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Entendiendo las estrellas de neutrones y los púlsar

 
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JandroChan
Magnitud 4
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Registrado: 11 Jun 2006
Mensajes: 905
Ubicación: Alcalá de Guadaira (Sevilla)

MensajePublicado: 13 May 2007 21:50    Asunto: Entendiendo las estrellas de neutrones y los púlsar Responder citando

Las estrellas de neutrones y los púlsar han sido desde mediados de este siglo, objeto de estudio por parte de científicos de todo el mundo. Sin duda es un tema apasionante, el estudio de los momentos finales de la vida de las estrellas. Comprendiendo esto, podemos entender muchos de los fenómenos que ocurren a todo nuestro alrededor en el Universo.



Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II. Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez la estrella alcanza el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía. La masa de la estrella original debe ser mayor que 8 masas solares y menor que un cierto valor que aún, a día de hoy se desconoce.

Para masas menores que 8 masas solares, la estrella degenera en una enana blanca, formando a su alrededor una nebulosa planetaria (el futuro del Sol que espero no le pille a ningún Astroguiano Very Happy), mientras que para masas mayores al impreciso límite superior, la estrella degenera en un agujero negro.

Un púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación pulsante periódica. Los pulsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el período de rotación del objeto. Esto es debido a la inclinación del eje magnético respecto al eje de rotación. Los dos haces de radiación se emiten desde cada polo magnético formando un doble cono que barre el espacio periódicamente, de forma análoga a como lo hace un faro. Dichos pulsos pueden ser emitidos en frecuencias correspondientes a radio, rayos X o rayos gamma. La pulsación de estos objetos lógicamente disminuye a la vez que lo hace su rotación. A pesar de ello, la extrema constancia de ese período, en algunos pulsares, ha hecho que sean usados para calibrar relojes de precisión. Así mismo, no todos los pulsares son visibles, ello dependerá de si los haces de luz barren o no nuestro campo de visión.



En 1934 Subrahmanyan Chandrasekhar escribió que las estrellas de gran masa no pueden encontrar el equilibrio en el estadio de enana blanca, por lo que era obligado especular con otras posibilidades.

Varios años antes había definido el valor límite de la masa de las enanas blancas (que recibe su nombre), alrededor de 1,4 M solares, más allá del cual la presión de degeneración de los electrones (estado de las enanas blancas) no podía resistirse a la contracción gravitatoria. Quiere decir esto, que si la “muerte” de la estrella daba como resultado una enana blanca de masa superior 1,4 veces la del Sol, la estrella tiene que evolucionar hacia otro estado.

Si se sobrepasa ese valor, la materia se comprime, se da un acercamiento excesivo de los electrones con los nucleones, y se produce la fusión de los electrones con los protones, en el denominado proceso beta inverso.

Los neutrones, sin carga, no se repelen eléctricamente, y se agrupan sin dejar espacios. Además la desintegración beta de los mismos está muy desplazada en el sentido de la reacción. Así la estrella se convierte en un objeto denso y compacto compuesto por un agregado de neutrones, una estrella de neutrones.

Llegados a este punto, un pequeño volumen del tamaño de una pelota de tenis, puede llegar a tener una masa de varios cientos/miles de toneladas.

Características de las estrellas de neutrones

El radio pasa a tener una decena de kilómetros (unos 15), y la masa apenas difiere respecto a las enanas blancas, lo que de densidades del orden de 108 toneladas por cm3. La presión del gas de neutrones es ahora la que mantiene a la estrella contra su peso, evitando por tanto el colapso gravitatorio.

Su formación libera gran cantidad de energía, que calienta al cuerpo a temperaturas de 107 K, pero por su reducido tamaño es inobservable. La previsión de la existencia de las estrellas neutrónicas se la debemos a Walter Baade y Frank Zwicky (1934), quienes sugirieron su origen a partir de las supernovas. En 1939 Oppenheimer y Volkhoff demostraron que también existe una masa límite máxima para las estrellas neutrónicas. Inicialmente la cifraron en 0,7 M, pero los cálculos recientes (dependientes de la Física Atómica y relacionados con la compresibilidad nuclear) la fijan en torno a las 3 M. Por encima de ese límite se supone un colapso total, que daría origen a los agujeros negros. En su honor, a esa masa límite superior se la llama de Oppenheimer-Volkhoff.

La detección visual de una estrella de neutrones se hace inviable por su reducido tamaño, y pueden parecer simples construcciones teóricas. Debemos entonces suponer su existencia a partir de los cálculos de masas de sistemas binarios particulares con concuerden con las líneas básicas. Sin embargo la observación radioastronómica ofreció una forma inesperada de detectarlas en función de otras características, como pulsares.

Púlsares

El 28 de Noviembre de 1967, analizando los datos obtenidos con el radiointerferómetro de Cambridge, Jocelyn Bell descubrió una extraña señal periódica3, que se repetía regularmente a intervalos de 1,33730113 segundos (hoy catalogado como PSR 1919+21). A este nuevo tipo de objeto astronómico se le denominó pulsar, de pulsating radio sources (PSRs). Se dieron varias posibles explicaciones:

* una emisión extraterrestre artificial (¡hombrecillos verdes!, llegó a publicar la prensa …)

* un mecanismo de variabilidad, como el típico las estrellas pulsantes cuyo radio se expande y se contrae

* disposiciones de emisión orbitales o geométricas, como las dadas en los sistemas binarios

* un mecanismo de rotación del cuerpo emisor, como un faro

La primera quedó rápidamente desechada, por improbable y por el poco sentido que tiene la emisión de una simple señal repetida.

La segunda y la tercera no eran capaces de dar cuenta de períodos tan cortos como los observados. Quedaba la última, favorecida por la regularidad de los impulsos. Por su período debería tratarse de un objeto pequeño y masivo, más pequeño que las enanas blancas. De forma natural aparecieron como candidatas las hipotéticas estrellas de neutrones.

Con el tiempo el número de pulsars aumentó (en quince años se contabilizaban 330), y se pudieron apreciar varias características: entre las que destaca que la intensidad de la radiación emitida disminuía con la frecuencia. Esta distribución espectral rápidamente cuadró con el tipo sincrotrónico, mecanismo basado en la emisión de partículas cargadas relativistas (mayormente electrones), que se ven frenadas o confinadas por campos magnéticos, siguiendo trayectorias helicoidales alrededor de las líneas de fuerza del campo. La radiación de estas partículas, por efecto de su movimiento relativista, queda confinada a un estrecho ángulo sólido en la dirección del movimiento (se habla de una emisión muy directiva). Como se mueven por los polos y alrededor de las líneas del campo, el efecto resultante es un estrecho haz radiante que se extiende sobre los polos magnéticos. Esta hipótesis se ve confirmada por la variación del plano de polarización con la posición considerada, lo que indica un cambio de orientación de los campos magnéticos con respecto al observador durante el tiempo de emisión de cada impulso como el descrito por una rotación. La emisión más típica de este mecanismo se descubre con detectores de radio, aunque nada impide su detección en otros rangos.



Con estos datos el modelo básico de pulsar (de Gold) se perfiló como
una estrella de neutrones en rotación, con el eje magnético inclinado
respecto a su eje de giro, de forma que el efecto de pulso corresponde
a la orientación del eje magnético hacia el observador.
A partir de la nueva importancia de las estrellas de neutrones se desarrollaron más las teorías sobre sus características y estructura.

Quedaba claro que por la emisión estos objetos debían tener muy intensos campos magnéticos y grandes velocidades de rotación.

Analicemos lo que predice la conservación del momento angular y del flujo magnético aplicada a una estrella típica como el Sol, si se la supone contraída al tamaño de una estrella de neutrones (10 km). Entonces se tendría un período de 0,5 s (respecto al actual de 25 días) y un campo magnético de 5·109 Gauss (respecto a un valor del orden de uno). Este hecho parece indicar que las estrellas neutrónicas no provienen de la evolución de algún tipo de estrellas u objetos extraños, sino quizá de estrellas comunes. Como no se observan otros objetos con características intermedias entre las estrellas normales y de neutrones, debe concluirse que el paso de las primeras a las segundas se realiza de forma brusca, incluso explosiva. Esto lleva a conectarlas con un origen en las supernovas, lo cual queda avalado por los siguientes hechos:

* El argumento estadístico de la distribución galáctica de este tipo de objetos, concentrada hacia el plano galáctico con una altura media de unos 230 pc, algo mayor que la de gas (200 pc), donde se forman y mueren las estrellas jóvenes y masivas que pueden crearlos.
* La distribución preferente en los brazos del disco, que refuerza el argumento anterior (el tiempo de vida de una estrella masiva no da como para abandonar los brazos).
* La detección en algún sistema binario (por ende muy probable naturaleza estelar).
* Los restos de supernovas que se han encontrado asociados a pulsars, en parejas, y la concordancia de edades de ambos.



Distribución de 440 pulsars en coordenadas galácticas. La concentración
hacia el plano galáctico es clara.
Hay dos asociaciones de este tipo que se muestran inequívocas. Sólo en dos puede parecer una prueba de que no hay una asociación real, pero a continuación se comentará porqué no se detectan más.

A finales de 1968 se descubrió un pulsar (PSR 0531+21) en el centro de la Nebulosa del Cangrejo, que es el resto de la supernova del año 1054. La asociación física de ambos es palpable por la sincronía de la emisión del pulsar y de la nebulosa (que refleja o reemite del primero). Se trata asimismo de un púlsar óptico. Los datos del período (0,033 s y ralentización de 13,5·10-6 s) indican una edad que ronda los 1200 años, lo que queda dentro de los márgenes de coherencia. Algo similar puede decirse de la nebulosa resto de supernova Vela X y el pulsar PSR 0833-45. El problema de la detección de los pulsars asociados a supernovas encuentra tres explicaciones:

* Para detectar un pulsar se necesita el alineamiento del cono de movimiento del eje magnético con el observador en algún momento de su movimiento de rotación. Si el estrecho faro no nos “alumbra” no podemos verlo. La estadística estima que las probabilidades de detección andan entre el 10 y el 20%.

* No todas las estrellas de neutrones deben dar necesariamente púlsares (se necesita la no coincidencia de los ejes de rotación y magnético).

* Pequeñas asimetrías de la densidad en el momento de la explosión, pueden provocar el alejamiento posterior del resto neutrónico de la nebulosa.

* No tenemos acceso al análisis de toda la Galaxia, por la propia obstrucción de la misma.

* La vida de las nebulosas es bastante inferior a la de los pulsares (unas decenas de miles de años frente a millones). De hecho, de los 330 primeros pulsares sólo 8 presentaban edades inferiores a los 100.000 años.

Hay otras dos características asociadas con el período. La primera es un ligero aumento del mismo con el tiempo, que debe interpretarse como un frenado de la rotación debido a la pérdida de momentos angular y energía por la emisión. De esta forma pueden estimarse edades a los pulsares según el grado de ralentización que se aprecia, empleando una relación comúnmente aceptada.



Otra son los repentinos y ligeros aumentos del mismo, que los teóricos interpretan como efectos bruscos de contracción de la estrella. El progresivo aumento del período debe suponer una pérdida de fuerza centrífuga en el balance del equilibrio estelar. Es de suponer que la densa materia de la estrella de neutrones de la superficie no sea totalmente neutrónica, sino constituida por densos núcleos atómicos como los del hierro, y que se encuentre bajo la forma de algún tipo de cristalización. El vencimiento del peso por falta de fuerza centrífuga podría provocar roturas de esa estructura, como una especie de “terremoto estelar”, hacia una nueva ordenación más compacta, y con un menor momento de giro.

Con estos datos puede presumirse un cierto tipo de estructura para una estrella de neutrones. Exteriormente estaría recubierta por una fina capa de electrones relativistas, de algún centímetro de espesor. Por debajo debería existir una capa de núcleos pesados, de pocos kilómetros de espesor, y luego el cuerpo principal de la masa neutrónica que define a la estrella. En la parte más interna, dadas las extraordinarias condiciones imperantes, la descripción debe recurrir a la Mecánica Cuántica, que llevaría a considerar algún tipo de hiperones, partículas subatómicas de gran masa cuyas características aún se conocen poco. La materia neutrónica altamente condensada podría tener propiedades como la de superconductividad, por lo que se suele hablar de un hipotético superfluido de neutrones. La zona más externa de la estrella, que incluiría a la capa de núcleos pesados y parte de la neutrónica debería presentar una estructura cristalina, que explicaría los súbitos aumentos del período. Exteriormente estaría recubierta por una compleja e intensa magnetosfera, donde se aceleran las partículas cargadas que producen su radiación.

Púlsars superrápidos

Pudiera pensarse que no se detectan más pulsars asociados a supernovas por un efecto de selección instrumental. Para solventar esto se emplearon nuevos equipos, y en 1982 se descubrió un pulsar (PSR 1927+214) de 1,558 milisegundos, que implicaba una velocidad de rotación de más de 650 vueltas por segundo. Posteriormente aparecerían nuevos casos de estos pulsars superrápidos, de milisegundo, o superceleres. Tienen tal velocidad, que girando al doble de rápido se destruirían por la fuerza centrífuga.

La teoría que explica la aparición de estos pulsares se diferencia de la normal, denominada de génesis caliente, por provenir de la explosión de supernovas. Aplicando la regla de velocidad de frenado con período, estos pulsares deberían ser extremadamente jóvenes, recién originados de una supernova, lo que no se verifica en ninguno de los casos. Un detalle crucial es que si el mecanismo que les da origen fuera el mismo (supernovas) debería encontrarse una distribución continua entre los “normales” y los veloces (entre 10 y 30 milisegundos), lo que no se observa. Tampoco se verifica la regla de la ralentización, de mayor frenado que los normales.

Todo esto indica que no son del mismo tipo en cuanto a la potencia emisora, y que forzosamente deben tener un campo magnético menor (de hasta unas 1.000 veces). Emiten poca energía girando rápidamente, con débiles campos magnéticos. La intensidad del campo magnético de los pulsares producidos por supernovas se deben a las altas temperaturas alcanzadas, por lo que estos deben formarse en condiciones “más frías” (génesis fría, para distinguirla de la otra). La manera en que una estrella de neutrones gane revoluciones es acumulando materia, pero de forma lenta, como los procesos que se dan en los sistemas binarios interactuantes. Si la acreción fuera intensa, la temperatura subiría y con ella la intensidad del campo. Nos encontramos así con dos mecanismos de formación de estos pulsares, ambos en sistemas binarios: por “rejuvenecimiento” de uno ya existente, o por la conversión de una enana blanca en estrella de neutrones. Este segundo camino tiene la dificultad ya comentada de la posible ignición de la enana blanca como SN I, por lo que deberían ser enanas cercanas al límite de Chandrasekhar.

Pulsars binarios

Se conocen algunos, de los que el primero (PSR 1913+16) fue descubierto en 1974. Se descubrió que su período de emisión en radio variaba de un día al siguiente, lo cual era raro dada la gran precisión de estos objetos. Al identificar la causa como de efecto Döppler, quedó clara su naturaleza binaria, orbitando alrededor de una invisible compañera. Aplicando los métodos de análisis de las binarias (en radio) se conocieron otros datos orbitales. Lo importante de estos peculiares sistemas es que permiten la comprobación de ciertos aspectos de la teoría general de la relatividad. Por un lado la precesión del perihelio, que se refleja en la variación del período, y que permite estimar las dos masas: 1,42 y 1,4, lo que concuerda con las teorías. De otro sirven de base para el estudio de l posible existencia de ondas gravitatorias. Dado que un cuerpo acelerado cargado emite ondas electromagnéticas, una masa en movimiento debería emitir ondas gravitacionales.

Dichas ondas suponen una pérdida de energía, que debe influir en las características del sistema acortando el período orbital, según la teoría en unos 3,1 mm/órbita. Tomando largos intervalos de tiempo el efecto debiera ser apreciable, y así parece comprobarse con las observaciones, que constituyen la la mejor prueba (aunque indirecta) de la existencia de estas ondas.
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Mensajes: 2001
Ubicación: Tenerife

MensajePublicado: 13 May 2007 22:55    Asunto: Responder citando

Hola Jandro, me encanta este tema, decir que apenas se conocen unos pocos en nuestro universo conocido y que la señal que nos llega depende de que su eje se encuentre en "dirección" a la Tierra y que seamos capaces de detectarlos, hay algunos muy conocidos como el que se encuentra en M 1 y cuya señal llega a la Tierra con mas de 24 señales por segundo (nebulosa del cangrejo, en Tauro). Buen articulo y buen trabajo!!
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Hola, me llamo Groucho, perdonen que no me levante.
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