente periódicas, que se observan en la emisión de rayos gamma de Geminga podrían deberse a otras causas. Astrofísicos han señalado, en distintos informes, que ello podría ser producto de irregularidades en la rotación del pulsar, fenómeno que se le llama «frecuencia sonora» y que se debe a los cambios que se producen en la emisión de los fluidos desde el interior del núcleo de la estrella de neutrones hasta que llegan a la superficie. Para poder dilucidar si las variaciones de emisiones de rayos gamma de Geminga se deben a la presencia de un exoplaneta o a la frecuencia sonora del púlsar, va a ser necesario ejecutar nuevas observaciones. Si las variaciones en la emisión de rayos gamma se presentan en períodos regulares, entonces podrían ser atribuidas a los efectos gravitatorios de un planeta. Ahora, si ellas no se observan con periodicidad, su causa se podría encontrar como un efecto del fenómeno de frecuencia sonora emanado del centro del púlsar Geminga.

La historia de Geminga, muestra un importante avance de las técnicas de la astronomía para ubicar objetos ópticamente ocultos en las extensas sabanas cósmicas del universo, ya que su hallazgo demostró la factibilidad de poder descubrir, incluso fuera del ámbito de las emisiones de radio, estrellas de neutrones. Lo que hasta ahora hemos logrado conocer sobre Geminga, convierte a esta estrella de neutrones como una especie de prototipo de estudio, lo que permitirá, a futuro, mayores facilidades en la ubicación de millones de este tipo de estrellas que aún no hemos podido localizar en nuestro universo.
 Diagrama y Mapa de las Emisiones de Rayos Gamma de Geminga (Formato "ps")


LA FUENTE DE RAYOS GAMMA 4U 1700-377

Esta particular fuente emisora de rayos gamma, contiene en su centro a una estrella de neutrones rodeada por un disco de acreción que está permanentemente siendo alimentado por intensos vientos estelares provenientes de una compañera, posiblemente una masiva estrella de tipo O. Sus emisiones de rayos gamma han sido varias veces detectadas por el satélite SIGMA. Las peculiares características de sus erupciones, se pudieron distinguir durante observaciones satelitales que se realizaron en septiembre de 1990. En esa ocasión, se pudo detectar que la estrella, cada quince minuto, incrementa súbitamente su flujo eruptivo de rayos gamma, convirtiéndola, durante esos períodos, en uno de los objetos más nítidos de los conocidos en el cosmos.

La observación de las variaciones de energía, los abruptos incrementos, y sus correspondientes mediciones de los rayos gamma que emiten las estrellas de neutrones son de gran importancia para los estudiosos del cosmos, ya que ello les permite una mejor comprensión sobre la estructura física de estos astros. Las radiaciones normalmente provienen desde el centro de la estrella, como si fueran emitidas por el colapso de una central planta termonuclear que se encuentra empotrado ahí. Su estudio, es parte de la astronecroscopia que permite obtener más y mejores conocimientos sobre la estructura de las estrellas y su influencia sobre el comportamiento físico del cosmos.

EL PULSAR GRO J1744-28


BATSE

El púlsar GRO J174428 lo he elegido para exponerlo aquí como un ejemplo de fuente emisora de rayos gamma debido a que, desde que fue descubierto en diciembre de 1995 por los instrumentos de experimentación y monitoreo de radiaciones Burst and Transient Source Experiment (BATSE) empotrado en el satélite Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO), he estado siguiendo las informaciones que se han difundido sobre las particularidades que se han descubierto sobre las distintas características que muestran las detecciones de rayos gamma supuestamente provenientes de estrellas de neutrones con la intención de complementar un proyecto personal que he venido desarrollando por años sobre los comportamientos de distintas estrellas de neutrones.

Cuando se lograron detectar las primeras emisiones de radiaciones de rayos gamma provenientes del lugar en que se supone que se encontraría una estrella de neutrones-púlsar denominada GRO J1744-28, la violencia de éstas dieron cabida a pensar de que se trataba como que hubiese ocurrido un gran reventón en ese lugar del espacio. En esa ocasión, se lograron distinguir hasta dieciocho violentísimas explosiones durante el lapso de una hora, con duraciones desde entre 8 y 30 segundos cada una y de un rango energético de entre 20 y 50 KeV. Sin embargo, en otro monitoreo realizado en enero de 1996, las radiaciones registradas fueron de menor energía, pero delatándose en ellas periodicidades persistentes, algunas de ellas de mayor intensidad que las que emanan como rayos X del púlsar de El Cangrejo otorgándole con ello el calificativo de una de las fuentes conocidas más brillantes del cielo y, a su vez, demostrando de que la presencia de una estrella de neutrones en ese lugar del espacio debería ser afirmativa.

Los estudios y seguimientos que se han realizado desde que se descubrieron los reventones explosivos en 1995 hasta ahora, todos ellos hacen indicar de que GRO J1744-28 es una estrella de neutrones-pulsar de rayos X y que por componer un sistema binario tiene períodos de emisiones de rayos gamma por acreción.

GRO 1744

El GRO J1744-28 es un sistema compuesto por una estrella de neutrones a la cual se le ha calculado una masa aproximada de 1,4 M, y una segunda estrella, de sobre 0,07 - 0,14 M. Las dos estrellas orbitan un centro de masa común cada 11,8 días.


EL INTRIGANTE GRO J2058+42

Pulsar descubierto en el año 1995, por la astrofísica Dra. Colleen Wilson-Hodge del NASA's Marshall Space Flight Center. Este hallazgo pudo ser realizado a través de los rastreos que ella misma realizaba en su trabajo en el experimento BATSE (Burst and Transient Sourse Experiment).

Pero lo enigmático de este bicho estelar es, que durante un seguimiento que se estaba realizando al pulsar, en 1998, pareció como que se partía en dos al emitir una doble explosión en un también doble paso por la misma órbita que realiza alrededor de un disco de acreción que probablemente emana de su estrella compañera. Lo común es que estos astros emitan una pulsación por cada órbita que realizan, pero el GRO J2058+42, desde entonces -y con cierta regularidad-, lo ha estado efectuando dos veces por pasada. La probable explicación que se le puede otorgar a este fenómeno es que el referido pulsar se estaría alimentando de neutrones con la materia que logra extraerle a su compañera, haciendo que el material que toma se zambulla en su superficie como consecuencia de la enorme gravitación que emite. En cada proceso de esta naturaleza, el pulsar se acrecienta y emite verdaderos martillazos pulsantes, apareciendo emisiones de rayos gamma y X. Lo último, se experimenta cada vez que su superficie recibe materia proveniente de la generosa estrella que lo acompaña en sus andanzas estelares.

GRO J2058

Una ilustración artística, en la cual un pulsar o estrella de neutrones pasa dos veces por la misma órbita de un disco circunestelar generado por su estrella compañera.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-06.htm

18 Estrellas de Neutrones con su Propio Brillo de Luz

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En sus trabajos teóricos, cuando Fred Zwicky enunció sobre las estrellas de neutrones: «avanzamos la idea de que una supernova representa la transformación de una estrella ordinaria en una estrella de neutrones. Este tipo de estrellas, formada principalmente por estas partículas, se caracterizarían por un radio muy pequeño...», era claro que sería casi imposible ubicarlas donde tienen su morada estelar. Por ser de disminuto tamaño, las estrellas de neutrones serían demasiado débiles para cualquier telescopio y se pensó que tal vez nunca podrían ser detectadas.

Luz Púlsar

Pero en 1967 el destino y el azar dijeron otra cosa. Joselyn Bell-Burnell y Anthony Hewish, mientras trabajaban en la identificación de quásares con un radiotelescopio de la Universidad de Cambridge, Inglaterra, descubrieron señales de radio emitidas en forma de pulsaciones periódicas de aproximadamente un segundo de frecuencia provenientes de una posición en el cielo. Al principio, consideraron la estrambótica posibilidad de que la señal procediera de una civilización extraterrestre que intentaba comunicarse con otras sociedades. Pero Bell halló pronto otra fuente de pulsaciones. Y poco después, se localizaron, en distintas partes del espacio, un total de cuatro fuentes, lo que hacía improbable la hipótesis de una civilización extraterrestre. Era evidente que se había descubierto un nuevo tipo de objetos. Dado que en algunos casos se observaban más de diez, y hasta treinta pulsaciones por segundo, la única interpretación plausible a ello era (y sigue siendo) que se trata de estrellas de neutrones con campos magnéticos muy intensos y rotando alrededor de su eje varias veces por segundo. A la fecha, y según el catastro de Princeton, se han descubierto setecientos seis púlsares, y en algunos casos se han detectado sus pulsaciones en rayos X y gamma. Los modelos que los astrofísicos han desarrollado nos dicen que las emisiones que observamos se producen en la región que rodea a la estrella de neutrones que conocemos como la «magnetosfera».
Pero no sólo los astrofísicos, físicos teóricos y astrónomos de radio y de rayos han estado presentes en los estudios de estrellas de neutrones y púlsares cohabitantes del universo, los astrónomos de observación también han aportado una gran cuota. Tal vez la confirmación más espectacular de que los púlsares eran restos de supernovas fuese la derivada de las observaciones ópticas de Don Taylor, John Cocke y Michael Disney. Estos tres astrónomos estudiaron la estrella de Baade, situada en el centro de la nebulosa de El Cangrejo, tenue residuo de la supernova observada y registrada por el historiador chino Toktagu en el 1054, identificada posteriormente como un púlsar de una frecuencia de 30 veces por segundo. Con un telescopio convencional conectado a un sistema de copio electrónico, estos astrónomos lograron detectar luz visible emanada desde el púlsar como pestañeos que se encendían y apagaban en forma sincronizada con la misma frecuencia que lo hacen las emisiones de radio.

Una de las confirmaciones más bellas de las propiedades de las estrellas de neutrones fue la que aportaron las observaciones de las fuentes emisoras de rayos X. A fines de la década de los setenta, proyectaron los científicos una serie de satélites destinados a orbitar la Tierra capaces de detectar rayos X y de localizar las diversas fuentes de ellos que manifestaban misteriosas variaciones periódicas de intensidad. Estos satélites detectaron centenares de fuentes de rayos X, la mitad de las cuales se identificaron con estrellas en sistemas binarios. Al poco tiempo se estableció que la emisión de rayos X que se observaba, muchas veces con cambios de intensidad de una frecuencia de segundos u otras con aumento espectaculares de intensidad cada varias horas, se debía a materia que era arrancada de una estrella normal por una compañera de neutrones formándose alrededor de esta última un disco de materiales, alcanzando temperaturas de millones de grados. El gas que se almacena en el disco se ioniza y es el responsable de las emisiones de rayos X que se observan, ya que al ser atraído por el potente campo magnético de la estrella de neutrones hacia sus polos irradia los rayos que pulsan con la frecuencia de rotación de la estrella varias veces por segundo.
A pesar de estas observaciones y de la identificación de luz visible pulsante emanada desde el púlsar de la nebulosa de El Cangrejo, ha continuado siendo difícil los hallazgos ópticos de estrellas de neutrones. Se estima que hay centenares de millones de estrellas de neutrones en nuestra galaxia y que en realidad los púlsares y las fuentes binarias de rayos X forman una pequeña fracción de ellas. La tecnología actual algún avance ha permitido en la ubicación por medios ópticos observacionales de estrellas de neutrones cohabitando en el espacio, pero cuantitativamente no se pueden considerar todavía como sustanciales.
En 1992 el satélite alemán ROSAT encontró una fuente de rayos X que no emitía pulsos y que no había sido identificada con ningún tipo de telescopio (radio, óptico, rayos gama). Fred Walters y Lyne Mathews de la Universidad de Nueva York, en Stony Brook, en octubre del año 1996, hicieron observaciones en la región del espacio con el telescopio espacial Hubble, encontrando un débil punto de luz en la posición de la fuente de rayos X. Utilizando también datos del telescopio ultravioleta EUVE han podido deducir que lo que están viendo es un objeto con una temperatura de poco mas de un millón de grados. Aunque la emisión es muy débil, de hecho imperceptible para casi la totalidad de los telescopios, ya que el objeto mide, cuando mucho, veinticinco kilómetros de diámetro, la conclusión a la que se llega es que el objeto en cuestión es una estrella de neutrones.

La comunidad científica recibió con gusto este descubrimiento, los astrónomos piensan seguir estudiando este objeto para determinar con precisión su distancia y tamaño. A pesar de que se conocen casi ochocientas estrellas de neutrones manifestándose, ya sea como pulsaras o como fuentes de rayos X en sistemas binarios, este es el primer caso de una estrella de neutrones como se cree que son la gran mayoría: solas en el espacio y brillando con tenue luz propia, desprendidas de los residuos de supernovas.
La contraparte visible del radio púlsar 1055-52 fue descubierta en enero de 1997, por los astrónomos italianos del Instituto de Física Cósmica de Milán, Italia, Roberto Mignani, Patrizia Caraveo y Giovanni Bignami. Se trata de una estrella de neutrones de no más de 20 kilómetros de diámetro, ubicada en el Hemisferio Sur a unos 3.000 al (años luz), con una luminosidad 100 millones de veces más tenue que las menos brillantes de las estrellas normales. Pese a que se trata de una estrella muy caliente, sobre un millón de grados celsius, muy poca de la energía que radia es emitida como luz visible. El hallazgo de la poca emisión de luz que irradia el púlsar, se realizó con la aplicación de la Faint Object Camera (cámara para objetos tenues) de la Agencia Espacial Europea ubicada en el Telescopio Espacial Hubble .

PSR 1055-52

La FOC (Faint Object Camera) ubicó la luz que emite el púlsar 1055-52 a una longitud de onda de 3.400 angstroms, cercano a la luz ultravioleta y más corta que la de la luz violeta, o sea, en el límite de los rangos de la visión humana. Pero antes de haber tenido la ocasión de observar luz emitida por esta estrella de neutrones, el equipo de astrónomos italianos había intentado, desde 1988, reconocer ópticamente al púlsar con los dos más poderosos telescopios terrestres del Hemisferio Sur, ubicados en el Observatorio de La Silla, en Chile. Desafortunadamente, la posición de una estrella ordinaria de luminosidad normal que se encuentra casi en la misma dirección del cielo, tan sólo separada de la estrella de neutrones por una milésima de grado, y los efectos de la atmósfera terrestre impidieron poder reconocer la luz que emitía el púlsar 1055-52.
A la fecha, se han podido reconocer ópticamente, por la luz visible que irradian, un total de ocho estrellas de neutrones, comparado con las más de seiscientas conocidas por sus pulsaciones de radio, y las más de veinte detectadas por sus emisiones de rayos X y gamma. Desde que fue descubierto el primer púlsar por los radioastrónomos de Cambridge, Inglaterra, hace ya más de treinta años, los físicos teóricos casi sin excepción han venido señalando que quizás las estrellas de neutrones sean la muestra más distinguida de la naturaleza para que podamos entender cuál es el comportamiento de la materia sometida a situaciones extremas. La verdad es que se hace difícil no considerar a los púlsares como objetos fantásticos.
Con la cámara FOC, los mismos tres astrónomos italianos han logrado identificar ópticamente a otros dos púlsares, el Geminga y el 0656+14, que también son igual de viejos que el 1055-52. Son estrellas de neutrones ancianas y solas, con más de un centenar de millones de años de edad, comparado con los tan sólo 944 años que se le estiman al púlsar de El Cangrejo que se encuentra rodeado todavía por los cascotes dispersos de la supernova vista por los astrónomos chinos en 1054.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-05.htm

17 Estrellas de Neutrones y Púlsares

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Ilustración Neutrones-Púlsares

A unque se tiene cierta certeza de que todos los púlsares son estrellas de neutrones que emiten radiaciones de radio; sin embargo, no todas las estrellas de neutrones tienen la características que le reconocemos a un púlsar.

PSR-1997

Sabemos que las estrellas de neutrones son productos residuales de la explosión de una supernova, ya que estarían conformadas por las densas cenizas desprendidas del núcleo de hierro de una masiva estrella colapsada. La densa materia de que hablamos comienza a rotar, prácticamente, en un pari-paso con la explosión supernóvica, tal como lo hacen los bailarines artísticos de patinaje en el hielo cuando bajan sus brazos. En la medida que se van despejando los gases y materiales particulados remanentes de la gran explosión, va quedando atrás una estrella de neutrones de entre seis y veinte kilómetros de diámetro que puede girar hasta 30 veces por segundo, sin emitir radiaciones de radio o pulsaciones ópticas. Como son astros con un gran campo magnético atrayente y pueden ser proveídos de materia acumulada en sus alrededores después de la explosión supernóvica, cuentan con los ingredientes necesarios para llegar a hacer poderosos aceleradores. La nebulosa El Cangrejo en Tauro (El Toro), es el remanente de una supernova ocurrida en 1054. En el año 1967, fueron detectadas las primeras emisiones de radio desde un púlsar en el corazón de este remanente. Posteriormente, el 15 de enero de 1979, fueron observadas las pulsaciones de luz que producía el mismo púlsar.

En lo anterior he querido señalar que la mayoría de los astrofísicos creen que los púlsares se dan solamente en estrellas de neutrones que hayan alcanzado cierto grado de condiciones precisas.
Para entender mejor cuando se habla de púlsares y cuando de estrellas de neutrones, una buena guía para ello es la clasificación que se ha elaborado para este tipo de estrellas.

Púlsares aislados.- Son detectados casi exclusivamente por la emisión de ondas de radio que generan. Algunos de ellos, primariamente, fueron localizados solamente por radiaciones de rayos X o gamma que se lograron detectar.

Estrellas de neutrones en remanente de supernovas.- Se cree que una estrella de neutrones es el producto final de una explosión de supernova de tipo II. Como la mayoría de los restos de supernovas que se están monitoreando son relativamente jóvenes, en ellos, y en función de lo que hemos mencionado anteriormente, solamente se han podido encontrar estrellas de neutrones debido a la radiación de rayos X que emiten, pero en ninguna de ellas se han podido detectar todavía pulsaciones de radio o luminosas.

Estrellas de neutrones en binarias de rayos X.-.- Corresponden a sistemas binarios en el cual una de los componentes es una estrella de neutrones y su compañera una estrella común o gigante roja. La estrella de neutrones por sus características acreta material de la compañera, dándose un proceso de acreción que más de una espectacularidad reúne, ya que en ello se producen grandes explosiones de rayos X cuyas emisiones se desparraman por el espacio (de ahí el nombre que las clasifica). Son sistemas que no reúnen mayores problemas para ser detectados, incluso a grandes distancias. Se reconocen dos tipos en esta clasificación de estrellas de neutrones: la que tienen una compañera de masa alta o una de masa baja. Las binarias que son integradas por una compañera de masa alta, se caracterizan por la emisión pulsante de rayos X de la estrella de neutrones. Por su parte, el sistema que comporta una estrella de masa baja, la estrella de neutrones no genera emisiones de características pulsantes, o sea, no es un púlsar.

Estrellas de neutrones viejas y aisladas.- Hasta ahora, se ha logrado solamente hallar a dos de estas viejecitas estelares, pero podrían ser la mayoría de entre todas las estrellas de neutrones que "adornan" nuestro universo. Pulsan por un corto tiempo, quizás tan sólo unos cuantos millones de años con la excepción de los llamados «púlsares de milisegundo» que se presume que podrían tener una vida más longeva en tiempos astronómicos. Cuando la estrella de neutrones es vieja y de baja rotación, tiene un campo magnético mucho más débil. Sin embargo, cuentan con mejores condiciones de acretar materia interestelar. Lo último ocurre en el marco de un proceso muy notable: el gas de hidrógeno que arrebata desde su entorno interestelar por su mecanismo de acreción, se distribuye por toda la superficie de la estrella de neutrones, en vez de concentrarse sólo en los polos. Esta materia se asienta sobre la superficie y no emite rayos X hasta después de unas cuantas horas, tras haberse acumulado una cierta cantidad y calentado su superficie. Cuando lo último sucede, la estrella de neutrones estalla completa en un «fogonazo termonuclear» espectacular, produciendo una emisión de rayos X blandos, los que son observados dentro de un radio de cercanía con respecto al observador.

Magnetares.-Astros supra-magnéticos. Estrellas con campos magnéticos tremendos, por lo cual estarían imposibilitadas para emitir pulsaciones en ondas de radio. Su descubrimiento es reciente y se trataría de estrellas más calientes que la de neutrones que consideramos "normales" y se les ha observado estallidos suaves de rayos gamma. En inglés se les reconocen como soft gamma repeaters.
Hasta hace poco tiempo, no se lograba entender que sucedía con algunas nebulosas remanentes de supernovas que, como se suponía, debían formar una estrella de neutrones una vez terminado el proceso de estallido supernóvico de gigantes estrellas. La consecuencia esperada de enontrar esas estrellas de neutrones como púlsares o simple giratorias, no aparecían para ser detectadas.

Desde el año 1979, se empezó a monitorear radiaciones de gran intensidad de rayos gamma que emanaban desde las cercanías de un remanente de una supernova conocido como N49 ubicado en la Gran Nube de Magallanes. Cada una de estas radiaciones no tenían una duración mayor que dos décimas de segundo, pero emitían una energía equivalente a la que irradia el Sol durante un año.

Esas mismas radiaciones volvieron a ser detectadas en el año 1986, pero salvo provocar una serie de hipótesis y conjeturas, a nada claro se pudo llegar en cuanto a establecer su origen, con la excepción de concurrir a bautizarlas como SGR 1806-20. Fue recién, en 1996, que se empezaron a correr los velos que ocultaban el misterio sobre cuál podría ser el origen de esas fenomenales explosiones gamma cuyas radiaciones habían sido anteriormente detectadas.

SGR 1806-20

El instrumento de observación de rayos RXTE abordo del satélite Compton, en mayo de 1996, logró captar emisiones de rayos X que provenían desde SGR 1806-20 de una duración de 7,5 segundos. Los datos que registró el RXTE fueron comparados con otros que fueron obtenidos por el satélite japonés ASCA, años antes, registrándose sólo diferencias de ocho milésimas de segundo. Ello, demostró que el fenómeno que presentaba SGR 1806-20 cuando emitía las radiaciones que hemos descrito, se debía a pulsaciones que emitía una estrella con las características de una de neutrones, pero con algunos agregados que ya teóricamente se esperaban encontrar en este tipo de astros.

Las estrellas magnetares, corresponderían a un tipo de estrellas de neutrones prácticamente cadavéricas estelares, con un rangode tiempo de existencia por sobre los 10.000 años, y que probablemente han logrado cautivar un extremo campo magnético superior a varios miles de millones de Gauss al de la Tierra, lo que les permitiría almacenar una temperatura en la superficie del orden de los 10.000.000 de grados (el Sol tiene 5.000º) y, a su vez, energetizar los rayos X que provienen desde la rotación de su corteza exterior. Lo anterior, hace aparecer a la superficie de este tipo de estrellas de neutrones como una costra metálica magnetizada con una fuerza equivalente a 150 millones de veces la producida por la gravedad de la Tierra. A esa intensidad magnética, las fuerzas que se desplazan por la estrella deberían remecer las capas superficiales de ella como si se tratara de un permanente ambiente sísmico, pero además, adornado cada remezoncito por una erupción de rayos gamma con características más que violentas. `Por otro lado, serían también esas tremendas fuerzas magnéticas comportadas por este tipo de estrellas las que impedirían el comportamiento de éstas como púlsares.

Se cree que las magnetares no son astros aislados y escasos. Por el contrario, se piensa que en nuestra galaxia se deben contar por miles. Aparte de la ya ubicada SGR 1806-20, ya se tienen en vista otras seis candidatas.

En resumen, la clasificación que hemos entregado, per se, clarifica las diferencias que existen entre estrellas de neutrones propiamente tal y púlsares.

CÓMO DETECTAR ESTRELLAS DE NEUTRONES

Hasta ahora, solamente dos tenues puntitos pulsantes de luz visible se han podido detectar como emisiones desde estrellas de neutrones. Está demás decir, que la observación óptica de este tipo de estrella es más que una tarea difícil y compleja. No es cuestión de salir a rastrear el cielo nocturno con telescopios, por más que éstos sean muy poderosos. Sin embargo, los astrónomos han podido hallar estrellas de neutrones al observar los efectos gravitatorios que generan sobre otros objetos cercanos.

EMISIONES DE RADIO

La ubicación en el cielo de radioseñales pulsante fue el primer método que permitió descubrir estrellas de neutrones. Las partículas cargadas eléctricamente que caen en la estrella de neutrones, emiten neutrones como el foco de luz de un faro. Como la estrella de neutrones gira rápidamente, las frecuencias de las pulsaciones que se generan con la caída de partículas en su superficie coinciden con las rotaciones de la estrella.

RAYOS X

Los astrónomos han podido descubrir algunas estrellas de neutrones porque ellas son fuentes de rayos X. La intensa gravedad de una estrella de neutrones puede arrebatar partículas de polvo desde una nube de circunvalación o de una estrella cercana. Como las partículas se calientan y aceleran cuando son sacadas de su almacenamiento, emiten rayos X. Si bien, estos rayos no son emitidos directamente por la estrella, no obstante delatan su presencia por los efectos que genera el polvo en sus alrededores. Aunque los rayos X no penetran nuestra atmósfera, los astrónomos usan satélites para monitorear las fuentes de rayos X en el cielo.

RAYOS GAMMA

De las más de setecientas estrellas de neutrones halladas a la fecha cohabitando en las inmensidades del cosmos, unas diez han sido ubicadas por ser fuentes de emisión de rayos gamma. El fotón de los rayos gamma, comporta una parte importante de la energía de las estrellas de neutrones, yendo, dependiendo del caso, a representar desde el 1% al 100% del total de su potencial energético. Ello ha implicado contar con una poderosa huella estelar para poder distinguir estrellas de neutrones como fuentes de rayos gamma.

ROTACIÓN DE LAS ESTRELLAS

Muchas estrellas rotan una alrededor de la otra, igual como lo hacen los planetas orbitando al Sol. Cuando los astrónomos observan a una estrella en movimiento circular de algo, aunque éste no se pueda ver, las características del comportamiento móvil de la estrella estudiada puede indicar la estructura y naturaleza del objeto circundado por los movimientos orbitales de la estrella previamente ubicada.

LENTES GRAVITATORIOS

Lents-Flare

El uso de técnicas para el rastreo de lentes gravitatorios es otro de los métodos usados por los astrónomos para localizar estrellas de neutrones. Cuando un objeto masivo pasa entre una estrella y la Tierra, el objeto actúa como un lente y enfoca rayos de luz desde la estrella hacia la Tierra.
Lo anterior está muy bien, pero ¿ cómo una estrella de neutrones podría causar el efecto del lente ? Simple: la gravedad. Los efectos que genera la gravedad de un cuerpo masivo sobre los rayos de luz emitidos por un objeto ubicado detrás del primero, fue predicho por Einstein en su teoría de la relatividad general y comprobado en el eclipse de Sol ocurrido el 29 de mayo de 1919. La gravedad del Sol dobló los rayos de luz que procedían de una estrella que se encontraba ubicada detrás de él.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-04.htm