martes, 22 de diciembre de 2009

16 Balizas Estelares

L os púlsares, observados por primera vez en los años sesenta con ayuda de los radiotelescopios, son fuentes de energía que emiten radiación en ráfagas de extraordinaria regularidad. Sus señales se repiten periódicamente en intervalos que se extienden desde los varios segundos a meras milésimas de segundo. Tan precisos eran los períodos de los primeros púlsares observados, que sus descubridores estuvieron tentados a asociarlos con seres extraterrestres inteligentes. En cualquier caso, estas misteriosas señales también resultaron ser algo que se había buscado desde hacía tiempo: la prueba de la existencia de las estrellas de neutrones, predichas por primera vez en los años treinta como el peculiar residuo de masa que es de esperar tras la explosión cómo supernovas de estrellas muy masivas.

St-Púlsar

El grado de comprensión de la materia en una de estas estrellas origina un campo magnético que es mil millones de veces superior al de una estrella ordinaria. . Este campo magnético, en combinación con la extremadamente rápida rotación de la estrella, produce una especie de efecto dínamo. A través de su superficie, una estrella de neutrones arroja un importante número de partículas cargadas eléctricamente, electrones y protones fundamentalmente. Al verse obligadas a moverse en espiral en el seno del campo magnético de la estrella, estas partículas emiten energía electromagnética en diferentes formas, incluyendo ondas de radio, ópticas, ultravioleta, rayos X y rayos gamma.

MODELO DE PÚLSAR

De acuerdo con uno de los modelos teóricos, esta energía es emitida desde cada uno de los polos magnéticos de la estrella, formando dos potentes haces de energía que el movimiento de rotación de la estrella convierte en un haz giratorio, en analogía a los rayos de luz de un faro (efecto de faro) . Este modelo describe satisfactoriamente la mayoría de los más de setecientos púlsares detectados hasta la fecha, energetizados por rotación (existen otros energetizados por acreción).

Ani-Púlsar

La mayoría de las estrellas de neutrones giran sobre sus ejes varias veces por segundo. Pero se ha localizado una, la más rápida observada, que lo hace ¡al increíble ritmo de 1,6 milisegundos! No es fácil imaginar aquello, que una esfera del tamaño de una ciudad de la Tierra gire tan de prisa. Este «púlsar» de milésimas de segundo probablemente perteneciese a un sistema estelar binario, que adquirió su extraordinaria velocidad de rotación en el proceso de absorción total del momento angular de su acompañante.



Los púlsares están constantemente perdiendo energía, convirtiendo su energía cinética de rotación en radiación y/o un viento de partículas. La observación sistemática de los púlsares ha demostrado que su velocidad de rotación disminuye con la edad. Este frenaje se atribuye a la presencia de un campo magnético enorme , del orden de 108 a 1013 Gauss (por comparación, el campo magnético terrestre es del orden de un Gauss y el campo magnético más fuerte producido en laboratorio es del orden de 106 Gauss). Una estrella de neutrones puede ser un púlsar solamente si su velocidad de rotación es suficientemente alta; pero debido al frenaje observado, todo púlsar se apagará algún día y las estrellas de neutrones jóvenes solamente pueden ser radio-púlsares durante unas decenas de millones de años, lo que en términos astronómicos es un tiempo corto. Todos los púlsares son estrellas de neutrones, no todas las estrellas de neutrones son púlsares. Sin embargo, si una estrella de neutrones tiene una compañera, es posible que vuelva a reactivarse como un púlsar, que vuelva a encenderse. De la reducida muestra de púlsares observados se extrapola que deben existir, en toda la Vía Láctea, unas cuantas centenas de millones de estrellas de neutrones que ya no son púlsares.

Hoy, los astrónomos han descubierto ya más de siete centenas de púlsares en nuestra galaxia, y puede que haya millones, restos de estrellas que brillaron en tiempos deslumbrantes. Una idea relegada a los márgenes de la física teórica pasó a ocupar un lugar en el centro de la astronomía de observación.
A principios de 1969, los astrónomos advirtieron "fallos", una aceleración rápida del giro, en algunas estrellas de neutrones. Estos fallos se repetían para sorpresa de algunos astrónomos. ¿Cuál podría ser la causa? Para explicarlas, los astrónomos elaboraron detallados modelos matemáticos de estrellas de neutrones. De acuerdo con algunas teorías, los fallos se deben a resquebrajamientos que se producen en la corteza sólida de una estrella de neutrones, como temblores o terremotos. Estos resquebrajamientos hacen que la estrella de neutrones se vaya encogiendo muy poco a poco y lo mismo que la patinadora que gira sobre hielo encogiendo los brazos y las piernas, la estrella de neutrones al encogerse gira más y más de prisa. Desencadenan estos temblores desequilibrios complejos que se producen en el extraño interior de la estrella y proporcionan a los científicos la oportunidad de comprobar su modelo teórico del interior de ésta.

UN FARO CÓSMICO

Uno de los modelos más simples de púlsar es aquel que los considera como una densa esfera de neutrones que emite haces cónicos en longitudes de ondas de radio a lo largo de sus dos polos magnéticos. Este eje magnético no coincide con el eje de rotación de la estrella de neutrones, ya que si no fuera así, no sería posible apreciar ningún efecto pulsante: la energía emitida se irradiaría sin denotar variaciones distinguibles. Sin embargo, como los ejes de rotación y magnético no suelen coincidir, cada haz rota simultáneamente con el movimiento de giro del púlsar, de forma similar a como se da con los rayos de luz de un faro de señales. Los observadores terrestres sólo pueden detectar estas emisiones cuando el eje de estos conos de radiación apuntan directamente a la Tierra: los radiotelescopios detectarán dicha señal cada vez que estos haces de radiación en rotación barran nuestro planeta. De esta forma, los astrónomos pueden desarrollar los cálculos para estimar cuál es la rapidez de rotación del púlsar partiendo como punto de referencia el tiempo empleado en el cual ocurren dos pulsos.

Cono estrella de neutrones

El potente campo magnético de las estrellas de neutrones aprisiona a los electrones y protones los que son acelerados a velocidades cercanas a la de la luz y obligados a trazar trayectorias en espiral, lo que origina unos conos de radiación que abandonan la estrella en la dirección de su eje magnético.

GRÁFICO

 En el diagrama se muestran la distribución de los pulsos de radio emitidos por una estrella de neutrones. Pulsos más débiles, conocidos como interpulso, se alternan con otros de mayor intensidad, una indicación de que los haces de radiación que emanan de los dos polos magnéticos de la estrella pueden tener intensidades disímiles.

CINCO SEÑALES DESDE UNA SOLITARIA ESTRELLA

Uno de los más curiosos e inusuales púlsares conocido bajo la denominación como PSR 1237+25 emite una radioemisión compuesta por cinco pulsos individuales. Los astrónomos y físicos teóricos que han estudiado a este extraño objeto cósmico creen que emite cinco haces cónicos de radiación independientemente desde sus polos magnéticos. El resultado de la radiación mancomunada de estos cinco haces alrededor del eje magnético de la estrella es un complejo grupo de señales. La rotación afecta a la señal del púlsar causando fluctuaciones periódicas en la intensidad de los distintos pulsos que la forman.
Se cree que la radiación de este púlsar se genera de acuerdo con el modelo clásico: es decir, como resultado de la interacción de electrones y protones con el campo magnético de la estrella. Sin embargo, todavía no se tiene una sólida orientación teórica que explique cuáles son las propiedades precisas de este púlsar que originan sus emisiones múltiples.

GRÁFICO

Cada conjunto de pulsos de este radiográfico de PSR 1237+25 se compone de la suma de cinco subpulsos. La altura de los distintos picos representa la intensidad relativa de los cinco haces de radiación. Aunque la forma de estos quintuples pulsos cambia periódicamente, el intervalo temporal entre dos pulsos consecutivos -que sólo depende de los detalles de la rotación de la estrella de neutrones- permanece constante.

PÚLSARES EN PAREJAS

El más famoso púlsar de radio en un sistema binario es el Hulse-Taylor o PSR 1913 + 16 que se supone que tiene a otra estrella de neutrones como compañera. La segunda de estas estrellas no es detectable desde la Tierra, probablemente porque su haz de radiación nunca barre esta parte de la galaxia. Sin embargo, la señal proveniente de PSR 1913+16 configura un patrón de pulso que nos indica que está orbitando en torno a otro objeto. Como consecuencia del efecto Doppler, la frecuencia de los destellos de radiación del púlsar aumenta cuando su trayectoria orbital le lleva a acercarse a la Tierra, mientras que disminuye cuando, siguiendo su órbita, se aleja de nosotros.

El Halse-Taylor o PSR 1913+16 es un radio púlsar normal, no es milisegundo, con un período de rotación de 59 milisegundos. Ambas estrellas de neutrones se encuentran bastante cerca una de la otra, ya que su período orbital no sobrepasa las ocho horas, pero no se transfieren materia entre ellas; solamente interactúan mutuamente por la gravedad de cada una. Ahora, es el patrón de pulso que hemos mencionado el que permitió describir con detalle la órbita del púlsar, ya que cuando éstos son detectados en la Tierra parecen a los punteros de un reloj muy preciso que se mueven muy rápidamente dentro del ámbito de un ambiente de campo gravitatorio fuerte, requisito importante aportado para una de las confirmaciones de predicciones de la teoría general de la relatividad.

B-Púlsar

Lo último anotado anteriormente sobre la órbita del púlsar es quizá para los astrofísicos lo más relevante que ofrece este «bicho». Las señales del púlsar estarían revelando que ambas estrellas de neutrones estarían experimentando pérdida de energía orbital, acercándose una con la otra paulatinamente. Ello indicaría que esa pérdida de energía sería ocasionada por la generación de ondas gravitacionales, una forma de radiación que de acuerdo con la teoría de la relatividad general de Einstein debería ser emitida por dos masas en órbita.

GRÁFICO

El análisis de las señales provenientes de PSR 1913+16 muestran variaciones cíclicas en la frecuencia de sus pulsaciones, lo que implica, casi con absoluta seguridad, que esta estrella de neutrones se encuentra orbitando en torno al centro de gravedad de un sistema binario. Cuando en su movimiento orbital el púlsar se acerca a la Tierra, los lapsus de tiempo entre pulsos disminuyen; cuando se aleja, se observa un incremento en los intervalos de los pulsos.

UN CRONÓMETRO ESTELAR DE MILISEGUNDO

Ya anunciamos anteriormente la existencia de un rapidísimo púlsar que emite señales con intervalos de 1,6 milisegundos, pues bien, se trata del púlsar PSR 1937+21. Este púlsar goza del imperio de poder reclamar con todo derecho dos importantes distinciones astronómicas. No sólo emite destellos de radiación a un ritmo de 600 veces por minuto, lo que lo distingue dentro de los púlsares más rápidos conocidos hasta la fecha, sino que, lo más extraordinario, es tan preciso como un reloj atómico y, hasta ahora, no se conocen iguales en el universo.

GR-1937

Verdaderamente, este púlsar es todo un enigma. No se le han detectado alrededor del mismo restos algunos de supernovas, por ello, los astrofísicos y astrónomos que lo han estudiado creen que pueda tratarse de una anciana estrella de neutrones, el núcleo desnudo de una explosión dispersada hace ya un tiempo. De ser así, una estrella muy vieja, convierte la rápida rotación de este púlsar en un misterio, ya que los conocimientos que se tienen hasta la fecha sugieren que las estrellas de neutrones disminuyen su velocidad de rotación con los años. Una explicación bastante "aterrizada" es que originalmente el púlsar PSR 1937+21 formó parte de un sistema binario que incluía una estrella convencional. A medida que la inmensa gravedad de la estrella de neutrones arrebataba materia de su compañera (figura izquierda), aquella empezó a girar más rápidamente. La segunda estrella evolucionó con el tiempo convirtiéndose en una gigante roja que al final explotó como una supernova, dejando tras de sí a PSR 1937+21 en compañía de una nueva estrella de neutrones cuyas emisiones no son detectables desde la Tierra.

GRAFP05

El gráfico representa la que pudo ser la historia de la elevada frecuencia de pulsaciones del PSR 1937+21. Las diferentes secciones del diagrama reflejan las características de la señal del púlsar en los tres posibles estadios de su evolución que se desprenden de la sucinta descripción sobre el modelo teórico que hemos usado en las explicaciones que hemos vertido sobre este enigmático objeto estelar. A medida que la estrella de neutrones ve acelerada su rotación, la frecuencia de los pulsos aumenta y, consecuentemente, el período entre los mismos disminuye.

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

1 comentario:

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