martes, 22 de diciembre de 2009

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

 L a 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

 M irado 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

 E n 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

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

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

15 El Campo Magnético de las Estrellas de Neutrones

Cualquier estrella común gira y tiene campos magnéticos morfológicamente similares a los de la Tierra , lo que se denomina campo «bipolar». Cuando una estrella grande de aproximadamente de un radio de 1.000.000 de kms, hablando en números redondo, se colapsa convirtiéndose en una pequeña estrella de neutrones de unos 10 kms, o sea, se reduce en 100.000 veces, parte del campo magnético original, que pudo haber sido de unos 100 Gauss, se eyecta junto con los gases que son expulsados en la explosión; otra parte, queda cautiva en el plasma de la estrella que se desploma sobre el núcleo conservando el flujo magnético, pero creciendo enormemente . Esto significa que cuando la estrella se colapsó para convertirse en estrella de neutrones, el campo magnético que fue arrastrado por el plasma fue depositado en la nueva estrella y su magnitud va a depender de la densidad que cobre el plasma. Como en este decenlase no se crean nuevos campos magnéticos o se destruyen los primarios debido a los procesos electrodinámicos, el flujo magnético que se da para la estrella de neutrones está determinado matemáticamente como sigue:

Campo Magnético

Donde:
B es la magnitud del campo antes del desplome, y R es el radio del objeto antes del colapso. Ahora, aunque el flujo se conserva, tiene que igualar la magnitud final del campo magnético dividida por el radio de la estrella de neutrones. Como el nuevo radio de la estrella es 100.000 veces menor, entonces la magnitud del campo magnético es 100 Gauss x (100.000)2 o mil millones de Gauss.

En los procesos de implosión estelar, la magnitud de los campos magnéticos son determinados por la densidad del plasma de las estrellas. Cuando una estrella llega a ser una supernova, una parte de su campo magnético original es expulsado por la explosión. Otra parte del campo, que se encuentra atrapado en el plasma , se desploma en el núcleo de la estrella que implosiona para convertirse en estrella de neutrones. En estos casos, la magnitud de los campos magnéticos son determinadas por la densidad del plasma; en consecuencia, la parte de campo magnético que fue expulsada con los gases hacia el exterior, se debilita, mientras que la parte que fue arrojada sobre el núcleo se fortalece sustancialmente. Pero así como se produce el incremento del campo magnético vinculado a la estrella de neutrones, también se genera un aumento en la velocidad de rotación de ésta al igual como sucede con las patinadores artísticas cuando éstas en sus presentaciones juntan piernas y brazos. Pero en una estrella de neutrones el eje de giro y el eje del campo magnético (determinado por los polos norte y sur de la estrella de neutrones) no tienen por que coincidir. Así pues, la estrella de neutrones gira rápidamente y el campo magnético gira sobre su eje independientemente, a gran velocidad a su alrededor. Las partículas cargadas eléctricamente de las proximidades de la estrella de neutrones caen en ella, emitiendo con ello un haz de radiación que gira con la estrella de neutrones como el foco de luz de un faro. Este «efecto de faro» da como resultado la radioseñal pulsante que más distingue popularmente a las estrellas de neutrones y su frecuencia corresponde exactamente a la rotación que cada una de ellas realiza.
Ahora, la potencia del campo magnético que se genera en una estrella de neutrones acelera a los electrones y protones que apresa a velocidades cercanas a la de la luz y los obliga a describir trayectorias en espiral, lo que origina unos conos de radiación que abandonan la estrella en la dirección de su eje magnético.
Cuando se desarrolla una estrella de neutrones, el plasma original que contiene neutrones, protones y electrones, evoluciona rápidamente hacia un nuevo estado. La mayoría de los electrones se desploman sobre los protones transformándose en neutrones. La neutronización de la materia llega hasta que tan sólo un mínimo porcentaje de los electrones y protones quedan como sobrevivientes. Del volumen del núcleo, la mayor parte es de neutrones (por lo menos un 95%). Esa tan alta densidad que se da hace pensar también a algunos físicos en la posibilidad de que los neutrones se desplomen unos contra otros y transformen a la estrella en una sola masa de quarks. Ahora, como este tipo de estrellas mantienen algún número de electrones y protones en capas cercanas a la superficie, ahí se cargan las partículas que proveen la corriente necesaria para mantener el campo magnético.

Fuente: http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-03_07-02.htm