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JAVIER DE LUCAS
Una primera definición de púlsar sería la de un objeto
estelar que emite señales de radiofrecuencia de
manera intermitente, con un período que oscila entre
0,03 y 4 segundos
Una de las características más importantes del
púlsar es la exactitud de su período, lo que hace
de estos objetos precisos relojes.
Los pulsars son estrellas de neutrones que rotan
rápidamente con un fuerte campo magnético del
orden de 1012 gauss
HISTORIA
En 1934, Zwicky y Baade hicieron una sugerencia
trascendental, pero especulativa: "las supernovas
representan las transiciones de las estrellas normales
a neutrónicas, que en sus etapas finales constan de
neutrones unidos estrechamente en forma de paquete
compacto"
En 1939, Oppenheimer y Volkoff
demostraron que tal estrella podía existir,
con un diámetro de 20 Km y una densidad
de 1015 veces la del agua.
Pero todo esto eran conjeturas. Además, en
las siguientes décadas, los pulsars no
fueron objetivos de los astrónomos
Fue en la década de los sesenta cuando
realmente comienza la historia de estos
extraños pobladores del Cosmos, y, como
tantas veces ha sucedido en
descubrimientos científicos, el objetivo
del experimento u observación no fue
precisamente el hallazgo de un pulsar.
Bell y Hewish, en la Universidad de
Cambridge, trataben de determinar el
tamaño de focos radioemisores. Corría el
año 1967, y ya en 1960 Frank Drake, en
Green Bank, habían detectado señales que
resultaron ser debidas a experimentos de
radar del mando militar norteamericano.
En el verano de 1967, Jocelyn Bell advirtió
algo extraño en los mapas que semanalmente
se obtenían en el telescopio de Cambridge:
sobre tales registros aparecía, alrededor de
medianoche, algo que parecía ser estallidos o
impulsos radioemitidos.
El 28 de Noviembre, la señal del foco
llegaba muy intensa y los astrónomos
determinaron un impulso
extraordinariamente corto, de 0,016
segundos de duración, que se recibía cada
1,33730115 segundos.
Pronto se encontraron tres pulsars más.
El 9 de Febrero de 1968 se hicieron
públicos los resultados, con lo que se inició
la investigación acerca de los pulsars
En Octubre de 1968, Staelin y Reifenstein, miembros del NRAO de
Green Bank, localizaron un pulsar en medio de la Nebulosa del
Cangrejo, lo que venía a confirmar que el pulsar era el resto de una
supernova.
El 15 de Noviembre de 1968, los científicos del Observatorio de
Arecibo, en Puerto Rico, determinaron que el período del pulsar de
Crab Nebula era de 33,09112 milisegundos, y el 16 de Enero de 1969,
en el Observatorio de Steward, en Arizona, se obtuvo una imagen
óptica de este pulsar, el NP 0532, que se enciende y se apaga cada 33
milisegundos.
El descubrimiento de los pulsars,
la captación de su emisión de
radioondas con un período tan
increíblemente exacto, llevó a
algunos científicos a plantearse
que el origen de estos misteriosos
emisores podría estar
relacionado con inteligencias
extraterrestres, teoría que,
naturalmente, tuvo un gran eco
popular.
Sin embargo, y ya de entrada,
había tres consideraciones que
desaconsejaban esta hipótesis
a) Las longitudes de onda
que emitían los pulsars eran
oscurecidas por emisiones
de radiogalaxias, por lo que
no es lógico que seres
inteligentes utilizasen esas
frecuencias
b) La
energía para
producir los
impulsos era
de 10.000
millones de
veces la que
el hombre es
capaz de
producir en
la Tierra
c) No se han
encontrado planetas
asociados a pulsars
El primer pulsar óptico detectado fue el
situado en la Nebulosa del Cangrejo. Esta
nebulosa, en la constelación de Cáncer, es
el resto de la supernova del año 1054,
observada por astronómos chinos,
japoneses y coreanos.
Esta nube de gas incandescente tiene un
diámetro de 3 parsecs y está repleta de
electrones que giran alrededor de líneas de
fuerza magnética a velocidades cercanas a
la luz. En la proximidad del centro está el
pulsar, que es un pulsar joven en el cual se
dan glitches, es decir, aceleraciones
repentinas (uno tuvo lugar el 29 de
septiembre de 1969).
Cuando Staelin y Reifenstein
descubrieron, en el Observatorio de Green
Bank este pulsar (NP 0532), el 6 de
Noviembre de 1968, en Arecibo se
determinó su período, 33,091112
milisegundos, a 5 minutos de arco del
centro de la nebulosa del Cangrejo.
Otros pulsars detectados en la zona del
visible son el de Vela X, el de Large
Magellanic Cloud (Gran Nube de
Magallanes), el de Vulpécula y el de
Ara.
La edad del PRS 0531 (Cangrejo) es de
900 años, y la del PRS 0833 (Vela),
11000 años, mientras que la de los otros
es desconocida. Tanto el PRS 1937
(Vulpécula), como el GX 339, (Ara),
cuyos períodos son, respectivamente,
0,0016 y 0,0013 segundos, no aparecen
en supernova
El pulsar de la Nebulosa del
Cangrejo, aparte de ser detectado en
la región del espectro visible, también
lo ha sido en la banda de los rayos X.
Parece ser que este pulsar emite
energía en forma de radiación X de
100000 electrón-voltios, rayos gamma
de 10 millones de electrón-voltios y
quizás ondas gravitatorias, aunque
esto último es ciertamente
especulativo.
En la banda de radioondas emite en
las frecuencias de 430 y 196
megaciclos por segundo
PULSAR DE LA
NEBULOSA DEL
CANGREJO
En diversos estudios, se
encuentra una tabla que
contiene los primeros 89
pulsars descubiertos,
detallando el nombre del
pulsar, sus coordenadas
astronómicas (declinación y
ascensión recta), sus
coordenadas galácticas y su
período
NATURALEZA DE LOS
Las principales
teorías sobre la
naturaleza de los
pulsars son
a) Hewish:
pulsación radial
de una estrella de
neutrones o de
una enana blanca
por la excitación
producida
b) Ostriker:
mancha activa
en una enana
blanca en
rotación
c) Hoyle y
Narlikar:
colapso
reversible de
una
supernova
d) Black:
pulsación
atmosférica
de una
enana
blanca
d) Gunn y
Ostriker:
radiación, por
efecto de un
dipolo
magnético, de
una estrella de
neutrones
e) Stothers:
pulsación
radial de una
estrella de
neutrones que
está perdiendo
parte de su
masa
Pero, ¿qué es una
estrella de
neutrones?
Subrahmanyan
Chandrasekhar, físico
hindú, viajó a
Inglaterra para
trabajar con el insigne
astronómo Arthur
Eddington, y allá por
el año 1930 presentó
sus cálculos en los
cuales afirmaba que
una estrella con masa
superior a 1,4 veces la
masa del Sol, no
soportaría su propia
gravedad
A esta masa se le
denomina hoy Límite
Chandrasekhar.
Una enana blanca es una
estrella con una masa
inferior al Límite
Chandrasekhar que
finalmente deja de
contraerse y se estabiliza
en un estadio final con un
radio de pocos miles de
kilómetros y una
densidad de decenas de
toneladas por centímetro
cúbico
Un año después de que
Chandrasekhar presentara
sus cálculos, el físico soviético
Lev Landau mantenía que las
estrellas con una masa 1,4
veces la del Sol, tendrían que
colapsar más allá de la fase de
enana blanca, llegando a
comprimirse los protones y
los electrones en neutrones
para formar una estrella de
neutrones.
Estas estrellas se
mantendrían gracias a la
repulsión debida al principio
de exclusión entre neutrones.
CARACTERISTICAS
El Campo magnético
creado es del orden de
1012 gauss (el de la
Tierra es 1 gauss).
La densidad puede
llegar a los 50 billones de
gramos por centímetro
cúbico (fluído de
neutrones
incompresible, quinto
estado de la materia).
Alta
conductividad
calorífica,
temperatura
uniforme a
partir de pocos
metros de
profundidad
(108 K)
Atmósfera de la
estrella con espesor
de pocos
centímetros y
gravedad 108 veces
la del Sol
Teniendo en cuenta que
cada supernova suele
aparecer cada 100
años, y que se han
identificado hasta
ahora más de 20 restos
de supernovas en
nuestra Galaxia (y
muchas otras en
distintas galaxias), no
resulta excesivamente
comprometido augurar
que próximamente se
descubrirán nuevos
pulsars asociados a
restos de supernovas
FIN