Universo - Púlsares

En 1968, dos astrónomos de Cambridge (Inglaterra), A. Hewish y S.J. Bell, se hallaban realizando observaciones radioastronómicas cuando descubrieron pulsos extremadamente regulares que se repetían en intervalos de tiempo muy cortos. Los denominaron púlsares; casi inmediatamente se los identificó como una manifestación de las estrellas de neutrones. Este descubrimiento confirmó la predicción realizada en la década del '30 cuando comenzó a discutirse la posibilidad de que existieran estrellas de neutrones; hacia 1934 se predijo que podían ser el resultado de las explosiones de supernovas en las que la energía de las explosiones provocaría un colapso que acabaría formando un objeto de enorme densidad. Posteriormente, se fueron detectando varios cientos de púlsares más, y se fue encontrando que los períodos de sus pulsaciones comprenden un rango entre 0,0016 seg. y unos pocos segundos.

El púlsar más famoso es el descubierto en el interior de la Nebulosa  del Cangrejo. Además de analizar su radioemisión, se lo estudió mediante observacio en la zona infrarroja y visible del espectro electromagnético; así, se logró identificarlo con una estrella de 15m situada aproximadamente en el centro de la nebulosa. Recientemente, se detectó también como púlsar en rayos X. Este púlsar es lo que ha quedado de la explosión de una supernova en el año 1054. Por otra parte sabemos que la Nebulosa del Cangrejo está lentamente en expansión desde que se formara como resultado de la explosión, y el centro de la expansión es justamente la posición ocupada por el púlsar.

¿Cómo se genera un púlsar?

Cuando la masa inicial de la estrella es de tres a cinco veces la masa del Sol, su estado final es más complejo que el de una enana blanca: la densidad llega a ser notablemente mayor. Una vez que la estrella ha evolucionado más allá del estado de gigante, si su masa aún es mayor que 1,4 masas solares, no se convertirá en una enana blanca; la gravedad conduce a la estrella a un estado final conocido como estrella de neutrones. En estos casos, comparada con la de las enanas blancas, es mucho mayor la energía de los electrones, los cuales se combinan con protones formando neutrones y liberando energía. Los neutrones no se repelen mutuamente (no tienen carga eléctrica), y puede alcanzarse entonces una densidad extremadamente grande: alrededor de 100 millones de toneladas por cm3 en una esfera de radio tan pequeño como unos 10 km. Por otra parte, estas estrellas deben rotar muy rápidamente por la conservación del momento angular al disminuir su tamaño.

La presión del gas de neutrones degenerado soporta la gravedad de la misma manera que en las estrellas enanas blancas lo hace el gas de electrones. Las estrellas de neutrones consisten en una estructura sólida con una atmósfera extremadamente delgada. Como son cuerpos muy pequeños no se los ve, pero se los puede detectar a través de la intensa emisión de radioondas debido al fuerte campo magnético que generan. Cuando la estrella comienza su contracción, conserva su pequeño flujo magnético, el cual es proporcional al campo magnético y a la superficie de la estrella. Como al evolucionar, la estrella disminuye de tamaño el campo magnético va adquiriendo valores enormes; de esa manera los electrones son acelerados violentamente en espirales a lo largo de las líneas del campo magnético, emitiendo radiación sincrotrón. Esta es la radiación que puede ser detectada.