Púlsares: los faros para navegantes cósmicos

Los púlsares se están revelando como objetos fascinantes, cuyo estudio abarca desde la física estelar hasta la física gravitacional o la electrodinámica cuántica

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Antxon Alberdi
Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)
Tags: púlsar, superfluidez, estrella de neutrones, campo magnético

El descubrimiento de los púlsares en el año 1967 supuso el nacimiento de una nueva era no solo en astrofísica, sino también en física fundamental. Como desarrollaremos a lo largo de este artículo, los púlsares son objetos con una densidad enorme, donde la materia está sometida a unas condiciones extremas. También constituyen relojes extremadamente estables y son herramientas muy útiles para la investigación en muchas ramas de la astrofísica. Así, a lo largo de estos cuarenta y cinco años, los púlsares han servido como fuente de información única para estudios sobre el interior de las estrellas de neutrones, la estructura de la Vía Láctea, el medio interestelar, la física y la evolución estelar, la física gravitacional o la electrodinámica cuántica.

Púlsar del Cangrejo, producto de la supernova SN 1054 documentada por astrónomos chinos, japoneses y árabes. Fuente: Chandra (NASA)

 

¿Qué son los púlsares?

Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación, altamente magnetizadas, que emiten un cono de radiación muy estrecho a lo largo de su eje magnético. Debido a ello, únicamente detectamos su radiación en una fracción muy pequeña de su periodo de rotación, cuando el cono de radiación intercepta la dirección del observador, y se comportan de forma parecida a un faro. Los periodos típicos oscilan entre 1,4 milisegundos y 8,5 segundos de tiempo, y en todos los casos se van relajando con el tiempo. Su campo magnético característico oscila entre valores de cien millones de gauss para los púlsares con periodos de milisegundos hasta el billón de gauss para los de periodos de segundos -como comparación, el campo magnético del Sol oscila entre uno y dos gauss de media-. Pueden llegar incluso a valores de miles de billones de gauss en el caso de unos púlsares muy peculiares, los magnetares. Aunque los púlsares fueron inicialmente detectados en ondas de radio, en los últimos años han sido detectados también a altas energías, lo que ha convertido el estudio de estos objetos en una ciencia multirrango. De hecho, podríamos decir que su definición ha ido evolucionando de considerarse “una fuente astrofísica que emite radiación pulsada en longitudes de onda de radio” a considerarse “una fuente astrofísica que emite radiación pulsada debido a su rotación y cuya emisión tiene su origen en la energía rotacional del sistema”.

Aunque solo una pequeña fracción de la energía rotacional perdida se transforma en emisión de radio, la mayoría de los púlsares se han detectado en esta longitud de onda

Los púlsares nacen en las explosiones de supernova de estrellas masivas. Se trata de objetos extremadamente compactos, que pueden contener el equivalente a toda la materia del Sistema Solar en una esfera de veinte kilómetros de diámetro. La estructura de las estrellas de neutrones es muy compleja, con densidades que aumentan desde una tonelada por centímetro cúbico en su superficie hasta los cientos de millones de toneladas por centímetro cuadrado en su centro. Las capas más exteriores constituyen un sólido rígido con una estructura cristalina formada fundamentalmente por núcleos de hierro. En sus capas más internas están formados por una mezcla de material superfluido y superconductor (*), formado esencialmente por neutrones, con una pequeña proporción de protones y electrones.

Como se trata de imanes intensísimos en rotación, los púlsares emiten radiación electromagnética asociada al campo magnético. Ello supone que parte de la energía de rotación se transforma en radiación electromagnética, lo que produce una disminución progresiva en la velocidad de rotación y, por lo tanto, un incremento en el periodo de rotación. Existe una causa adicional de deceleración: el fluyo de partículas relativistas que emana de las regiones polares (denominado “viento del púlsar”) ejerce un frenado sobre la rotación.

Aunque tan solo una pequeña fracción (una diezmilésima o una millonésima) de la energía rotacional perdida debido al aumento del periodo se transforma en emisión en radio, la mayoría de los púlsares han sido detectados en esta longitud de onda -lo que se debe, en buena medida, a la falta de capacidad tecnológica para detectarlos en rayos X o gamma (algo que ha cambiado en los últimos años con observatorios como Fermi o Chandra).

Es importante reseñar que un púlsar viene esencialmente caracterizado por su periodo de rotación y por la variación (ralentización) del mismo con el tiempo, lo que se conoce en inglés como el spin down rate. Los valores típicos de variación del periodo oscilan entre 10-12 segundos por segundo para los púlsares más jóvenes y 10-21 segundos por segundo para los más viejos (es decir, para que el periodo de un púlsar viejo se retrase un segundo han de transcurrir más de treinta billones de años).

(*) La superfluidez es un estado de la materia caracterizado por la ausencia de viscosidad (así, en un circuito cerrado, la materia en este estado fluiría interminablemente sin fricción). La superconductividad es la capacidad que poseen ciertos materiales para conducir corriente eléctrica sin resistencia ni pérdida de energía en determinadas condiciones

¿Cómo emiten luz los púlsares?

La luminosidad que emite un púlsar en cada periodo es muy pequeña debido a que la región emisora es de tamaño reducido y a que se encuentran muy distantes. Pese al tiempo que llevamos investigando estos objetos, no se comprende completamente cuál es su mecanismo de emisión, pero sí se tienen claras algunas ideas básicas.

La estrella de neutrones magnetizada y en rotación genera un campo eléctrico que es lo suficientemente intenso (la fuerza asociada al campo eléctrico es un billón de veces más intensa que la fuerza gravitatoria) como para arrancar partículas cargadas -electrones- en algunas regiones de la superficie estelar. El campo eléctrico acelera estas partículas, que viajan siguiendo las líneas de campo magnético y pueden alcanzar velocidades próximas a la de la luz (relativistas) en apenas unos centímetros de viaje. Estas partículas cargadas y aceleradas emiten fotones de rayos gamma que, debido a la interacción con el campo magnético y por el proceso de creación de pares, se convierten en pares de electrones y positrones. Estos últimos son nuevamente acelerados y, a los pocos centímetros, vuelven a producir rayos gamma, y así sucesivamente. De este modo, la liberación de electrones de la superficie produce una cascada de partículas que va “rellenando” la magnetosfera.

Líneas magnéticas en un púlsar.

El campo magnético hace que el plasma denso formado por estas partículas cargadas “arrastradas” rote simultáneamente con el púlsar. Sin embargo, esta rotación simultánea se extiende tan solo hasta una distancia de la estrella tal que la velocidad lineal de las partículas se equipara a la velocidad de la luz. Esta distancia define el denominado cilindro de luz, que divide las líneas de campo magnético en dos familias: abiertas y cerradas. El plasma atrapado en las líneas de campo cerradas rotará simultáneamente con el púlsar para siempre; al contrario, el plasma que sigue las líneas de campo abiertas alcanzará velocidades relativistas y podrá escapar de la magnetosfera, creando el cono de radiación a una distancia de unos cientos de kilómetros de la superficie estelar. Este cono es tanto más estrecho cuanto más relativistas sean las partículas emisoras; por ello, el observador detectará la radiación únicamente cuando apunta directamente hacia él.

Púlsares: laboratorios de física

Los púlsares constituyen excelentes laboratorios de física general y, en particular, de física gravitacional y relatividad general. Esta idea se reforzó con el descubrimiento en el año 2003 del primer púlsar binario, o púlsar doble, que fue el sistema J0737-3039A-B. Se trata del sistema binario más relativista jamás estudiado, combinado además con eclipses entre los dos objetos y una interacción muy fuerte entre ambos. A través de un seguimiento cuidadoso de los periodos de ambos, y de los tiempos de demora de llegada de la señal a distintas frecuencias (pulsar timing) a lo largo del periodo orbital, se han podido determinar con una precisión inusitada los parámetros físicos del sistema y obtener el mejor test observacional nunca realizado de la teoría de la relatividad general. En efecto, además de los parámetros keplerianos característicos de la órbita (periodo del sistema binario, semieje mayor de la órbita, excentricidad, longitud y época del periastro) se han podido medir experimentalmente los parámetros post keplerianos (el retardo de Shapiro asociado con el paso de la luz cerca de un objeto masivo, el corrimiento al rojo gravitacional asociado a campos gravitacionales muy intensos, el decaimiento y la precesión de la órbita) del púlsar doble y compararlos con las predicciones teóricas. El acuerdo es mejor que una parte en diez mil para cuatro de estos parámetros, lo que constituye un resultado excepcional.

Y uno de los grandes retos de la investigación en púlsares es la búsqueda de un púlsar en la vecindad de SgrA*, el agujero negro en el centro de la Vía Láctea. Un púlsar binario con un agujero negro como compañero proporcionaría el escenario perfecto para los estudios de gravitación relativista. Y si ese agujero negro fuera SgrA*, a través de las medidas ultraprecisas del tiempo de llegada de la señal del púlsar se podría determinar la masa de SgrA* con una precisión de varias masa solares (a día de hoy, el margen de error oscila entre las veinte mil y las treinta mil masas solares) y medir su spin (momento angular) con una precisión equivalente. Este es sin duda uno de los grandes retos de la astrofísica para los próximos años.

 


Evolución y población de los púlsares

La emisión de un púlsar, que es energía asociada a su campo magnético, proviene de la energía rotacional; por ello su periodo de rotación se va relajando con el tiempo. Observando con regularidad un púlsar pueden determinarse con gran precisión los valores de su periodo y ralentización del mismo. Y todos los púlsares pueden ubicarse en un sencillo gráfico en el que se representan ambos valores en los ejes de coordenadas (imagen). Usando aproximaciones físicas muy sencillas, podemos acotar varios parámetros que caracterizan la física de los púlsares mediante la determinación observacional de su periodo y la relajación del mismo, como la intensidad del campo magnético, la edad y la luminosidad total.

Tipos de púlsar.

En la imagen se representan todos los púlsares en un esquema bidimensional en función del periodo y su variación. La gráfica muestra más de dos mil radio púlsares, con periodos comprendidos entre 1,40 milisegundos (PSR J1748-2446ad) hasta 8,5 segundos (PSR J2144-3933). De ellos, ciento setenta son púlsares que pertenecen a sistemas binarios, con periodos orbitales para el sistema que varían entre noventa y cinco minutos (PSR J0024-7204R) y algo más de cinco (PSR J1638-4725). Las estrellas compañeras son estrellas de la secuencia principal, enanas blancas, estrellas de neutrones o planetas. Se muestra también un púlsar doble (PSR J0737-3037A/B).
En la gráfica se representan líneas diagonales de campo magnético constante, desde 1010 gauss hasta 1013 gauss e incrementándose hacia la parte superior, líneas de edad constante (desde cien mil años hasta mil millones de años, incrementándose hacia la parte inferior) y de potencia emitida constante (de 1033 a 1036 ergios por segundo, incrementándose hacia la izquierda).

¿Qué conclusiones se extraen de la gráfica?

- La mayoría de los púlsares se encuentran en torno a periodos de 0,6 segundos y variación de 10-15 segundos por segundo, con edades de entre uno y diez millones de años y campos magnéticos del orden de 1012 gauss.

- Los púlsares más jóvenes se sitúan en la parte superior de la figura: presentan edades inferiores a cien mil años, campos magnéticos más intensos (de alrededor de 1013 gauss) y variación del orden de 10-12 segundos por segundo, lo que significa que ralentizan su periodo más rápidamente.

- Los púlsares más viejos se sitúan en la parte inferior izquierda de la figura: presentan edades superiores a cien millones de años, campos magnéticos inferiores a 1010 gauss, periodos del orden del milisegundos de tiempo y variaciones inferiores a 10-18 segundos por segundo, lo que indica que disminuyen muy lentamente. Corresponden a la población más vieja de todos los púlsares conocidos.

- Los magnetares (puede verse un artículo sobre ellos en el número 26 de esta revista), situados en la parte superior derecha, corresponden a estrellas de neutrones que rotan lentamente (periodos de dos a doce segundos), muestran variaciones entre 10-13 y 10-10  segundos por segundo, campos magnéticos superiores a 1014 gauss y son, además, muy jóvenes. Los magnetares no se han detectado en radio.

Vida y muerte de los púlsares

Podríamos pensar en una posible evolución en la vida de los púlsares: se considera que los púlsares nacen con un rango de distribución de periodos de entre 14 y 140 milisegundos de tiempo. Con la edad, van evolucionando hacia la parte central del diagrama (periodos típicos de 600 milisegundos), donde pasan la mayor parte de su vida -puede observarse que, en esa evolución, pasan de emitir una energía de 1036 ergios/segundo hasta valores de 1033 ergios/segundo. Como no se conocen radio púlsares con un periodo de giro por encima de los ocho segundos, se cree que una estrella de neutrones deja de funcionar como púlsar cuando su periodo llega a este valor máximo, que se alcanza cuando el objeto alcanza los diez millones de años de edad. El motivo de la “muerte” reside en que, al decelerar la rotación, el campo eléctrico generado pierde fuerza y, o bien ya no puede arrancar partículas cargadas o es incapaz de acelerarlas para producir radiación.

Quedarían fuera de ese esquema los púlsares de periodo de milisegundos, mucho más viejos, que parecen corresponder a “púlsares reciclados”, procedentes de un púlsar binario muerto. Los magnetares no encajan tampoco en este esquema porque la emisión no parece surgir de la pérdida de energía rotacional, sino de la energía asociada con los enormes campos magnéticos presentes en este tipo de estrellas. La asociación entre los magnetares y los remanentes de supernova parece confirmar la juventud de estas fuentes. Los magnetares emiten fundamentalmente en altas energías, rayos X y gamma; el hecho de que no se detecten en radio parece estar relacionado con el campo magnético tan intenso, que impediría la formación del plasma de partículas cargadas que emite en estas longitudes de onda.

 


Relojes de altísima precisión

Periodograma del pulsar PSR 1136+16.

Si estudiáramos la radiación emitida por un púlsar a lo largo de un periodo de rotación, tendríamos información sobre los procesos que afectan al plasma de la magnetosfera en un instante de tiempo dado. Sin embargo, existe un problema: si comparamos varios periodos, observamos que los pulsos de emisión son muy variables e incluso distintos (imagen), debido a que se superponen los propios mecanismos de emisión de radiación y los efectos de propagación en el medio interestelar. Pero si “sumamos” el perfil de emisión a lo largo de numerosos periodos, recuperaremos el perfil intrínseco con gran nitidez y comprobaríamos que este “pulso promedio” es increíblemente estable en el tiempo (¡son relojes muchísimo más precisos que los atómicos!). Además, la observación simultánea a varias frecuencias permite distinguir claramente entre el perfil intrínseco de emisión y los efectos asociados con la dispersión durante su transmisión, siempre y cuando la emisión sea lo suficientemente intensa. De hecho, midiendo la diferencia del tiempo de llegada de la señal del púlsar a dos frecuencias (lo que se denomina pulsar timing), podríamos caracterizar el medio interestelar.

Cada día se van detectando más púlsares como fuentes de alta energía y, de hecho, emiten la mayor parte de la radiación en estos rangos. En particular, se han detectado algunas fuentes con emisión pulsada en el óptico y en rayos gamma, y un número elevado de fuentes en rayos X. La emisión en óptico, rayos X y rayos gamma está relacionada entre sí, pero no necesariamente con la emisión en radio.


Cálculos muy precisos

Los púlsares constituyen un hito en precisión para la determinación de distintos parámetros: por ejemplo, puede medirse la masa de una estrella de neutrones con un error de diezmilésimas de masas solares o, en el caso de un sistema binario, la de su estrella compañera con un error de milésimas de masas solares. El periodo de rotación se mide con una precisión de attosegundos (la trillonésima parte de un segundo) y, si se detectara un púlsar en las proximidades de Sgra*, el agujero negro supermasivo del centro de la Vía Láctea, podría estimarse su masa con un error de unas pocas masas solares (en la actualidad el error oscila entre las veinte mil y treinta mil masas solares).

Animación de un pulsar binario. John Rowe Animatios.

 

 

 



Sobre el autor:

Antxon Alberdi
Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC)
Antxón Alberdi es de San Sebastián se licenció por Físicas en la Universidad de Zaragoza. En el año 1991 se doctoró con una tesis sobre radioastronomía dirigida por Jon Markaide. Posteriormente paso casi tres años en el Instituto de radioastronomía del Max Planck en la ciudad de Bonn, tras los cuales regresó a España. En 1995 ingreso en el Laboratorio de Astrofísica y Física Fundamental o LAEFF, perteneciente al INTA, en Madrid. En 1997 entró a formar parte del Instituto de Astrofísica de Andalucía. Su principal línea de investigación es Radiointerferometría aplicada a Galaxias y últimamente radiosupernovas.


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