Púlsar

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Saltar ata a navegación Saltar á procura
Ilustración do efecto de "faro" producido por un púlsar

Os púlsares[1] son estrelas de neutróns que, en virtude do seu intenso campo magnético (da orde de 108 T), transforman a enerxí­a rotacional en enerxía electromagnética. A medida que o púlsar xira, o seu intenso campo magnético induce un enorme campo eléctrico na súa superficie. Este campo eléctrico é suficiente para arrancar partículas cargadas da superficie, na súa maioría electróns, queá súa vez flúen cara á magnetosfera onde son acelerados. Estes electróns acelerados emiten radiación síncrotron nun feixe estreito ao longo das liñas do campo magnético. Se ao xirar, o eixe do campo magnético ficar na nosa liña de visión, veremos un pulso de radiación electromagnética (como a luz dun faro xirante).[2]

Esquema dun púlsar, presentando as liñas de campo magnético e o feixe de radiación escapando polos polos magnéticos

Historia[editar | editar a fonte]

A existencia de estrelas de neutrons foi primeiramente proposta por Walter Baade e Fritz Zwicky en 1934, cando argumentaron que unha pequena e densa estrela consistindo primariamente en neutróns resultaría nunha supernova.[3] En 1967, pouco antes do descubrimento dos púlsares, o astrónomo italiano Franco Pacini suxeriu que unha estrela de neutróns en rotación cun campo magnético, emitiría radiación e notou que tal enerxía podería adentrar os remanescentes de supernova que se atopan ao redor dunha estrela de neutróns, como a Nebulosa do Cangrexo.[4]

En xullo de 1967, comezara a funcionar un gran radiotelescopio desenvolvido por Antony Hewish en Cambridge composto por 2048 dispositivos de recepción separados, espallados por unha área de 18 000 m2. Estaba destinado a estudar as cintilacións de fontes de radio localizadas no espazo. Esas cintilacións son causadas polas flutuacións na densidade do plasma interplanetario.

Jocelyn Bell Burnell, unha estudante de posgraduado, responsábel da análise preliminar dos datos, notou un sinal estraño que desapareceu subitamente, vindo a reaparecer tres meses despois. O grupo de Hewish concentrouse nese estraño sinal, localizado entre as estrelas Vega e Altair, e descubriu que os pulsos de radio ocorrían nunha taxa extremamente regular, a cada 1,33730113 s e cunha duración de 0,05 s.[2][5]

Porén, non só demoraron meses en se convencer da autenticidade do sinal, senón que cando foi anunciado, foi seriamente discutida a hipótese de se tratar de sinais dunha civilización extraterrestre. Na verdade, antes que a palabra púlsar pasase a ser utilizada eles referíanse ao fenómeno como LGM (sigla en inglés de little green men, homiños verdes).[5][6]

Posteriormente, o grupo descubriu tres obxectos máis emitindo pulsos de radio con taxas distintas e concluíron que se trataba de obxectos de orixe natural.[2]

Como a fonte emisora parecía orixinarse nun punto no espazo, Hewish pensou que podería representar algún tipo de estrela, unha estrela pulsante (do inglés pulsating star); o nome foi entón abreviado a púlsar.[5]

Após o descubrimento do primeiro púlsar, Thomas Gold suxeriu un modelo dunha estrela de neutróns en rotación similar ao de Pacini e argumentou que ese modelo podería explicar a radiación pulsante observada por Bell Burnell e Hewish.[7] O descubrimento do púlsar da Nebulosa do Cangrexo en 1968 confirmou ese modelo de representación dos púlsares. O púlsar do Cangrexo ten unha pulsación de período igual a 33 milisegundos, pequeno de máis para ser consistente con outros modelos propostos para a emisión do púlsar. Alén diso, a súa localización no centro da Nebulosa do Cangrexo é consistente coa previsión de Baade e Zwicky en 1933.[8]

En 1974, Antony Hewish e Martin Ryle convertéronse nos primeiros astrónomos que gañaron o Premio Nobel de Física, coa Academia das Ciencias de Suecia notando que Hewish tivo "papel decisivo no descubrimento de púlsares".[9] Existe certa controversia asociada ao feito de Hewish ter gañado o premio mentres que a participación de Bell Burnell non foi considerada.[10]

Nomenclatura[editar | editar a fonte]

Inicialmente os púlsares nomeábanse coas iniciais do observatorio responsábel do descubrimento seguidas pola súa ascensión recta. Segundo se foron descubrindo máis púlsares, esa convención tornouse insuficiente, sendo seguida polo uso das letras PSR (sigla en inglés de Pulsating Source of Radio, Fonte de Radio Pulsante) seguidas pola ascensión recta e os graos do arco de declinación. Púlsares moi próximos poden ter letras a maiores.

A convención moderna prefixa números antigos cun B, significando que as coordenadas pertencen á época de 1950. Os púlsares descubertos máis recentemente teñen un J, que indica que as coordenadas son de 2000, e unha declinación que inclúe os minutos. A pesar das mudanzas, os púlsares descubertos antes de 1993 manteñen a convención da letra B en lugar de teren nomes con J. Porén, todos os púlsares posúen un nome con J que fornece coordenadas máis precisas das súas posicións no ceo.[11]

Formación[editar | editar a fonte]

Visión esquemática dun púlsar. A esfera no centro representa a estrela de neutróns, as liñas curvadas indican as liñas do campo magnético, os conos azuis indican as zonas de emisión de luz e a recta verde representa o eixe de rotación da estrela

Os eventos que levan á formación dun púlsar comezan cando o núcleo dunha estrela masiva se comprime durante unha supernova, formando unha estrela de neutróns. A estrela de neutróns mantén gran parte do momento angular orixinal e, unha vez que posúe un raio moi menor que a súa proxenitora, fórmase cunha alta velocidade de rotación. Un feixe de radiación é emitido xunto ao eixe magnético do púlsar, que xira conforme á rotación da estrela de neutróns. O eixe magnético do púlsar determina a dirección do feixe eletromagnético e non é necesariamente idéntica ao eixe de rotación da estrela. Iso fai que o feixe sexa visíbel unha vez por cada rotación da estrela de neutróns, levando á natureza "pulsante" da súa aparencia.

Nos púlsares alimentados por rotación, o feixe orixínase da enerxía rotacional da estrela de neutróns, que xera un campo eléctrico a partir do movemento dun forte campo magnético, resultando na aceleración de protóns e electróns na superficie da estrela e na emisión dun feixe electromagnético emanando dos polos do campo magnético. Esa rotación diminúe ao longo do tempo, a medida que se emite a enerxía electromagnética. Cando o xiro dun púlsar diminúe suficientemente, o mecanismo de emisión de radiación desconéctase. Ese desligamento parece ocorrer aproximadamente após 10 a 100 millóns de anos, o que significa que, de todas as estrelas de neutróns nacidas nos 13,6 mil millóns de anos do universo, preto do 99 % pararon de pulsar.[12]

O Púlsar do Cangrexo. Esta imaxe combina información óptica recollida polo Hubble (en vermello) e imaxes por raios X do Chandra (en azul)

Púlsares notábeis[editar | editar a fonte]

Categorías[editar | editar a fonte]

Hoxe coñécense tres clases distintas de púlsares, diferenciadas pola fonte da forza da radiación electromagnética:

A pesar de todos os tres tipos seren estrelas de neutróns, os seus comportamentos e os procesos físicos que os causan son distintos. Non obstante, eses tipos están conectados, cos púlsares de raios X sendo moi probabelmente antigos púlsares de rotación que perderon gran parte do seu poder, visíbeis soamente debido ao feito de que as súas respectivas estrelas binarias se expandiron e trasladaron materia para a estrela de neutróns. Ese proceso de acreción pode trasladar momento angular suficiente para resumir o movemento de rotación na estrela, coa materia acrecida diminuíndo a forza magnético do púlsar de 1000 a 10 000 veces do normal. Ese campo magnético enfraquecido é menos eficiente en diminuír a velocidade de rotación dos púlsares, permitindo que permanezan activos por miles de millóns de anos e sexan os máis antigos púlsares coñecidos.[12]

Aplicacións[editar | editar a fonte]

O descubrimento dos pulsares permitiu aos astrónomo o estudo dun obxecto nunca antes observado: a estrela de neutróns. Ese tipo de obxecto é o único lugar en que pode observarse o comportamento da materia nunha densidade nuclear (a pínda que non directamente). Alén diso, púlsares con duración de milissegundos permitiron o estudo da relatividade xeral en condicións de intenso campo gravitatorio.

Mapas[editar | editar a fonte]

Incluíronse mapas de púlsares nas dúas placas Pioneer así como no Disco de ouro das Voyager. Estes mostran a posición do Sol, relativa a catorce púlsares, que son identificados polos períodos únicos dos seus pulsos electromagnéticos, de xeito que permita o cálculo da nosa posición tanto no tempo como no espazo por potenciais seres extraterrestres.[13] Debido á emisión regular de pulsos de ondas de radio polos púlsares, as súas transmisións non requiren correccións diarias. Alén diso, a posición dos púlsares podería crear un sistema de navegación espacial independente ou usarse en conxunto coa navegación por satélite.[14][15]

Reloxos precisos[editar | editar a fonte]

Xeralmente, a regularidade da emisión dun púlsar non se compara á estabilidade dos reloxos atómicos.[16] Porén, para algúns púlsares de milisegundos, a regularidade da pulsación é aínda máis precisa que a deses reloxos.[17] Esa estabilidade permite que se empreguen púlsares de milisegundos para o establecemento do tempo de efemérides[18] ou na construción de reloxos púlsares.

Sondas do medio interestelar[editar | editar a fonte]

A radiación dos pulsares pasa polo medio interestelar antes de alcanzar a Terra. Os electróns libres existentes no compoñente ionizado e quente (8000 K) dese medio e nas rexións H II, afectan a radiación de dúas maneiras. As mudanzas resultantes na radiación do púlsar son unha importante sonda do medio interestelar en si.[19]

Debido á natureza dispersiva do plasma interestelar, as ondas de radio de baixa frecuencia móvense por ese medio máis lentamente que as ondas de alta frecuencia. O atraso resultante na chegada dos pulsos nunha faixa de frecuencia, é directamente mensurábel como a medida de dispersión do púlsar. A medida de dispersión é a densidade da columna total de electróns libres entre o observador e o púlsar,

Onde é a distancia do púlsar até o observador e é a densidade electrónica do medio interestelar. A medida da dispersióne emprégase na construción de modelos da distribución de electróns libres na Vía Láctea.[20]

Alén diso, a turbulencia no gas interestelar causa inhomoxeneidades na densidade no medio interestelar, que fai que as ondas de radio dos púlsares sufran espallamento. A cintilación resultante nas ondas de radio (o mesmo efecto da cintilação no brillo dunha estrela debido á variación na densidade da atmosfera terrestre), pode usarse para reconstruír información sobre as variacións a pequena escala do medio interestelar.[21] Debido á alta velocidade (de até centenares de km/h) de moitos púlsares, un único púlsar varre o medio interestelar rapidamente, resultando na mudanza nos padróns de cintilación ao longo de poucos minutos.[22]

Sondas do espazo-tempo[editar | editar a fonte]

Púlsares orbitando ao longo do espazo-tempo curvado ao redor de Sagittarius A*, o buraco negro supermasivo no centro da Vía Láctea, poderían servir para examinar a gravidade naquel ambiente de intenso campo gravitacional.[23] Os tempos de chegada dos pulsos veríanse afectados polo efecto Doppler, conforme á relatividade xeral e especial e polos camiños complicados que as ondas de radio percorrerían no espazo-tempo fortemente curvado ao redor do buraco negro. Para que os efectos da relatividade xeral sexan mensurábeis coa tecnoloxí­a actual, precisaríase descubrir púlsares con períodos orbitais menores de 10 anos[23] e eses púlsares orbitarían a unha distancia de preto de 0,01 pc do buraco negro.

Notas[editar | editar a fonte]

  1. Definicións no Dicionario da Real Academia Galega e no Portal das Palabras para púlsar.
  2. 2,0 2,1 2,2 Gregory, Stephen A.; Zeilik, Michael (1998). "Capítulo 17: Star Deaths". Introductory Astronomy and Astrophysics (en inglés) (4 ed.). Thomson Learning. ISBN 9780030062285. 
  3. Baade, Walter; Zwicky, Fritz (1934). "Remarks on Super-Novae and Cosmic Rays". Physical Review. Bibcode:1934PhRv...46...76B. doi:10.1103/PhysRev.46.76.2. 
  4. Pacini, Franco (1967). "Energy Emission from a Neutron Star". Nature. Bibcode:1967Natur.216..567P. doi:10.1038/216567a0. 
  5. 5,0 5,1 5,2 Asimov, Issac (1980). "Cap.: Estrelas de nêutrons". O colapso do universo (3 ed.). Rio de Janeiro: Francisco Alves. p. 102-104. 
  6. Friaça, A.C.S.; Pino, L.S.Jr.; Pereira, V.J. (2008). "Cap.: Objetos estelares compactos". Astronomia: uma visão geral do universo (2 ed.). São Paulo: Edusp. ISBN 978-85-314-0462-7. 
  7. Gold, Thomas (1968). "Rotating Neutron Stars as the Origin of the Pulsating Radio Sources" (PDF). Nature 218 (5143). Bibcode:1968Natur.218..731G. doi:10.1038/218731a0. Consultado o 25/10/17. 
  8. Lyne, Andrew G.; Graham-Smith, Francis (1998). Pulsar Astronomy. Cambridge University Press. pp. 1–7. 
  9. "Press Release: The 1974 Nobel Prize in Physics". Nobel Media AB. 2014. Consultado o 25/10/17. 
  10. Bell Burnell, S. Jocelyn (1977). Annals of the New York Academy of Science 302. Nova York. p. 685-689. Consultado o 25/10/17. 
  11. Lyne, Andrew G. (1998). Graham-Smith, Francis, ed. Pulsar Astronomy. Cambridge University Press. 
  12. 12,0 12,1 "Pulsar Properties". National Radio Astronomy Observatory. Consultado o 8/11/2017. 
  13. "Voyager - The Spacecraft". voyager.jpl.nasa.gov (en inglés). Consultado o 2017-10-10. 
  14. Cevallos, Marissa (24/11/2010). "How to use a pulsar to find Starbucks". Science News. Consultado o 10/10/2017. 
  15. Tartaglia, Angelo; Ruggiero, Matteo Luca; Capolongo, Emiliano (2011). "A null frame for spacetime positioning by means of pulsating sources". Advances in Space Research. doi:10.1016/j.asr.2010.10.023. Consultado o 10/10/2017. 
  16. Hartnett, John; Luiten, Andre (2011). "Colloquium: Comparison of Astrophysical and Terrestrial Frequency Standards". Reviews of Modern Physics. doi:10.1103/RevModPhys.83.1. Consultado o 10/10/2017. 
  17. Matsakis, Demetrios; Taylor, J. H.; Eubanks, T. M. (02/06/1997). "A Statistic for Describing Pulsar and Clock Stabilities" (PDF). Astronomy and Astrophysics. Bibcode:1997A&A...326..924M. Consultado o 10/10/2017. 
  18. Backer, Don (1984). "The 1.5 Millisecond Pulsar". Annals of the New York Academy of Sciences. Bibcode:1984NYASA.422..180B. doi:10.1111/j.1749-6632.1984.tb23351.x. Consultado o 10/10/2017. 
  19. Ferrière, Katia (05/12/2001). "The Interstellar Environment of Our Galaxy". Reviews of Modern Physics. Bibcode:2001RvMP...73.1031F. doi:10.1103/RevModPhys.73.1031. 
  20. Taylor, J. H.; Cordes, J. M. (xullo de 1993). "Pulsar Distances and the Galactic Distribution of Free Electrons". Astrophysical Journal. doi:10.1086/172870. 
  21. Rickett, Barney J. (setembro de 1990). "Radio Propagation Through the Turbulent Interstellar Plasma". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:1990ARA&A..28..561R. doi:10.1146/annurev.aa.28.090190.003021. 
  22. Rickett, Barney J.; Lyne, Andrew G.; Gupta, Yashwant (01/06/1997). "Interstellar Fringes from Pulsar B0834+06". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bibcode:1997MNRAS.287..739R. doi:10.1093/mnras/287.4.739. 
  23. 23,0 23,1 Angélil, Raymond; Saha, P.; Merritt, D. (19/08/2017). "Towards relativistic orbit fitting of Galactic center stars and pulsars". The Astrophysical Journal. Bibcode:2010ApJ...720.1303A. doi:10.1088/0004-637X/720/2/1303. Consultado o 10/10/2017. 

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Bibliografía[editar | editar a fonte]

Ligazóns externas[editar | editar a fonte]