Pulsares

Royal Greenwich Observatory
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Cuaderno de Información No. 8: 'Pulsares'.

Estrellas Compactas:

Enanas rojas, enanas blancas, estrellas de neutrones, agujeros negros: esta es una lista de objetos en la que cada uno es más pequeño, más denso y más extremado en sus condiciones físicas que el anterior. La compactación es el resultado de la familiar fuerza de la gravedad, pero las condensadas estrellas que resultan están más allá de nuestra experiencia normal. Un pedazo del tamaño de una caja de fósforos del material de una enana blanca contendría la misma masa que un barco de guerra, mientras que la misma masa del material de una estrella de neutrones ocuparía el espacio de una cabeza de alfiler. Un agujero negro está tan colapsado, que tamaño y densidad ya no tienen significado alguno.

Una enana blanca, que es una estrella de un tamaño cercano al de la Tierra, pero con una masa similar a la del Sol, está impedida de encogerse más por la 'presión degenerada de electrones' --- los electrones libres no pueden empacarse más juntos. En algunas estrellas, usualmente más masivas que las enanas blancas, esta barrera es vencida por la combinación de electrones con protones para formar neutrones, que se empacan aún mas apretadamente, resultando en una estrella de neutrones. Una estrella de neutrones tiene una masa cercana a la del Sol, pero tiene sólo unos 30 Km de diámetro. Una estrella tan diminuta tiene una muy pequeña área superficial, y no puede emitir mucha de la radiación térmica que hace brillar a las estrellas normales; aún así, algunas estrellas de neutrones pueden ser observadas a grandes distancias debido a un tipo completamente diferente de radiación, una señal de radio pulsando regularmente. Estas son las pulsares.

Qué Son Pulsares?

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía (ahora el Nuffield Radio Astronomy Observatory) en Cambridge. Su emisión de radio característica es una serie uniforme de pulsos, separados con gran precisión, con períodos entre unos pocos milisegundos y varios segundos. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.

La regularidad de los pulsos es fenomenal: los observadores pueden ahora predecir los tiempos de llegada de los pulsos con antelación de un año, con una precisión mejor que un milisegundo.
Cómo puede una estrella comportarse como un reloj tan preciso?
La única posibilidad para una repetición tan rápida y precisa, es que la estrella esté rotando rápidamente, y emitiendo un haz de radiación que barre alrededor del cielo como un faro, apuntando hacia el observador una vez por cada rotación. El único tipo de estrella que puede rotar suficientemente rápido sin estallar debido a su propia fuerza centrífuga, es una estrella de neutrones.

Las pulsares son estrellas de neutrones fuertemente magnetizadas, con campos de intensidad que alcanza los 100 millones de Tesla (1 millón de millones de Gauss, comparado con menos de 1 Gauss para el campo magnético de la Tierra). La rápida rotación, por tanto, las hace poderosos generadores eléctricos, capaces de acelerar las partículas cargadas hasta energías de mil millones de millones de Voltios. Estas partículas cargadas son, en alguna forma aún desconocida, responsables por el haz de radiación en radio, luz, rayos-X, y rayos gamma. Su energía proviene de la rotación de la estrella, que tiene por tanto que estar bajando de velocidad. Esta disminución de velocidad puede ser detectada como un alargamiento del período de los pulsos. Típicamente, la rata de rotación de una pulsar disminuye en una parte por millón cada año: la Pulsar del Cangrejo, que es la más joven, y la más energética conocida, disminuye en una parte en dos mil cada año.

Cuántos Pulsares Hay En Nuestra Galaxia?

Los pulsares se han encontrado principalmente en la Vía Láctea, dentro de cerca de unos 500 años-luz del plano de la Galaxia. Un escrutinio completo de los pulsares en la Galaxia es imposible, puesto que los pulsares débiles solo pueden ser detectados si están cercanos. Los sondeos de radio ya han cubierto casi todo el cielo, y más de 300 pulsares han sido localizados. Sus distancias pueden medirse a partir de un retardo en los tiempos de llegada de los pulsos observados en las radio frecuencias bajas; el retardo depende de la densidad de los electrones en el gas interestelar, y de la distancia recorrida. Extrapolando a partir de esta pequeña muestra de pulsares detectables, se estima que hay al menos 200.000 pulsares en toda nuestra Galaxia. Considerando aquellos pulsares cuyos haces de faro no barren en nuestra dirección, la población total debería alcanzar un millón.

Cada pulsar emite durante cerca de cuatro millones de años; después de este tiempo ha perdido tanta energía rotacional que no puede producir pulsos de radio detectables. Si conocemos la población total (1.000.000), y el tiempo de vida (4.000.000 de años), podemos deducir que un nuevo pulsar debe nacer cada cuatro años (asumiendo que la población permanece estable).

Muy recientemente se han encontrado pulsares en cúmulos globulares. Se piensa que han sido formados allí por la acreción de materia en estrellas enanas blancas en sistemas binarios. Otros pulsares nacen en explosiones de supernovas. Si todos los pulsares fuesen nacidos en explosiones de supernovas, podríamos predecir que debería haber una supernova en nuestra Galaxia cada cuatro años. Estas son eventos espectaculares, y esperaríamos ver más de ellos, si uno ocurre cada cuatro años. La última supernova observada directamente en nuestra Galaxia, fue la supernova de Kepler en el año 1604, pero sabemos que ocurren otras que son menos espectaculares, o que son ocultadas de nosotros por nubes de polvo interestelares. No está todavía claro, si la rata de nacimiento de las pulsares y la rata de aparición de las supernovas pueden ser completamente reconciliadas, o cuántas pulsares pudieran formarse fuera de los cúmulos globulares, en sistemas binarios.

La Pulsar del Cangrejo:

La Nebulosa del Cangrejo es el residuo visible de una explosión de supernova que fue observada en el 1054 por astrónomos Chinos y Japoneses. Cerca del centro de la Nebulosa está la Pulsar del Cangrejo, que es la pulsar más energética conocida. Gira 30 veces por segundo, y está muy fuertemente magnetizada. Por lo tanto actúa como una estación celeste de generación de energía, generando suficiente energía como para mantener radiando a toda la Nebulosa en prácticamente todo el espectro electromagnético.

La pulsar del Cangrejo irradia dos pulsos por revolución: el perfil de este doble pulso es similar en todas las radio frecuencias por arriba de 30 MHz, y en las zonas ópticas, de rayos-X, y de rayos gamma del espectro, cubriendo al menos 49 octavas en longitud de onda.

Su luz visible es suficientemente poderosa como para que la pulsar aparezca en las fotografías de la Nebulosa, donde se la ve como una estrella de magnitud cercana a 16. Las fotografías normales promedian los pulsos, pero las técnicas estroboscópicas pueden mostrar la estrella separadamente en sus condiciones 'encendida' y 'apagada'.

La Pulsar Binaria y la Relatividad General:

Muchas estrellas son miembros de sistemas binarios, en los que dos estrellas orbitan una alrededor de la otra, con períodos de algunos días o años. Si una de estas estrellas es una estrella de neutrones, el par puede orbitar tan cercanamente que la atracción gravitacional entre ellas es muy grande, y pueden observarse algunos efectos poco usuales. Se conocen varios sistemas binarios en los que la otra estrella es una gigante; en estos casos la estrella de neutrones puede atraer gas de las regiones exteriores de su compañera, y una corriente de gas cae con gran energía sobre la superficie de la estrella de neutrones. Estos sistemas se observan como fuentes de rayos-X. Algunas de las fuentes de rayos-X muestran variaciones periódicas al rotar la estrella de neutrones: estos son las llamadas 'pulsares de rayos-X'.

Un sistema binario, conocido como PSR 1913+16, consiste de dos estrellas de neutrones, tan juntas que su período orbital es de sólo 775 horas. No hay corrientes de gas entre estas estrellas, que interactúan sólo por su mutua atracción gravitacional. La órbita de una de ellas puede ser descrita en gran detalle, debido a que es una pulsar.
El período de esta pulsar es de 59 milisegundos, y produce una muy estable serie de pulsos con una rata de deceleración inusualmente baja. Es, de hecho, un preciso reloj moviéndose muy rápidamente en un fuerte campo gravitatorio, que es la clásica situación requerida para una comprobación de la Teoría General de la Relatividad de Einstein.

Según la teoría dinámica no-relativista, o Newtoniana, las órbitas de ambas estrellas deberían ser elipses con una orientación fija, y el período orbital debería ser constante. Las mediciones de los tiempos de llegada de los pulsos han mostrados diferencias significativas con las simples órbitas Newtonianas. La más obvia es que la órbita precesa por 42 grados al año.
Hay también un pequeño, pero muy importante, efecto sobre el período orbital, que se sabe está reduciéndose en 89 nanosegundos (menos de una diez-millonésima de segundo) en cada órbita.

El período orbital en reducción representa una pérdida de energía, la que sólo puede descontarse por medio de radiación gravitacional. Aún cuando la radiación gravitacional en sí misma nunca ha sido observada directamente, las observaciones de la PSR 1913+16 han provisto buena prueba de su existencia. Es apropiado que este descubrimiento, que es una confirmación adicional de las predicciones de la Teoría General de la Relatividad, fuera anunciado en 1979, que fue el centenario del nacimiento de Einstein.

Vea también; 'Agujeros Negros'

Producido por el Departamento de Servicios de Información del Royal Greenwich Observatory.

FGS/PJA Miércoles Abril 17 13:25:59 GMT 1996

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Actualizada: Septiembre 15 '97, Junio 26 '14

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