Pulsións ultrarrápidas
O pasado mes de marzo J. Nun traballo asinado por Kristia e os seus colaboradores, anunciouse a detección da rede de pulsaciones que se cría que xurdiría como consecuencia do nacemento da supernova (a supernova SN 1987 A) que se produciu hai dous anos na Gran Nube de Magallanes. Os astrónomos esperaban con entusiasmo que este descubrimento che poida ser una achega moi importante paira a teoría da formación de pulsares. Con todo, no citado traballo achégase un dato que cuestiona esta afirmación; un dato importante que non acougou aos científicos e que xerou novos debates.
Esta particularidade é a velocidade de xiro da rede: 2000 %. Pola contra, os astrónomos só esperaban de dez ou cen hertzios. O valor dado é moito maior que o das pulsaciones que se mencionan no título e que se analizan inmediatamente. No seguinte número analizaremos en profundidade os problemas que xera, pero antes, como xa dixemos, falaremos desoutros pulsares rápidos paira entrar no tema.
A referencia máis precisa paira comparar as velocidades das pulseiras é a que se atopou na Nebulosa do Cangrexo, xa que a súa idade é coñecida (creada pola supernova de 1054). A súa velocidade rolda os 33 hercios e vai diminuíndo progresivamente. Este freado é consecuencia da emisión de enerxía. Como é sabido, os pulsos que denominan á rede (pulsating star) son producidos polo forte campo magnético da estrela de neutróns resultante da supernova debido ao seu rápido xiro.
Por tanto, a emisión realízase a costa do movemento de xiro, polo que a súa velocidade vai diminuíndo. Normalmente ese jaiste adoita ser astiroso. Por iso dixemos que se esperaba que a velocidade do primeiro pulso fose dun dez ou cen hercios. Até 1982 este cadro era totalmente coherente. A rede de pulso da Nebulosa do cangrexo era a máis rápida e supostamente a máis nova. Pero a partir de entón atopáronse redes de pulsaciones de maior velocidade de xiro e non se pode admitir que son máis novos. Xa se tratou de dar explicacións paira este grupo, pero tamén a de maior velocidade (apenas 700 hertz) non se achega ao SN 1987-A. Imos entender en que consisten esas explicacións.
As pulsaciones de alta velocidade de xiro (algúns centos de hertzios) presentan, polo xeral, outra particularidade destacable: un valor de freado extremadamente baixo. Isto significa que perden moi lentamente a enerxía de xiro. Por tanto, o campo magnético, causante da perda, é pequeno. Fronte a isto, algúns astrofísicos afirman que as pulsións deste grupo pódense formar en diferentes condicións de creación. Por exemplo, en condicións de baixo campo magnético, polo que manterían durante moito tempo o xiro rápido. Con todo, non ofrecen grandes detalles sobre as condicións de creación.
Outros, pola súa banda, propoñen que estes pulsares acelérense de novo despois de una gran baixada de velocidade. A idea baséase en sistemas dobres emisores de raios X. Crese que estes sistemas están formados por unha estrela de neutróns e outra corrente, e a emisión prodúcese ao caer e apilar (por fricción) a materia que a estrela de neutróns quítalle virando ao redor da outra estrela. Estes propoñen, por tanto, que os pulsares ultrarrápidos serían dos máis antigos. Centos de millóns de anos despois virarían lentamente e ao ser o campo magnético tamén debilitado non emitirían radiación. Algunhas destas pulgas poderían atropelar a outra estrela, e a materia que caería desoutra, achegaría á rede a enerxía do seu movemento, recuperándoo así.
Se esta última hipótese é correcta, o pulso ultrarrápido debe ser máis abundante nos cúmulos globulares. A densidade estelar é enorme, xa que nunha esfera do tamaño do Sistema Solar acumúlanse miles de estrelas. Por iso, a probabilidade de capturar una estrela é moito maior. Nela, ademais, o número de estrelas de neutróns é bastante elevado. Os cúmulos globulares, ao estar fose do plano da galaxia, tiveron una evolución bastante independente, chegando á fase final da vida con moitas estrelas e en moitos casos con estrelas de neutróns. Os primeiros resultados positivos foron os estudos dalgúns cúmulos e atopáronse máis elementos do tipo de pulseira que nos preocupan, pero non todos en sistemas dobres. Ao parecer hai que ter en conta que a alta densidade de estrelas pode chegar a romper os sistemas mediante choques.
Aínda quedan algúns puntos que non están claros nesta teoría, pero que indirectamente ofrecen una alternativa de análise. O freado destas pulgas é extremadamente pesado, polo que o seu período é máis constante que o dos reloxos atómicos que temos na Terra. Por tanto, os efectos producidos polas estrelas que poden pasar polos arredores serían significativos, xa que estes efectos dar una información directa da densidade do cúmulo. Paira terminar diremos que nalgúns observatorios xa se programaron programas de detección e análise sistemática de pulsións nos cúmulos.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
