INTRODUCCIÓN
Descubiertos en 1967 por Jocelyn Bell, A. Hewish y colaboradores en Cambridge
(Inglatera) los pulsares fueron rápidamente indentificados como
estrellas de neutrones en rotación. Se estima que hay de unos cien
hasta mil millones de estrellas de neutrones en nuestra Galaxia, pero soló
unos diez mil de estas pueden ser pulsares activos: las demás ya
se `apagaron' y son consequentemente muy dificil de detectar. De los pulsares
activos soló se han detectados un poco menos de un millar. Por supuesto
los únicos conocidos son los que se han detectado y es por extrapolación
que se estima el numero total de pulsares activos y de estrellas de neutrones
en la Galaxia.
Las estrellas de neutrones conocidas se pueden brevemente clasificar
de la siguiente manera:
-
Pulsares aislados: se detectan principalmente por su emisión
en ondas radio, pero algunos has sido descubiertos originalmente en rayos
X y/ó rayos gamma.
-
Estrellas de neutrones en remanentes de supernovas: se piensa que
las estrellas de neutrones nacen en la explosión de una estrella
másiva que termina su vida como estrella normal en una gigantesca
explosión llamada supernova. No todas las supernovas resultan de
la explosión de una estrella másiva, pero las que sí
forman una estrella de neutrones ó un agujero negro. Casi todos
los pulsares jóvenes (~15) parecen estar localizados dentro de un
remante de supernova. Sin embargo, debido a la dificultad de detectar pulsares
muy lejanos, existen muchos remanentes de supernova observados a gran distancia
y en los cuales todavía no se ha podido detectar un pulsar. En algunos
remanantes se ha detectado un estrella de neutrones por su emisión
en rayos X pero no se ha podido detectar la emisión pulsada en ondas
radio.
-
Estrellas de neutrones en `binarias de rayos X': son estrellas de
neutrones que tienen una estrella compañera, usualmente una gigante
roja pero no siempre, y que están acretando material de esta compañera.
Este proceso de acreción produce una emisión muy fuerte en
rayos X (de donde el nombre del sistema, binaria de rayos X) y el sistema
es facilmente observable a gran distancia. Las fuenes de rayos X mas intensas
pertenecen a esta clase de objetos. Si la compañera es una estrella
de masa alta ó baja se habla de binaria de rayos X de masa alta
ó baja. En las binarias de masa alta la emisión en rayos
X de la estrella de neutrones es usualmente pulsada y se habla de un pulsar
de rayos X mientras que en las binarias de masa baja la emisión
no presenta pulsaciones en general.
-
Estrellas de neutrones viejas aisladas: se trata de la mayoría
de las estrellas de neutrones ya que la emisión de pulsos es generalmente
de corto tiempo (unos millones de años con excepción de los
llamados `pulsars milisegundos' que parecen tener una vida activa de miles
de millones de años). Hasta la fecha se han detectados solamente
dos: son estrellas de neutrones cuya rotación es suficientemente
lenta para permitir acreción de materia del medio interestelar.
Por la acreción la superficie de la estrella se vuelva a calentar
y la estrella se puede observar como un fuente puntual de rayos X blandos
si es suficientemente cercana.
-
Magnetares: son estrellas de neutrones hipermagnetizadas cuya existencia
ha sido descubierta recientemente. Tendrían un campo magnético
hasta mil veces más intenso que los pulsares y por lo tanto posiblemente
no podrían emitir pulsos en ondas radio. También parecen
ser más calientes que las estrellas de neutrones `normales' y tres
de ellas producen estallidos de rayos gamma suaves (son los famosos `soft
gamma repeaters').
Los modelos teóricos modernos predicen que les estrellas de neutrones
tienen un radio del ordén de unos diez kilómetros (comparado
a unos 7,000 km para la Tierra y 700,000 km para el Sol) y en los pocos
casos en los cuales se ha podido medir su masa, esta resulta ser del ordén
de 1.4 veces la masa del Sol. Tal masa en un objeto tan pequeño
implica densidades del ordén de mil millones de toneladas por centimetro
cúbico ! El interior de la estrella es un `líquido cuántico'
que es probablemente superfluido mientras las capas superiores, de un espezor
de unos cientos de metros, son sólidas. La superficie puede ser
sólida, líquida ó gaseosa: todavía no se sabe.
La acceleración de la gravedad en la superficie es más
de cien mil millones de veces más fuerte que en la Tierra y el campo
magnético puede también ser más de diez millones de
millones de veces más fuerte que el campo magnético terrestre.
Es precisamente este enorme campo magnético quién es responsable
de los pulsos observados y la ausencia de pulsación en la emisión
de las estrellas de neutrones en binarias de rayos X de masa baja se atribuye
a que estas tendrían un campo magnético más debil.
La velocidad de rotación también puede ser asombrosa:
el pulsar más rápido, PSR 1937+21, tiene un período
de rotación de 1.558 milisegundos, es decir que da cerca de 650
vueltas por segundo. En este caso, la velocidad de rotación en el
ecuador es alrededor de los 1000 km/seg : si fuera un poquito mayor la
velocidad de rotación, alcancaría la velocidad de escape,
es decir que la materia sería eyectada por la fuerza centrifuga.
Esta estrella está pues cerca de su velocidad de rotura.
Sección siguiente: Estructura de las
Estrellas de Neutrones.
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20-II-1998)