Pulsiones ultrarrápidas
El pasado mes de marzo J. En un trabajo firmado por Kristia y sus colaboradores, se ha anunciado la detección de la red de pulsaciones que se creía que surgiría como consecuencia del nacimiento de la supernova (la supernova SN 1987 A) que se produjo hace dos años en la Gran Nube de Magallanes. Los astrónomos esperaban con entusiasmo que este descubrimiento te pueda ser una aportación muy importante para la teoría de la formación de pulsares. Sin embargo, en el citado trabajo se aporta un dato que cuestiona esta afirmación; un dato importante que no ha calmado a los científicos y que ha generado nuevos debates.
Esta particularidad es la velocidad de giro de la red: 2000 %. Por el contrario, los astrónomos sólo esperaban de diez o cien hertzios. El valor dado es mucho mayor que el de las pulsaciones que se mencionan en el título y que se analizan inmediatamente. En el siguiente número analizaremos en profundidad los problemas que genera, pero antes, como ya hemos dicho, hablaremos de esos otros pulsares rápidos para entrar en el tema.
La referencia más precisa para comparar las velocidades de las pulseras es la que se encontró en la Nebulosa del Cangrejo, ya que su edad es conocida (creada por la supernova de 1054). Su velocidad ronda los 33 hercios y va disminuyendo progresivamente. Este frenado es consecuencia de la emisión de energía. Como es sabido, los pulsos que denominan a la red (pulsating star) son producidos por el fuerte campo magnético de la estrella de neutrones resultante de la supernova debido a su rápido giro.
Por lo tanto, la emisión se realiza a costa del movimiento de giro, por lo que su velocidad va disminuyendo. Normalmente ese jaiste suele ser astiroso. Por eso hemos dicho que se esperaba que la velocidad del primer pulso fuese de unos diez o cien hercios. Hasta 1982 este cuadro era totalmente coherente. La red de pulso de la Nebulosa del cangrejo era la más rápida y supuestamente la más joven. Pero a partir de entonces se han encontrado redes de pulsaciones de mayor velocidad de giro y no se puede admitir que son más jóvenes. Ya se ha tratado de dar explicaciones para este grupo, pero también la de mayor velocidad (apenas 700 hertz) no se acerca al SN 1987-A. Vamos a entender en qué consisten esas explicaciones.
Las pulsaciones de alta velocidad de giro (algunas cientos de hertzios) presentan, por lo general, otra particularidad destacable: un valor de frenado extremadamente bajo. Esto significa que pierden muy lentamente la energía de giro. Por tanto, el campo magnético, causante de la pérdida, es pequeño. Frente a esto, algunos astrofísicos afirman que las pulsiones de este grupo se pueden formar en diferentes condiciones de creación. Por ejemplo, en condiciones de bajo campo magnético, por lo que mantendrían durante mucho tiempo el giro rápido. Sin embargo, no ofrecen grandes detalles sobre las condiciones de creación.
Otros, por su parte, proponen que estos pulsares se aceleren de nuevo después de una gran bajada de velocidad. La idea se basa en sistemas dobles emisores de rayos X. Se cree que estos sistemas están formados por una estrella de neutrones y otra corriente, y la emisión se produce al caer y apilar (por fricción) la materia que la estrella de neutrones le quita girando alrededor de la otra estrella. Estos proponen, por tanto, que los pulsares ultrarrápidos serían de los más antiguos. Cientos de millones de años después girarían lentamente y al ser el campo magnético también debilitado no emitirían radiación. Algunas de estas pulgas podrían atropellar a otra estrella, y la materia que caería de esa otra, aportaría a la red la energía de su movimiento, recuperándolo así.
Si esta última hipótesis es correcta, el pulso ultrarrápido debe ser más abundante en los cúmulos globulares. La densidad estelar es enorme, ya que en una esfera del tamaño del Sistema Solar se acumulan miles de estrellas. Por ello, la probabilidad de capturar una estrella es mucho mayor. En ella, además, el número de estrellas de neutrones es bastante elevado. Los cúmulos globulares, al estar fuera del plano de la galaxia, han tenido una evolución bastante independiente, llegando a la fase final de la vida con muchas estrellas y en muchos casos con estrellas de neutrones. Los primeros resultados positivos han sido los estudios de algunos cúmulos y se han encontrado más elementos del tipo de pulsera que nos preocupan, pero no todos en sistemas dobles. Al parecer hay que tener en cuenta que la alta densidad de estrellas puede llegar a romper los sistemas mediante choques.
Todavía quedan algunos puntos que no están claros en esta teoría, pero que indirectamente ofrecen una alternativa de análisis. El frenado de estas pulgas es extremadamente pesado, por lo que su periodo es más constante que el de los relojes atómicos que tenemos en la Tierra. Por lo tanto, los efectos producidos por las estrellas que pueden pasar por los alrededores serían significativos, ya que estos efectos nos darían una información directa de la densidad del cúmulo. Para terminar diremos que en algunos observatorios ya se han programado programas de detección y análisis sistemático de pulsiones en los cúmulos.
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