JAVIER DE LUCAS

Una primera definición de púlsar sería la de un objeto estelar que emite señales de radiofrecuencia de manera intermitente, con un período que oscila entre 0,03 y 4 segundos

Una de las características más importantes del púlsar es la exactitud de su período, lo que hace de estos objetos precisos relojes. Los pulsars son estrellas de neutrones que rotan rápidamente con un fuerte campo magnético del orden de gauss

HISTORIA

En 1934, Zwicky y Baade hicieron una sugerencia trascendental, pero especulativa: "las supernovas representan las transiciones de las estrellas normales a neutrónicas, que en sus etapas finales constan de neutrones unidos estrechamente en forma de paquete compacto"

En 1939, Oppenheimer y Volkoff demostraron que tal estrella podía existir, con un diámetro de 20 Km y una densidad de veces la del agua. Pero todo esto eran conjeturas. Además, en las siguientes décadas, los pulsars no fueron objetivos de los astrónomos

Fue en la década de los sesenta cuando realmente comienza la historia de estos extraños pobladores del Cosmos, y, como tantas veces ha sucedido en descubrimientos científicos, el objetivo del experimento u observación no fue precisamente el hallazgo de un pulsar.

Bell y Hewish, en la Universidad de Cambridge, trataben de determinar el tamaño de focos radioemisores. Corría el año 1967, y ya en 1960 Frank Drake, en Green Bank, habían detectado señales que resultaron ser debidas a experimentos de radar del mando militar norteamericano. En el verano de 1967, Jocelyn Bell advirtió algo extraño en los mapas que semanalmente se obtenían en el telescopio de Cambridge: sobre tales registros aparecía, alrededor de medianoche, algo que parecía ser estallidos o impulsos radioemitidos.

El 28 de Noviembre, la señal del foco llegaba muy intensa y los astrónomos determinaron un impulso extraordinariamente corto, de 0,016 segundos de duración, que se recibía cada 1, segundos. Pronto se encontraron tres pulsars más. El 9 de Febrero de 1968 se hicieron públicos los resultados, con lo que se inició la investigación acerca de los pulsars

En Octubre de 1968, Staelin y Reifenstein, miembros del NRAO de Green Bank, localizaron un pulsar en medio de la Nebulosa del Cangrejo, lo que venía a confirmar que el pulsar era el resto de una supernova. El 15 de Noviembre de 1968, los científicos del Observatorio de Arecibo, en Puerto Rico, determinaron que el período del pulsar de Crab Nebula era de 33,09112 milisegundos, y el 16 de Enero de 1969, en el Observatorio de Steward, en Arizona, se obtuvo una imagen óptica de este pulsar, el NP 0532, que se enciende y se apaga cada 33 milisegundos.

El descubrimiento de los pulsars, la captación de su emisión de radioondas con un período tan increíblemente exacto, llevó a algunos científicos a plantearse que el origen de estos misteriosos emisores podría estar relacionado con inteligencias extraterrestres, teoría que, naturalmente, tuvo un gran eco popular. Sin embargo, y ya de entrada, había tres consideraciones que desaconsejaban esta hipótesis

a) Las longitudes de onda que emitían los pulsars eran oscurecidas por emisiones de radiogalaxias, por lo que no es lógico que seres inteligentes utilizasen esas frecuencias

b) La energía para producir los impulsos era de millones de veces la que el hombre es capaz de producir en la Tierra

c) No se han encontrado planetas asociados a pulsars

El primer pulsar óptico detectado fue el situado en la Nebulosa del Cangrejo. Esta nebulosa, en la constelación de Cáncer, es el resto de la supernova del año 1054, observada por astronómos chinos, japoneses y coreanos. Esta nube de gas incandescente tiene un diámetro de 3 parsecs y está repleta de electrones que giran alrededor de líneas de fuerza magnética a velocidades cercanas a la luz. En la proximidad del centro está el pulsar, que es un pulsar joven en el cual se dan glitches, es decir, aceleraciones repentinas (uno tuvo lugar el 29 de septiembre de 1969). Cuando Staelin y Reifenstein descubrieron, en el Observatorio de Green Bank este pulsar (NP 0532), el 6 de Noviembre de 1968, en Arecibo se determinó su período, 33, milisegundos, a 5 minutos de arco del centro de la nebulosa del Cangrejo.

Otros pulsars detectados en la zona del visible son el de Vela X, el de Large Magellanic Cloud (Gran Nube de Magallanes), el de Vulpécula y el de Ara. La edad del PRS 0531 (Cangrejo) es de 900 años, y la del PRS 0833 (Vela), años, mientras que la de los otros es desconocida. Tanto el PRS 1937 (Vulpécula), como el GX 339, (Ara), cuyos períodos son, respectivamente, 0,0016 y 0,0013 segundos, no aparecen en supernova

El pulsar de la Nebulosa del Cangrejo, aparte de ser detectado en la región del espectro visible, también lo ha sido en la banda de los rayos X. Parece ser que este pulsar emite energía en forma de radiación X de electrón-voltios, rayos gamma de 10 millones de electrón-voltios y quizás ondas gravitatorias, aunque esto último es ciertamente especulativo. En la banda de radioondas emite en las frecuencias de 430 y 196 megaciclos por segundo

PULSAR DE LA NEBULOSA DEL CANGREJO

En diversos estudios, se encuentra una tabla que contiene los primeros 89 pulsars descubiertos, detallando el nombre del pulsar, sus coordenadas astronómicas (declinación y ascensión recta), sus coordenadas galácticas y su período

NATURALEZA DE LOS

Las principales teorías sobre la naturaleza de los pulsars son

a) Hewish: pulsación radial de una estrella de neutrones o de una enana blanca por la excitación producida

b) Ostriker: mancha activa en una enana blanca en rotación

c) Hoyle y Narlikar: colapso reversible de una supernova

d) Black: pulsación atmosférica de una enana blanca

d) Gunn y Ostriker: radiación, por efecto de un dipolo magnético, de una estrella de neutrones

e) Stothers: pulsación radial de una estrella de neutrones que está perdiendo parte de su masa

Pero, ¿qué es una estrella de neutrones?

Subrahmanyan Chandrasekhar, físico hindú, viajó a Inglaterra para trabajar con el insigne astronómo Arthur Eddington, y allá por el año 1930 presentó sus cálculos en los cuales afirmaba que una estrella con masa superior a 1,4 veces la masa del Sol, no soportaría su propia gravedad

A esta masa se le denomina hoy Límite Chandrasekhar. Una enana blanca es una estrella con una masa inferior al Límite Chandrasekhar que finalmente deja de contraerse y se estabiliza en un estadio final con un radio de pocos miles de kilómetros y una densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico

Un año después de que Chandrasekhar presentara sus cálculos, el físico soviético Lev Landau mantenía que las estrellas con una masa 1,4 veces la del Sol, tendrían que colapsar más allá de la fase de enana blanca, llegando a comprimirse los protones y los electrones en neutrones para formar una estrella de neutrones. Estas estrellas se mantendrían gracias a la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones.

CARACTERISTICAS

El Campo magnético creado es del orden de gauss (el de la Tierra es 1 gauss). La densidad puede llegar a los 50 billones de gramos por centímetro cúbico (fluído de neutrones incompresible, quinto estado de la materia).

Alta conductividad calorífica, temperatura uniforme a partir de pocos metros de profundidad (10 8 K)

Atmósfera de la estrella con espesor de pocos centímetros y gravedad 10 8 veces la del Sol

Teniendo en cuenta que cada supernova suele aparecer cada 100 años, y que se han identificado hasta ahora más de 20 restos de supernovas en nuestra Galaxia (y muchas otras en distintas galaxias), no resulta excesivamente comprometido augurar que próximamente se descubrirán nuevos pulsars asociados a restos de supernovas

FIN