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 En
1934 los teóricos usaron la mecánica cuántica para predecir la existencia de las
estrellas de neutrones: cuando la gravedad se hace demasiado fuerte como para
que una enana blanca resista el colapso, los electrones son empujados al
interior de los núcleos atómicos convirtiendo a los protones en neutrones.
Pero al igual que los electrones, los neutrones obedecen un principio de
exclusión, de acuerdo al cual cada neutrón puede ocupar un determinado nivel de
energía que no puede compartir con otro. Cuando todos estos niveles son
ocupados, los neutrones están completa.. mente degenerados y ejercen una presión
capaz de frenar el colapso gravitatorio.
Así,
una estrella de neutrones es en muchos aspectos una versión extrema de una enana
blanca: para la misma masa (aproximadamente 1 M0) una estrella de neutrones
tiene un radio mucho menor (unos 15 km) y una densidad fantástica (un millón de
toneladas por cm3).
La temperatura es de unos 10 millones de grados, pero debido
a su tamaño pequeño, estos objetos son en general imposibles de detectar
ópticamente. La masa de una estrella de neutrones no puede exceder 3 M0: por
encima de este valor la gravedad le gana a la presión de los neutrones
degenerados y el único estado final posible es un agujero negro.
La
rápida rotación y los fuertes campos magnéticos son dos características
importantes de estas estrellas ultradensas. Sabemos que todas las estrellas
rotan. Al colapsar, la velocidad de rotación aumenta de manera de conservar el
momento angular (así como un patinador baja los brazos para girar más
rápidamente) La velocidad de rotación de las estrellas de neutrones es de varias
vueltas por segundo También todas las estrellas tienen campos magnéticos pero
cuando colapsan, éste aumenta. Los campos magnéticos de las estrellas de
neutrones son un billón de veces más intensos que el terrestre. Estas dos
propiedades son las que permiten detectar a las estrellas de neutrones en forma
de púlsares.
La
primera detección de un púlsar se produjo en 1986 en Inglaterra, 34 años después
de haber sido predichos teóricamente. Aparece como un objeto que emite pulsos de
radio de intensidad variable, pero espaciados a intervalos de tiempo regulares:
el período, increíblemente preciso, es de 1,33730113 segundos. El fenómeno fue
interpretado como una estrella de neutrones cuyas líneas de campo magnético
aceleran los electrones a lo largo del eje magnético, causando la emisión de un
rayo de ondas de radio que rotan con la estrella y producen un pulso cuando el
rayo intercepta la línea de Visión del observador.
Desde
entonces se han descubierto otros varios púlsares y se ha encontrado que algunos
de ellos no sólo emiten en radio, sino también en frecuencias más altas como
rayos x y y. Se conocen actualmente más de 300 púlsares, situados mayormente en
el plano galáctico, a unos pocos kpc del Sol. Los lugares con más posibilidades
para encontrar púlsares son los remanentes de supernova. La famosa Nebulosa del
Cangrejo es el remanente de la supernova de 1054 y contiene efectivamente el
púlsar del Cangrejo. Debido a su reciente formación es uno de los que rotan más
rápido: da 33 vueltas por segundo. Podemos predecir con facilidad, a esta altura
del libro, que la velocidad de rotación de un púlsar disminuirá lentamente con
el tiempo, de acuerdo a la velocidad con que disipa energía. Por eso los
púlsares más jóvenes rotan más rápido que los viejos. Sus períodos van de 0,006
a 0,03 segundos hasta 4,3 segundos. Cuando la velocidad de rotación se hace
pequeña, el mecanismo del púlsar no sirve: su vida promedio es de unos pocos
millones de años.
Hay
otro efecto que contribuye a la modificación de la velocidad de rotación pero de
manera más abrupta: son los “glitches”, que disminuyen el período de rotación
una parte en un millón en pocos días. Se interpreta como sismos estelares debido
a inestabilidades en la corteza o el núcleo de la estrella de neutrones. Estos
fenómenos son muy útiles para estudiar la estructura interna de los púlsares,
pero sólo aparecen durante unos pocos pulsos.
El
púlsar de la supernova de 1987 trajo muchas sorpresas. Apareció antes de lo
esperado y su rotación era extremadamente veloz, su período de 0,5 milisegundos
era de lejos el más corto que se conocía. Todavía los científicos encuentran
entretenimiento en este objeto.
Aunque la detección de púlsares en los remanentes de supernovas se ha hecho
difícil y rara, hay un fenómeno más extendido que permite descubrir muchos de
estos objetos: las fuentes compactas de rayos x. En 1971, a partir del
lanzamiento del satélite astronómico Uhuru, se descubrieron fuentes galácticas
emisoras de un fuerte flujo de rayos x. La fuente llamada Centauro x-3, por
ejemplo, tiene una luminosidad en rayos x 10 veces mayor que la luminosidad
total del Sol.
Se eclipsa cada 2,087 días, lo que demuestra que la fuente de rayos X está en
movimiento orbital alrededor de un objeto más masivo. Esta fuente es parte de un
sistema binario formado por la estrella de neutrones y una estrella gigante. La
primera atrae el viento estelar de la segunda y convierte la energía
gravitatoria del gas en rayos x.
Este
tipo de púlsares binarios proveen una de las pruebas de la teoría de la
relatividad que predice que un cuerpo masivo acelerado radiará energía en forma
de ondas gravitatorias. La disipación de energía de esta forma
causa el temblor de la órbita y en consecuencia una lenta disminución del
período orbital del púlsar a lo largo del tiempo. Las predicciones teóricas de
Einstein concuerdan muy bien con las observaciones del periodo orbital de PSR
1913+16, que está disminuyendo unos 76 milisegundo por año.
Fuente Consultada:Notas Celestes de
Carmen Nuñez
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