ENANAS BLANCAS                                                                     

pablo@astronomos.org 

¿QUÉ SON LAS ENANAS BLANCAS?

Son los restos “fríos” de lo que en otro tiempo fue el núcleo de una estrella semejante al Sol. Son “estrellas” muy compactas y densas cuya masa no supera 1.4 M(Masas Solares). Su alta densidad es debido al colapso gravitacional: como la enana blanca ya no tiene reacciones de fusión nuclear (por eso ya no es propiamente una estrella) domina sobre ella la atracción gravitacional y ésta la comprime hasta donde los electrones –despojados de sus núcleos atómicos- impiden una mayor compactación. El diámetro de una enana blanca es aproximadamente el 1% del diámetro de nuestro Sol (10,000 a 15,000 Km.) por lo que se consideran oscuras, sin embargo, cada m² de la enana blanca emite mucho mayor radiación que el Sol. El Sol tiene una temperatura superficial de unos 5,770 kelvin, mientras que una enana blanca esta temperatura puede ascender hasta 220,000 k. De cerca una enana blanca es deslumbrante, pero son tan pequeñas, que la cantidad global de energía emitida es muy poca. Su magnitud absoluta - como se verían a una distancia de 32.6 años luz - es de 10 a 15.  La magnitud absoluta del Sol es de 4.85, ¡hasta 10,000 veces más brillante que una enana blanca!

Se dice que las enanas son blancas pues cuando están recién formadas son muy calientes y resplandecientes, pero el nombre puede despistar a más de uno. La enana blanca ya no produce energía. Está literalmente apagada. Se está enfriando. Por tanto, en la medida que vaya disipando su calor, su color cambiará: hay enanas amarillas, naranjas, rojas y ultimadamente, negras –aunque nadie haya visto ninguna de éstas-.

Las enanas blancas provienen de estrellas cuya masa asciende hasta 8 M , mismas que al morir se despojan hasta del 90% de su masa formando una nebulosa planetaria bellamente tejida alrededor del candente núcleo. Una vez desnudo, el núcleo se contrae hasta que el rechazo de los electrones entre sí (tienen la misma carga –negativa-) detiene el colapso gravitacional. Se dice que hay una degeneración de materia por electrones. Para cuando esto sucede la enana blanca habrá alcanzado densidades de 10⁷ a 10¹¹ kg/m³ (de 10,000 hasta 100 millones de toneladas por metro cúbico) A estas densidades el comportamiento de la materia es gobernado por el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica, en otras palabras, la física tradicional ya no aplica en este lugar. (Por ejemplo: mayor presión no implica mayor temperatura). 

No existen enanas blancas cuya masa exceda 1.4 M . Esto lo demostró Subramanyan Chandrasekhar –don’t worry...sus amigos le llamaban Chandra- en 1918. Si la enana blanca es alimentada en exceso por alguna estrella compañera y su masa excede el límite de Chandrasekhar la degeneración de los electrones será incapaz de evitar que el colapso gravitacional se reanude. La enana blanca se colapsará y probablemente vuele en pedazos. La explosión es conocida como supernova Tipo Ia.

 El límite de Chandrasekhar varía de acuerdo con la composición de la estrella:

 Para una enana blanca abundante en helio, el límite de Chandrasekhar es de 1.44 M .

Para una enana blanca abundante en carbono, el límite de Chandrasekhar es de 1.40 M .

Para el núcleo de una estrella abundante en hierro, el límite de Chandrasekhar es de 1.11 M .

Este límite aumentará en la medida que una estrella rote a mayor velocidad: la fuerza centrífuga se opone al colapso.

 La luz observada en una enana blanca es emitida en una delgada atmósfera que disipa el calor residual del núcleo. La atracción gravitacional es tal en la superficie de la enana blanca que su espectro sufre irregularidades. La mayoría de las enanas blancas (más del 75%) poseen atmósferas ricas en hidrógeno y son clasificadas como enanas tipo DA. Otras enanas muestran una ausencia total de hidrógeno. Algunas aparecen ricas en helio, carbono y calcio. En algunos casos se detectan fuertes campos magnéticos (10⁵ Tesla) y también se han observado casos en los que se manifiesta una alta velocidad rotacional. Otras enanas blancas son variables pulsantes (Tipo ZZ Ceti).

 Es generalmente aceptado que las enanas blancas son las protagonista principales de las variables cataclísmicas: novas, novas recurrentes, novas enanas, estrellas simbióticas, supernovas tipo Ia, etc.

 HACIA LAS ESTRELLAS DE NEUTRONES

 Chandra –y no es que presuma su amistad- había demostrado en 1918 que si una enana blanca excedía una masa de 1.4 M , la carga sobre ella sería tan aplastante que nada podría impedir que continuara el colapso gravitacional, es decir, que la gravedad pudiera contraer más a la enana blanca hacia densidades aún más altas. Chandra aseguró que no existían enanas blancas súper masivas, pero no dijo qué sucedería con la enana blanca que se atreviera a cruzar el límite por él establecido.

En la década de 1930 un grupo de astrónomos -entre quienes destacaron Zwicky y Landau- sugirió que después de las enanas blancas, las estrellas de neutrones llevarían la delantera como los objetos más densos del Universo. La propuesta fue que las estrellas de neutrones resultarían del colapso gravitacional de una estrella masiva súper gigante tras la implosión de su núcleo ferroso en una compacta y densa masa de neutrones. El núcleo ferroso está también sujeto al límite de Chandrasekhar. Tras el colapso, el resto de la estrella explotaría violentamente a modo de supernova. (Supernova Tipo II).

La estrella de neutrones puede –en teoría- resultar de dos procesos distintos pero relacionados al límite de Chandrasekhar. En ambos casos hay una explosión de supernova involucrada: Por la muerte de una estrella súper masiva o por la adición de masa a una enana blanca.

Si la enana blanca excede 1.4 M , explota (Supernova Tipo Ia) ¿qué sucede después de la explosión? ¿Queda algo de la enana blanca? Aparentemente no. No se ha detectado sobreviviente tras la explosión de una supernova tipo Ia. Sin embargo, los astrónomos han encontrado que las supernovas tipo II -la explosión de estrellas súper masivas- sí dejan atrás un remanente: Probablemente una estrella de neutrones.

 FABRICANDO UNA ESTRELLA DE NEUTRONES

 Las estrellas súper masivas elaboran –mediante reacciones de fusión nuclear- elementos pesados a partir de elementos ligeros. Empezando por la fusión de hidrógeno en helio, las estrellas súper masivas llegan al extremo de producir hierro en su interior a temperaturas altísimas. Desde la producción de helio hasta la de hierro pueden transcurrir entre 5 y 10 millones de años, un tiempo brevísimo considerando la vida promedio de una estrella. ¡El Sol vivirá unos 10,000 millones de años!

Rápidamente el hierro se almacena en el núcleo y esto no es bueno (para la estrella)... hay quienes comparan la abundancia de este metal con un extintor de fuego que “apaga” las reacciones nucleares en el interior de la estrella. ¿Qué sugiere la teoría en este punto?

Cuando se ha alcanzado la masa crítica de hierro ( 1.11 M ) el núcleo de la estrella –apagado- es incapaz de soportar la terrible carga de las capas superiores del astro. La presión aumenta y el calor también, sin embargo no el suficiente para contrarrestar la inmensa carga. ¡La temperatura se alza a más de 10,000 millones de grados! Aún así, el calor sigue siendo insuficiente para detener el colapso gravitacional. Los fotones generados a estas temperaturas son de una energía tan alta que empiezan a desintegrar los núcleos de hierro convirtiéndolos en núcleos de helio. Los núcleos de helio tampoco toleran la intensa radiación y son desintegrados inmediatamente. Sólo quedan protones y neutrones. El proceso mediante el cual la radiación electromagnética es tan destructiva que disocia los núcleos atómicos se llama fotodesintegración. 

En menos de un segundo ( de hecho, en 1/10 de segundo) la foto desintegración revierte el proceso que le tomó a la estrella 10 millones de años en hacer. De los núcleos más masivos (hierro) sólo quedan partículas subatómicas. Ahora en el núcleo básicamente hay: electrones, protones, neutrones y fotones. Y afuera, una serie de capas envolventes ejerciendo una presión aplastante. La fotodesintegración absorbe energía térmica. No sólo el centro de la estrella ya no produce calor...ahora lo absorbe. Súbitamente el núcleo se enfría, reduciendo en un instante la presión interna que soporta a la estrella. La estrella se queda sin cimientos.

El colapso gravitacional toma control. La aplastante presión centrípeta hace que los protones y electrones se asocien para transformarse en neutrones y neutrinos:

Electrón + Protón = Neutrón + neutrino

Este proceso recibe el nombre de neutronización.

¿Qué es un neutrón?

Su símbolo es n. Es una partícula elemental presente en el núcleo de todos los átomos (excepto el hidrógeno). No tiene carga eléctrica. Su masa es de 1.6749 x 10-24 gramos, es decir, ligeramente superior a la del protón. Un neutrón puede penetrar fácilmente hacia el interior de un átomo pues no tiene interacción electromagnética. 

¿Qué es un neutrino?

Su símbolo es v. Es una partícula elemental sin carga eléctrica. Su masa es despreciable (tiende a cero) y su velocidad es cercana a la velocidad de la luz. Un neutrino puede penetrar fácilmente hacia el interior de un átomo pues no tiene interacción electromagnética. Su insignificante masa hace que sea casi imposible su interacción con la materia común y la colisión contra otra partícula es altamente improbable.

Tras la neutronización los cambios suceden en un instante. Si el núcleo tenía una densidad de 1,000 millones de toneladas por metro³ (10¹²  kg/m³) ésta se dispara a 10¹⁵ kg/m³,  es decir – con todas sus letras: 

¡un millón de millones de toneladas por metro cúbico!

Música, Maestro: -¡Ay! ¡Qué pesado, qué pesado! –Mecano

Estas cifras rebasan toda imaginación.

La “desaparición” de electrones y protones (partículas que rechazan la cercanía de sus similares) y la pérdida de masa por neutrinos –que salen disparados en una colosal avalancha- empeora las cosas. En unos segundos, todos las neutrinos han abandonado el núcleo. Individualmente no son muy importantes, pero su generación durante la neutronización es tan abundante, que ahora han dejado un hueco. El colapso continúa al extremo que los neutrones remanentes entran en contacto entre sí. Apretujados. Hombro con hombro. Alcanzadas estas condiciones el núcleo no puede comprimirse más. La presión de los neutrones en degeneración detiene el colapso.

¡Atención! La neutronización había provocado una densidad de un millón de millones de ton/m³ ¿recuerdas?, pero al alcanzar el límite de degeneración de los neutrones –que es cuando se detiene totalmente el colapso gravitacional- la densidad es ¡¡¡1,000 veces mayor!!! (10¹⁷ a 10¹⁸ kg/m³).

La densa masa de neutrones en degeneración (El nombre se escucha medio perverso, pero qué le vamos a hacer) responde al apretón con una violenta sacudida o rebote, cuya onda de choque se propaga velozmente hacia afuera. Las condiciones descritas anteriormente son imposibles de repetir en un laboratorio. El modelo que se presenta es resultado de astrofísica avanzada y es apoyado por las observaciones de enanas blancas, supernovas y estrellas de neutrones.

Se estima que la nueva estrella de neutrones tiene una masa de 1.5 a 3.0 M en un diámetro de sólo 10 a 15 Km. La densidad es increíble: 1 cm³ de esta estrella de neutrones pesa unos 100 millones de toneladas. En el sentido estricto, lo que ha quedado ya no es una estrella: jamás volverá a producir reacciones de fusión nuclear.

La estrella de neutrones es el cuerpo residual de lo que fue una de las estrellas más brillantes de la Galaxia. 

Es difícil concebir una estrella de neutrones con una masa superior a 3M . Pasando este límite, el colapso gravitacional debe continuar hasta reducir la estrella de neutrones en un hoyo negro.

Hasta ahora, todo es muy interesante. Son teorías muy elegantes, pero ¿existe alguna evidencia de esto? Las estrellas enanas blancas se conocen desde 1862 pero las estrellas de neutrones son difíciles de observar.

APARECEN LOS HOMBRECILLOS VERDES

En los años 60,s Antony Hewish y Jocelyn Bell realizaban un estudio pionero del centelleo interplanetario. Este fenómeno se usa para estudiar la conducta del viento solar pero es útil también para determinar el tamaño angular de fuentes de radioemisión siempre y cuando el objeto radioemisor sea muy pequeño y el ancho de banda también (Ancho de banda: rango de frecuencias emitidas). El centelleo interplanetario es producido por las partículas suspendidas irregularmente en el espacio y se detecta por las fluctuaciones en amplitud que sufre una radioemisión.

En 1967, Jocelyn Bell encontró una fuente de radio singular. En la constelación de Tauro había un radioemisor que emitía pulsos regularmente, con una precisión increíble (30 pulsos por segundo). La radioemisión parecía artificial. Nadie –empezando por Hewish- le creía a Jocelyn que la señal venía del espacio, seguramente se trataba de ruido local. Pero ella demostró que su origen era cósmico.

¡Una señal! ¡De espacio! La reacción inmediata de sus colegas fue mantener en secreto tal descubrimiento. (Luego serían duramente criticados por ello) ¿Existía la posibilidad de un contacto extra-terrestre? Este y un puñado de radioemisores similares fueron clasificados inicialmente como LGM (Little Green Men: Hombrecillos Verdes) aunque el nombre definitivo fue una contracción de Pulsating Stars (Estrellas Pulsantes): Pulsars ó Pulsares. El pulsar estaba en la Nebulosa del Cangrejo, en Taurus.

Ya existe –en la clasificación de estrellas variables- un espacio para aquellas estrellas que presentan fluctuaciones periódicas de brillo y se llaman pulsantes. ¿Por qué no clasificar a los pulsares como una estrella variable más? Después de todo, existen muchísimos subtipos de estrellas variables. El motivo de estudiar a estos objetos aparte es que son particularmente exóticos y no tienen ninguna relación con otras estrellas variables. ¿Por qué no?

Una estrella variable pulsante es una estrella que se dilata y contrae periódicamente, modificando su temperatura y brillo. El período depende de la densidad de la estrella: en estrellas de mayor densidad el período es menor. De esta manera, si el pulsar tenía un período muy corto, su densidad debía ser muy alta.

Suponiendo que los pulsares fueran estrellas variables pulsantes muy densas –como las enanas blancas-su período no podría ser menor a un segundo. El pulsar en la Nebulosa del Cangrejo tenía un período de 33 milisegundos (0.0331 segundos). Así, el pulsar tenía que ser más denso que una enana blanca, y...¿qué había más denso que una enana blanca? Según Zwicky y Landau, una estrella de neutrones.

Tal vez –entonces- los pulsares no eran estrellas variables pulsantes, sino estrella variables por rotación. Ya se conocían estrellas que al rotar mostraban alternadamente regiones oscuras –manchas- que daban el aspecto de un veloz parpadeo. El efecto es la observación de una estrella que parece apagarse y prenderse rápidamente. De ser así, el período del pulsar coincidiría con el período de rotación. Suponer que el pulsar en la Nebulosa del Cangrejo era una estrella rotando a gran velocidad (30 veces por segundo) tampoco tranquilizó a los astrofísicos. Ninguna estrella normal –ni siquiera las enanas blancas-  pueden soportar una rotación tan veloz. La fuerza centrífuga las haría pedazos. Sólo una estrella más densa que la enana blanca podría rotar tan veloz como un pulsar sin reventarse...¿una estrella de neutrones? 

El único objeto más denso que una enana blanca que puede pulsar o rotar tan velozmente sería una estrella de neutrones. Zwicky y Landau habían postulado su formación pero no había evidencias de ellas hasta entonces. Sin embargo, había pistas prometedoras: El Pulsar LGM 1 está localizado justo donde los chinos habían visto explotar una estrella en el año 1054. Cuando esto sucedió su brillo era de magnitud –5, más brillante que Venus y fue visible a la luz del día durante 3 semanas. Si la teoría estaba en lo cierto, tras la explosión habría quedado una estrella de neutrones. Hoy se ven los residuos de esa estrella dispersos en una nube que mide aproximadamente 13 años-luz de diámetro: popularmente se conoce como la Nebulosa del Cangrejo ó Messier 1 (M1). Si el pulsar en M1 fuera una estrella de neutrones, entonces había que demostrarlo. Una manera sería midiendo su tamaño. Las estrellas de neutrones –recuerda- deben medir alrededor de 10 a 15 Km. de diámetro, mucho menos que una enana blanca (aproximadamente 10,000 Km.).

¡Si sólo pudieran medir el tamaño del pulsar, el asunto quedaría resuelto!

Pero...¿Cómo medir el tamaño de un objeto tan pequeño a una distancia tan lejana? ¡El pulsar en la Nebulosa del Cangrejo está a más de 6,500 años-luz de nosotros! Afortunadamente existen técnicas que permiten hacerlo. Una pista para determinar el tamaño de un objeto emisor y parpadeante es midiendo la duración del pulso. Un principio básico es que el objeto emisor no puede dar por terminado su destello luminoso a menos que la luz haya cruzado ya su diámetro, es decir, el pulso dura lo que mide el objeto (medido en tiempo-luz).

 La luz viaja a 300,000 Km./seg. Así, si el pulso dura un segundo, entonces el objeto que emitió la luz mide 1 segundo-luz ó 300,000 Km. de diámetro. Para una explicación más detallada, analiza los puntos de:  ¿CÓMO MEDIR EL TAMAÑO DE UN OBJETO QUE EMITE DESTELLOS LUMINOSOS? Al final de estos apuntes. 

El pulso del objeto en la Nebulosa del Cangrejo dura 1/1000 de segundo. ¿Cuánta distancia recorre un rayo de luz en ese tiempo? Veamos:

300,000 km/seg   = 300 Kilómetros

    1000

¡300 kilómetros! Ninguna estrella normal, ni enana blanca puede ser tan pequeña. Definitivamente, el pulsar en la nebulosa del Cangrejo es una estrella de neutrones. Los pulsares (Los hombrecillos verdes) son estrellas de neutrones.

El pulsar es una estrella de neutrones que gira velozmente, de modo que ésta parece parpadear muchas veces por segundo. Todas las estrellas rotan. Las estrellas de mayor tamaño requieren un momento angular (impulso de rotación) mayor. El arrastre de las partes más alejadas de la estrella súper gigante implican un mayor esfuerzo. Cuando esta estrella vuela en pedazos, la estrella de neutrones sigue girando. Pero como la estrella de neutrones es mucho más pequeña, tanto momento angular en tan pequeña estrella la pone a girar velozmente. Cuando una patinadora sobre hielo quiere rotar más rápidamente, encoge los brazos hacia el cuerpo. Aprovecha el momento angular y adquiere una mayor velocidad, sin necesidad de esforzarse más. La estrella de neutrones hace lo mismo.

Los pulsos observados son conos de radiación emitidos por los polos magnéticos de la estrella de neutrones que apuntan –intermitentemente- hacia la Tierra. Un pulso por cada rotación. El efecto es muy similar al de un faro. Para que una estrella de neutrones sea visible como un pulsar existen dos condiciones:

1.- Que el eje del campo magnético no coincida con el eje de rotación. Y

2.- Que el eje magnético apunte intermitentemente hacia a Tierra.

¿De dónde sale el campo magnético del pulsar? Se supone que es una estrella de neutrones y los neutrones no tienen carga eléctrica. Es correcto. La teoría predice que el campo magnético será residual y será generado en una delgada piel o atmósfera con cierto contenido de hierro ( la estrella de neutrones se formó de un núcleo ferroso). La veloz rotación de esta atmósfera ferrosa debe ser el origen de los potentes campos magnéticos que caracterizan a los pulsares.

 El tipo de energía emitida por un pulsar es radiación sincrotrónica: luz emitida por electrones que se desplazan a velocidades relativistas, es decir, cercanas a la velocidad de la luz. Los electrones son acelerados por los potentes campos magnéticos del pulsar. El campo magnético de la Tierra es menor a 1 gauss. 10,000 gauss es igual a 1 Tesla. Un pulsar puede tener campos magnéticos con una potencia de 10⁸ Tesla, es decir: 100 millones de Tesla.

 Aún se desconoce el preciso lugar en el que se emite la radiación sincrotrónica del pulsar. Posiblemente sea justo afuera de la superficie del pulsar (encima de los polos magnéticos) o tal vez sea un fenómeno externo, producido cuando las líneas del polo magnético impactan contra los remanentes de la supernova a una distancia tan lejana del pulsar que el choque acontece casi a la velocidad de la luz.

 El hallazgo en la Nebulosa del Cangrejo / M1 apunta hacia un objeto de 300 Km. de diámetro, pero según la teoría, la estrella de neutrones debe ser mucho más pequeña. Tal vez los 300 Km. corresponden a alguna estructura que la envuelve: a los residuos más inmediatos dejados por la explosión. De estar tan cerca, estos remanentes deben interactuar con los campos magnéticos de la estrella de neutrones restando velocidad a su rotación. El pulsar en M1 es muy regular, sin embargo, hoy en día se ha demostrado –con la ayuda de los relojes atómicos ultraprecisos- que este joven pulsar se desacelera a razón de 1 en un millón por día. Los pulsares sí disminuyen poco a poco su velocidad de rotación. Así, los astrónomos pueden estimar cuáles pulsares son de reciente formación (pulsares rápidos) -como M1- y cuáles son muy antiguos (pulsares lentos). Al envejecer los pulsares no sólo pierden velocidad sino que su luminosidad disminuye también.

Los pulsares más jóvenes pierden velocidad rápidamente pues los campos magnéticos interactúan con el medio interestelar inmediato. En un caso así, los remanentes de la estrella que explotó están aún en el vecindario. La fricción del pulsar con estos remanentes les hace perder momento angular. Si además, los campos magnéticos son particularmente fuertes, habrá mayor interacción y el frenado será mas abrupto. El pulsar de más reciente formación (hace unos 700 años) se encuentra en la constelación de Aquila, a unos 60,000 años-luz (del otro lado de la Galaxia) y se denomina PSR J1846-0258. Su campo magnético es de 5 x 10⁹ tesla, es decir, 5,000 millones de tesla, lo suficientemente potente como para desacelerar el pulsar 10 veces más rápido que el pulsar en M1. Hoy, el pulsar PSR J1846-0258 rota a sólo 3 veces por segundo a pesar de su relativa juventud.

Actualmente se puede medir la rotación de un pulsar con una precisión increíble. El margen de error es de 1 en 10,000 millones. Los períodos observados van de 1.56 milisegundos hasta 4 segundos. Ocasionalmente se observa una Anulación de Pulso: se reduce momentáneamente la emisión de radio. Es posible que esto se deba a algunos cambios en el campo magnético del pulsar. La estrella no deja de rotar y los pulsos se reanudan –como si nada hubiera pasado- después de unas cuantas vueltas.

De los pulsares conocidos, más de 500 son radiopulsares: emiten básicamente ondas de radio. Recordemos que los pulsares fueron originalmente descubiertos por su radioemisión. El primer pulsar detectado en radio fue PSR 1919+21 por el equipo de Hewish y Bell. Con todo, algunos pulsares son detectables en luz blanca, rayos UV, X y Gamma. Los pulsares ópticos (visibles en luz blanca) más reconocidos son el de la Nebulosa del Cangrejo (M1) y el de Vela. Coincidentemente estos dos figuran también entre las fuentes de radiación Gamma más notorias de la bóveda celeste. La mayoría de los pulsares que emite fuertemente rayos X parecen sugerir la existencia de un sistema binario y la colisión entre los polos magnéticos del pulsar y un disco de acreción. Bajo el mismo esquema, si el material del disco de acreción se precipita directamente hacia los polos magnéticos una estrella de neutrones puede producir un destello de rayos Gamma. Los pulsares de rayos Gamma fueron identificados por vez primera por el Compton Gamma Ray Observatory (1991) La radiación Gamma se genera en la magnetósfera de la estrella de neutrones. El CGRO encontró que casi toda la energía rotacional de un pulsar se transforma –disipa- mediante la emisión de rayos Gamma.

GEMINGA.-Geminga es el pulsar de rayos Gamma mejor conocido y es –por mucho- el más cercano. Casi el 100 % de su energía es vertida hacia el exterior a modo de radiación Gamma. Su eje magnético tiene una inclinación de unos 65° con respecto al eje de rotación, por lo cual la interacción entre sus campos magnéticos y el medio interestelar es mayor. Su período es de 237 milisegundos y corresponde a una supernova que explotó extraordinariamente cerca hace aproximadamente 330,000 años.

TAURUS A.- Se refiere a la Nebulosa del Cangrejo y al pulsar que los habita. Taurus A indica que es la fuente de radioemisión más potente en esta constelación. También se le conoce como Taurus X-1, por su emisión en rayos X. Ocupa el primer lugar del Catálogo Messier: M1 y está incluida también en el Nuevo Catálogo General como NGC 1952. El pulsar que aquí reside se denomina NP 0532 y sus pulsos se detectan en todo el espectro electromagnético. Cuando un pulsar como éste excita los remanentes de la supernova que lo vio nacer, se dice que es un remanente relleno ó un plerión.

Se estima que hay unos 100,000 pulsares en nuestra Galaxia y cada 20 a 30 años se ha de formar uno nuevo, con la explosión de una estrella súper masiva. Se supone que una supernova explota en nuestra Galaxia cada 30 a 50 años entonces ¿Por qué es más alta la producción de pulsares? Posiblemente haya otros mecanismos involucrados, como la precipitación de un disco de acreción hacia una enana blanca. Sin embargo, no se ha demostrado que sobreviva algo de una enana blanca tras una explosión así.

 PULSARES DE MILISEGUNDO

El pulso de un pulsar suele ser muy breve, menor al 10% del período de rotación, sin embargo, existen casos en los que la mitad del período es ocupado por el destello. Aquellos pulsares cuyo período es menor a 0.01 segundos son atípicos y se conocen con el nombre de Pulsares de Milisegundo. El primer pulsar de milisegundo fue descubierto en 1982. Se llama PSR 1937 +21 y es el más veloz de todos. Su período es de 1.56 milisegundos, es decir ¡¡¡ 642 vueltas por segundo !!!

Los pulsares de milisegundo dan cientos de vueltas por segundo. Los pulsares normalmente son más rápidos cuando están recién formados y van perdiendo velocidad con el tiempo. Pero ningún pulsar es capaz de nacer con una velocidad de rotación tan espantosa como los de milisegundo: La estrella previa al pulsar se habría disperso a tal velocidad. La respuesta está en el hecho de que los pulsares de milisegundo no son de reciente formación. Hay evidencias de que los pulsares de milisegundo son los más antiguos.

Pero se supone que los pulsares más viejos son muy lentos... ¿qué le dio el impulso a estos trompos espaciales? ¿Por qué son tan veloces los pulsares de milisegundo? La culpable es una estrella compañera. Los pulsares que se encuentran en un sistema binario terminan por convertirse en pulsares de milisegundo.

Las estrellas viejas se dilatan y si a su lado se encuentra una estrella de neutrones / pulsar, habrá transferencia de masa. El material dilatado se separará de la estrella e irá a formar un disco de acreción alrededor del pulsar. Cuanto más se acerque el material transferido hacia el pulsar, a mayor velocidad lo orbitará Cuando finalmente este material entre en contacto con la superficie del pulsar, la fricción será tan elevada que terminará por acelerarlo constantemente y convertirlo en un pulsar de milisegundo.

¿Existe acaso evidencia que responsabilice a las estrellas compañeras? ¡Afirmativo! Después del pulsar PSR 1937+21 encontraron otro: PSR 1935+29 con un período de 6.1 milisegundos (164 vueltas por segundo). Este segundo pulsar de milisegundo resultó ser un sistema binario. El pulsar orbita a una estrella compañera –no visible- cada 120 días. Otro pulsar viejo que está ganando velocidad es PSR 1913+16. También pertenece a un sistema binario y su período es de 59 milisegundos (17 vueltas por segundo). Su período es relativamente largo, pero se considera que es un pulsar de milisegundo, si bien en fase de formación.

El pulsar en la Nebulosa del Cangrejo (M1) tiene un período de 33 milisegundos. La diferencia entre éste y los verdaderos pulsares de milisegundo es que su velocidad es debida a su extrema juventud, de casi 1000 años. Los auténticos pulsares de milisegundo pueden tener millones de años. De todos los pulsares normales que pertenecen a un sistema binario, aproximadamente la mitad son pulsares de milisegundo.  

En 1987 un equipo de astrónomos utilizó el radiotelescopio VLA para cazar pulsares de milisegundo en cúmulos globulares. ¿Por qué ahí? Porque estos cúmulos tienen muchísimas estrellas y éstas se encuentran conglomeradas en un espacio muy reducido. Los encuentros cercanos entre estrellas deben ser más comunes y producir sistemas binarios. Después de analizar 12 cúmulos globulares, apareció un pulsar de milisegundo en M28.  Se conoce como PSR 1821-24 y se convirtió en el primer pulsar descubierto en un cúmulo globular. Su período es de 3.05 milisegundos, es decir, que da 327 vueltas por segundo. Los astrónomos tenían razón. Después descubrieron más. Ahora, los pulsares de milisegundo son frecuentemente encontrados en los cúmulos globulares. De los hallazgos recientes más del 50% de forman parte de un sistema binario muy apretado (estrellas muy cercanas entre sí).

Aquellos pulsares que emiten fuertemente en rayos X se han de producir cuando el material de una estrella secundaria y el disco de acreción queda atravesado en el paso de los polos magnéticos del pulsar. Cada vez que un campo magnético se impacta contra el disco de acreción, se emite un súbito destello de rayos X. Se cree que los pulsares de rayos X son una etapa en la formación de los pulsares de milisegundo ¿por qué? ¡Porque los períodos en un pulsar de rayos X son cada vez más cortos! Un pulsar de rayos X está en franca aceleración. Hasta ahora los pulsares de rayos X observados son normales: tienen períodos típicos. Pero no falta el pelo en la sopa. Existen pulsares de rayos X lentos cuyos períodos son de varios minutos. Algo desconocido e inexplicable frenó a estos singulares objetos o son pulsares extremadamente antiguos que apenas están por iniciar su proceso de aceleración. Hacen falta más observaciones de pulsares similares para dar un veredicto.

Algunos casos reconocidos de binarias de rayos X originadas por la interacción entre un pulsar y el disco de acreción provisto por una estrella compañera son: Centaurus X-3, Cygnus X-3, Hercules X-1 y Circinus X-1

Ahora, es generalmente aceptado que todos los pulsares de milisegundo son producidos en sistemas binarios cuyos componentes son una estrella de neutrones y una estrella típica. Entonces...¿Por qué aparecen pulsares de milisegundo solitarios?  Es probable que la estrella y el pulsar hayan colisionado entre sí (sería algo común en los cúmulos globulares). Por otro lado, no se puede descartar que la estrella compañera haya sido vaporizada –eliminada- por la intensa radiación del pulsar. En estos casos los astrónomos se refieren a ellos como pulsares de “Viuda Negra” y existe evidencia de este proceso.

Considerando que los pulsares son producto de una violenta explosión resulta sorprendente que una estrella secundaria sobreviva a tan traumática experiencia. Más azoro produjo el descubrimiento de que el pulsar de milisegundo PSR 1257+12 es orbitado ¡por 2 planetas! Los modelos descartan que el pulsar sea orbitado por supervivientes. Por otro lado, la observación demuestra que en algunos casos la explosión despide al pulsar con fuerza y éste sale disparado del sitio de la explosión. Si el pulsar hace una carambola con un sistema binario que se encuentre en su camino, terminará por suplantar a una de las estrellas y adoptará una estrella secundaria.

Los pulsares de milisegundo pierden velocidad lentamente, tal vez porque no hay mucho material alrededor con el cual interactuar o porque sus campos sean intrínsecamente débiles (de 10,000 a 100,000 Tesla) 

ESTRUCTURA DE UNA ESTRELA DE NEUTRONES / PULSAR 

Tanto el pulsar de la Nebulosa del Cangrejo (M1) como el de Vela muestran ocasionalmente fallas, que de golpe afectan súbitamente su período, acortándolo sutilmente. La estructura de una estrella de neutrones ha sido modelada en función de estas fallas.  Una falla puede resultar de un asentamiento o sismo en la corteza del pulsar o de su núcleo. Los sismos del pulsar –sismos estelares- ocurren cuando la rotación se ha disminuido lo suficiente como para reducir sutilmente la fuerza centrífuga del pulsar. Tras esto, la gravedad jala hacia abajo, la corteza del pulsar sufre un asentamiento violento, se resquebraja y pierde 1 milímetro de altura. 

La estrella de neutrones –suponen- debe tener una delgadísima atmósfera, de tan sólo 3 a 5 centímetros. Bajo ella, ubican los astrofísicos una corteza cristalina de 1 Km. de profundidad. Es una ironía que –estando en el interior de uno de los objetos más densos del Universo- el material sea transparente. Por debajo de la corteza encontraremos un superfluído de neutrones, es decir, la viscosidad aquí es igual a cero. El panorama sigue siendo muy exótico...¿Cómo es posible que los neutrones, oprimidos al grado de hacer contacto unos con otros, no ejerzan la mínima fricción entre sí? Recuerda, en los objetos que han sufrido colapso gravitacional, las leyes físicas tradicionales no tienen sentido. Aquí sólo se aplica la mecánica cuántica y la fricción es inexistente. En lo profundo del pulsar encontraremos un núcleo sólido cristalino. Transparente. 

Es increíble que la mente humana haya sido capaz de desprenderse de la Tierra y mediante el uso de la razón y el conocimiento ir hasta el interior de una estrella súper masiva, ver cómo su núcleo se transforma en una masa opaca y ferrosa, y luego en una esfera de neutrones, para finalmente visualizar su cristalino corazón. Sirva este pequeño reporte como un humilde tributo a quienes tienen el don de acercarnos a las estrellas.  

¿CÓMO MEDIR EL TAMAÑO DE UN OBJETO QUE EMITE DESTELLOS LUMINOSOS?

En primer lugar imagina que el objeto emisor es el que está a la izquierda. Tú estás parado a cierta distancia (no importa cuánto).   La superficie que emite el destello luminoso está representado por las letras A-B-C-D-E-F y H.

Súbitamente, todo el objeto, de la A a la H emite –simultáneamente- un destello de luz. La luz sale disparada en todas direcciones a 300,000 Km. por segundo.

Para fines prácticos tomaremos en cuenta únicamente los rayos luminosos que van hacia ti.

Aunque todos los rayos –de la A a la H- salieron simultáneamente del objeto emisor, uno llegará primero. ¿Cuál será?

Respuesta: El rayo A. ¿Por qué?  Porque ese rayo fue emitido más cerca de ti.

Los demás rayos van llegando y el destello se ve más brillante. Luego se apaga gradualmente. ¿Cuál será el último rayo luminoso en llegar a ti? 

Respuesta: El rayo E. ¿Por qué?  Porque ese rayo fue emitido más lejos de ti. Después del último rayo, el objeto se apaga temporalmente. Luego vendrá otro destello.

Si el tiempo que pasa entre el primer rayo (A) y el último (E) es de dos segundos...¿Cuánto mide el objeto emisor?

Respuesta: Si la luz tardó dos segundos para cruzar el diámetro del objeto y cada segundo la luz recorre 300,000 Km., entonces la luz tuvo que cruzar un diámetro de 600,000 Km. El objeto mide cuando mucho 600,000 Km... sencillo ¿verdad?. Si no queda claro, vuelve al primer punto.